научная статья по теме ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ КОРОНАЛЬНЫХ ЯРКИХ ТОЧЕК И ТОПОЛОГИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ КОРОНАЛЬНЫХ ЯРКИХ ТОЧЕК И ТОПОЛОГИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 8, с. 566-574

УДК 523.985

ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ КОРОНАЛЬНЫХ ЯРКИХ ТОЧЕК И ТОПОЛОГИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ

© 2014 г. Е. П. Миненко1*, Н. В. Карачик2**, И. Саттаров2***, A. A. Певцов3****

1 Астрономический институт АН РУз, Ташкент, Узбекистан 2Ташкентский государственный педагогический университет, Узбекистан 3National solar observatory, Sunspot, USA Поступила в редакцию 25.11.2013 г.

Исследование выполнено c использованием инструментов на борту Обсерватории динамики Солнца (SDO), поддерживающих высокое разрешение изображений (снимки AIA и магнитограммы HMI). Исследованы структура и магнитная эволюция нескольких корональных ярких точек и тесно связанных с ними мелкомасштабных магнитных потоков N—S полярности. Также представлено сравнение эволюции магнитных полярностей элементарных изолированных источников положительного и отрицательного потока (магнитного биполя) и корональных ярких точек. Обнаружены мельчайшие ("элементарные") корональные яркие точки. Показано, что стандартная корональная яркая точка представляет собой группу "элементарных" корональных ярких точек, вспыхивающих последовательно. Результаты исследования показывают, что перед вспышкой корональной яркой точки наблюдается изменение значений магнитных потоков противоположной полярности. Показано, что не все случаи возникновения корональных ярких точек описываются моделью магнитного пересоединения. Этот результат ранее не был рассмотрен и не отмечался другими авторами.

Ключевые слова: Солнце, корональные яркие точки, магнитное поле.

DOI: 10.7868/80320010814080075

ВВЕДЕНИЕ

Корональные яркие точки (КЯТ), также известные как рентгеновские яркие точки (РЯТ), представляют собой мелкомасштабные (максимальный размер от нескольких до 15—30 угл. сек дуги в диаметре) транзиентные структуры, обычно наблюдаемые при высоких температурах в солнечной короне. Впервые РЯТ были обнаружены на рентгеновских изображениях Солнца, полученных с помощью зондирующей ракеты Aeгobee в 1969 г. (ван Спейбрук и др., 1970). Позже данные корональ-ные структуры были подробно изучены с помощью рентгеновского и ультрафиолетового телескопов, в различных орбитальных и суборбитальных миссиях (Голуб и др., 1974; Хара, Накакубо-Моримото, 2003; Макинтош, Гурман, 2005; Саттаров и др., 2002). Отождествление РЯТ и КЯТ как единой структуры, наблюдаемых на разных длинах волн,

* Электронный адрес:

mkatya@astrin.uz;minenkocatherine@hotmail.com

Электронный адрес: ninakarachik@mail.ru

Электронный адрес: isattar@astrin.uz

Электронный адрес: apevtsov@nso.edu

было предложено в работах Саттарова и др. (2002) и Вебба и др. (1993). Согласно существующим представлениям КЯТ определяют как небольшие выбросы в нижней короне, с периодом жизни от нескольких минут до нескольких дней, что в среднем составляет примерно 8—9 ч (Голуб и др., 1977, 1974; Прайст и др., 1994). Общее число КЯТ уменьшается с корональной температурой (Макинтош, Гурман, 2005; Саттаров и др., 2004), это позволяет относить их к низкокорональным структурам. В большинстве случаев КЯТ тесно связаны с мелкомаштабными (около 20 угл. сек в диаметре) магнитными биполярными и униполярными полями в фотосфере (Голуб и др., 1977; Харви и др., 1975, 1985). Впервые изолированные элементарные источники положительного и отрицательного потока в фотосфере были описаны Фрейзером (1972). Фактически в случае уничтожения в фотосфере биполярных или униполярных структур в короне часто наблюдаются РЯТ (Харви и др., 1985), возникающие в результате процесса магнитного пересоединения между парой потоков противоположной полярности (Прайст и др., 1994). Впоследствии была предложена модель формиро-

вания КЯТ в результате повторного пересоединения между двумя ранее несвязанными магнитными полюсами (Лонгкоуп, Канкельборд, 1999; Лонг-коуп и др., 2001; Лонгкоуп, 1998). В то время как "элементарное" магнитное пересоединение в случае единичной КЯТ сопровождается выделением небольшого количества энергии (порядка 5 х х 1026 эрг) (Лонгкоуп, Канкельборд, 1999), совокупный эффект большого числа КЯТ может быть весьма значительным в общем энергетическом балансе, при нагреве солнечной короны.

Йеда и др. (2010), изучая ориентацию РЯТ, исследовав происхождение биполярных областей, ответственных за возникновение РЯТ, нашли, что: примерно 24 процента КЯТ происходят вследствие возникновения биполей, в то время как оставшиеся 76 — в результате случайного столкновения и аннигиляции противоположных полярностей. Исследование соответствия между КЯТ и магнитными биполярными структурами показало, что большинство КЯТ возникают в связи с распадом таких структур. Также было отмечено, что только небольшая часть КЯТ наблюдается вне зависимости от эфемерных активных областей (Вебб и др., 1993). Ранее (Макинтош, Гурман, 2005; Саттаров и др., 2002) было предложено разделение КЯТ два типа: 1) связанные с активными областями; 2) КЯТ спокойного Солнца. Обнаружено, что ориентация КЯТ соответствует этой модели двух типов, и найдено, что КЯТ, связанные с активными областями, показывают предпочтение к Е—W ориентации, а КЯТ спокойного Солнца ориентированы более случайным образом (Йеда и др., 2010). Широтное распределение КЯТ, связанных с активными областями, показывает предпочтение к активным широтам или зонам активности (Саттаров и др., 2005а). Распределение КЯТ спокойного Солнца указывает на присутствие квантованных расстояний в пределах размера супергранул, что говорит о том, что сеть магнитных полей на границах супергрануляционной ячейки может играть роль в формировании данного типа (Саттаров и др., 2005б). В ранних исследованиях (Голуб и др., 1974) отмечается изменение числа КЯТ в антифазе с циклом солнечных пятен. Этот вариант (анти)цикла первоначально был объяснен эффектом видимости, когда повышение яркости короны может затруднить идентификацию КЯТ в периоды высокой солнечной активности (Хара, Накакубо-Моримото, 2003; Накакубо, Ха-ра, 2000; Саттаров и др., 2002). С другой стороны, разделение КЯТ на два типа, основанное на их яркости, показало, что количество "ярких" КЯТ варьируется, а число "тусклых" КЯТ изменяется в антифазе с солнечным циклом (Саттаров и др., 2010). Для широт спокойного Солнца характерно,

что число КЯТ антикоррелирует с циклом солнечной активности. Также найден сдвиг, равный примерно двум годам, в локальных минимумах и максимумах, указывающий на запаздывание цикла солнечной активности от циклической кривой числа КЯТ активного Солнца (Шерданов и др., 2012). Такое поведение может служить свидетельством того, что на циклические изменения числа КЯТ могут оказывать влияния оба физических процесса — как изменение солнечной активности, так и эффект видимости.

В ряде исследований отмечено, что общее число КЯТ на одном изображении полного солнечного диска в среднем составляет порядка 300— 400 (Лонгкоуп и др., 2001; Накакубо, Хара, 2000; Саттаров и др., 2002). Таким образом, общая средняя энергия, испускаемая в результате всех возникающих КЯТ, может быть оценена как х х 1029 эрг. На основании исследования симпатических КЯТ Чжан, Цзи (2013) утверждают, что подобные выбросы энергии и вещества могут быть связаны с хромосферным испарением, которое, в свою очередь, вызвано теплопроводностью первичного КЯТ. Однако следует отметить, что обычно КЯТ не имеют аналога в хромосферной линии. Таким образом, описанные Чжаном и Цзи (2013) возможные процессы похожи на хромосферное испарение, происходящее в нижней короне. Наблюдения показывают, что скорость нагрева КЯТ сильно изменяется за короткие сроки, что поддерживает модели с участием магнитного пересоединения как возможного механизма происхождения КЯТ (Карияппа и др., 2011).

В недавних исследованиях была представлена модель, в которой небольшая биполярная магнитная область образует выше себя петлеподобную структуру в корональном слое. Образование этой магнитной структуры связывается с нестабильностью давления в разных слоях солнечной атмосферы и турбулентностью (Варнеке и др., 2013). С другой стороны, Йошимура (2012) отмечает, что несмотря на то, что корональные петли появляются иногда в процессе пересоединения между фото-сферными магнитными элементами противоположной полярности во вновь возникающих магнитных биполях, их наличие и происходящие процессы (аннигиляция потоков, их уничтожение) не влияют на нагрев корональных петель. Наблюдаемые факты свидетельствуют о том, что необходимо искать и другие механизмы для нагрева корональных петель и, как следствие, нагрева короны.

Недавние наблюдения связывают (по крайней мере, некоторые) КЯТ с корональными джетами, которые могут ускорить истечение вещества нижней короны, что является основой для формирования солнечного ветра (Сиртейн и др., 2007). В

работе Цзян и др. (2013) описано несколько дже-тов кольцевого типа с развивающимися в центре небольшими биполями. Мур и др. (2011) обнаружили, что многие корональные джеты, связанные с короткоживущими биполями, демонстрирующими расширение горячей короны, могут обеспечивать достаточно энергии для полного или частичного нагрева короны. Таким образом, изучение явления КЯТ может предоставить важные сведения для лучшего понимания механизма нагрева короны и происхождения солнечного ветра.

ИСПОЛЬЗОВАННЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

Большинство предыдущих исследований КЯТ были проведены с использованием корональных изображений и фотосферных магнитограмм с небольшим пространственным разрешением и малой частотой кадров, что ограничивало исследования топологических свойств и быстротекущей эволюции таких мелкомаштабных структур, как КЯТ. В настоящее время данные высокого разрешения и с необходимой частотой кадров могут быть получены с помощью инструментов, установленных на борту SDO (Песнелл и др., 2012). Использование данных SDO позволяет изучить свойства КЯТ и связанных с ними мелкомасштабных магнитных полей более детально. Нами были использованы плотные массивы данных, полученные с помощью инструментов AIA и HMI за период времени, составляющий 38 ч (начиная с 10 : 00 31 декабря 2012 г. по 23 : 59 1 января 2013 г.). Для отслеж

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»