КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 1, с. 4-16
УДК 523-98
ИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ КВМ С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ДАННЫХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ БШ И РЮВА2 © 2013 г. В. Г. Файнштейн, Я. И. Егоров
Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск vfain@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 29.03.2012 г.
С использованием данных с высоким временным разрешением космических аппаратов РЯ0БА2 и £00, объединенных с данными коронографов S0H0/LASC0, исследовано формирование и движение на начальном этапе шести лимбовых КВМ, зарегистрированных в период июнь 2010 г.—июнь 2011 г. Показано, что в области формирования КВМ возникают нескольких петлеобразных структур повышенной яркости, движущихся друг за другом, как правило, с разными скоростями. Эти петлеобразные структуры в конечном итоге формируют фронтальную структуру КВМ. Для всех рассмотренных КВМ получены зависимости от времени скорости и ускорения фронта выброса. Сделан вывод о возможном существовании двух классов КВМ в зависимости от временного профиля их скорости. К одному классу относятся выбросы, скорость которых после достижения максимума резко уменьшается на величину более100 км/с, а затем переходит в режим медленного изменения. Другой класс КВМ формируют выбросы, скорость которых сразу после достижения максимума меняется слабо. Показано, что угловой размер КВМ увеличивается на начальной стадии движения выброса до 3 раз с временным масштабом удвоения величины углового размера в пределах 3.5—11 минут от момента первого измерения этого параметра выброса. Для трех КВМ показано, что на начальном этапе их движения в течение определенного промежутка времени КВМ сильнее расширяются, чем увеличиваются в продольном направлении.
DOI: 10.7868/S0023420613010044
1. ВВЕДЕНИЕ
Физические механизмы генерации корональ-ных выбросов массы (КВМ) во многом остаются невыясненными [1]. Можно ожидать существенного продвижения в решении этой важной проблемы физики Солнца, если для изучения формирования и начальной стадии движения КВМ использовать данные с высоким временным и пространственным разрешением. В 2010 г. был запущен космический аппарат Solar Dynamics Observatory (SDO) [2] с установленным на его борту комплексом инструментов Atmospheric Imaging Assembly (AIA) [3] с уникальными характеристиками. AIA позволяет наблюдать Солнце в спектральном диапазоне от крайнего ультрафиолета (длина волны X = 9.4 нм) до ультрафиолета (X = = 170.0 нм) с высоким временным (~ 10 секунд) и пространственным разрешением (размер пикселя ~0.6 угловых секунды). Это открывает новые возможности для проведения исследований, направленных на установление закономерностей генерации КВМ и начальной фазы их движения.
Эти возможности расширяются, если дополнительно использовать данные космического аппарата PROBA2 (PRoject for Onboard Autonomy), за-
пущенного в 2009 г. (http://proba2.oma.be/index. html/about/) На нем установлены телескоп SWAP [4], позволяющий получать изображение Солнца в линии крайнего ультрафиолета с X = 17.4 нм, и прибор LYRA (http://proba2.oma.be/index.html/ science/), регистрирующий солнечное излучение в диапазоне длин волн от мягкого рентгеновского излучения до ультрафиолета. Хотя временное (1 минута) и пространственное (3.17'') разрешение телескопа SWAP хуже, чем у инструментов AIA, у этого телескопа есть важное преимущество: у него заметно больше поле зрения (54 угловых минуты против 41 минуты у SDO).
Нахождение экспериментальных закономерностей движения КВМ сразу после их возникновения — важный этап изучения свойств корональ-ных выбросов массы. В последнее десятилетие было выполнено несколько исследований различных аспектов начальной стадии движения КВМ с использованием данных таких космических аппаратов, как TRACE, SO HO, STEREO, GOES (см. статьи [5—12]). Прежде всего, была изучена кинематика движения КВМ. Выделено три периода начального движения КВМ ([6]): медленного нарастания скорости в течение несколь-
ких десятков минут, быстрого увеличения скорости (период основного ускорения КВМ), длящегося от нескольких минут до нескольких десятков минут (в некоторых случаях до нескольких часов), в течение которого амплитуда ускорения для некоторых выбросов достигает значений несколько км/с2; и, наконец, фазы распространения — т.е. "спокойного" движения КВМ с небольшим или умеренным по модулю ускорением.
Обнаружена тесная связь между ускорением КВМ и выделением энергии в связанных с КВМ солнечных вспышках [6, 7, 10, 13]. Существует положительная корреляция между длительностью основного ускорения КВМ ?АСС и временем нарастания интенсивности мягкого рентгеновского излучения 15ХК из области связанной с КВМ вспышки до максимального значения [6, 7]. Показано, что ускорение КВМ а(?) и излучение в жестком рентгеновском диапазоне /нх(?) (или связанная с этой величиной производная й18ХВ/&) из области вспышки часто оказываются синхронизованными [7, 10, 13]. Установлено, что между ускорением Vm/tксс и ?асс (или У^5хк и tSxR) существует обратная корреляционная зависимость [6, 9].
Использование уникальных возможностей инструментов, установленных на борту SDO, позволило получить новые результаты, касающиеся формирования КВМ и начальной стадии его движения [13]. На примере одного КВМ в этой работе было показано, что формирование выброса проходит три стадии: фазы медленного самоподобного расширения, кратковременного периода сильного сверхрасширения в поперечном направлении, и, наконец, далее следует еще одна фаза самоподобного расширения выброса в поле зрения инструментов SDO. Было также показано, что, имеется сильное кратковременное ускорение выброса с последующим его замедлением. Заметим, что позднее вывод о существовании периода сверх расширения КВМ в поперечном направлении был сделан по данным PROBA2 в работе [14].
В настоящей работе продолжено изучение формирования КВМ нового солнечного цикла по данным SDO/AIA, а также проведено исследование начальной стадии движения корональных выбросов массы по объединенным данным космических аппаратов SDO, PROBA2 и SOHO. Цель этих исследований — получить новые экспериментальные результаты, касающиеся кинематики КВМ и изменения со временем их геометрических параметров, которые можно было бы использовать для создания адекватных моделей генерации корональных выбросов массы и их движения на начальном этапе.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Были проанализированы корональные выбросы массы нового солнечного цикла, зарегистрированные в период июнь 2010 г.—июнь 2011 г. К событиям, отбиравшимся для последующего анализа, предъявлялись следующие требования: (1) КВМ должны наблюдаться двумя космическими аппаратами: SDO и PROBA2. Соответствующие изображения КВМ должны быть достаточно качественными, чтобы их можно было анализировать. В частности, для каждого события должно быть зарегистрировано не менее 4 последовательных изображений, на которых можно определить положение фронта КВМ для дальнейшего нахождения скорости и ускорения выброса в зависимости от времени; (2) события должны быть связаны с рентгеновскими вспышками; (3) события должны быть лимбовыми или близкими к таковым; (4) каждому отобранному по данным SDO и PROBA2 выбросу должен соответствовать КВМ, зарегистрированный в поле зрения LASCO по данным каталога (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list).
Событий, удовлетворяющих этим требованиям, оказалось 9. Мы исключили из рассмотрения КВМ, наблюдавшийся 18.VIII.2010 из-за сложности общей картины его формирования и распространения, событие 14.VIII.2010, т.к. данное событие оказалось не лимбовым в соответствии с использовавшимся критерием этого (см. ниже), а также событие от 24.II.2011 г., интерпретация исходных данных для которого еще продолжается. Мы считали событие лимбовым, если связанная с КВМ вспышка находилась на расстоянии от центра солнечного диска >60° в гелиографических координатах. Таких событий оказалось пять: 13.VI.2010; 11.II.2011; 8.III.2011; 27.IV.2011 и 7.VI.2011. При этом положение вспышки в 2011 г. определялось как положение источника рентгеновского излучения в диапазоне энергий 6—12 кэв по данным (http: //sprg.ssl.berkeley. edu/~tohban/ browser/) RHESSI. Событие 27.III.2011 г. оказалось сложно связать с конкретной вспышкой. Его источник, возможно, находился сразу за лимбом. Была сделана оценка широты источника данного КВМ, которая составила примерно 25°—35° относительно лимба.
Формирование КВМ и начальная стадия их движения изучались по данным SDO/AIA с использованием изображений Солнца в fits — формате (http://jsoc.stanford.edu/ajax/lookdata.html) с уровнем обработки данных Level 1 в линиях крайнего ультрафиолета X = 17.1 нм и 21.1 нм, которые формируются при температурах плазмы около 9 • 105 К и 2 • 106 К. Для анализа кинематики КВМ мы использовали также калиброванные изображения Солнца (http://proba2.oma.be/swap/data/bsd),
полученные телескопом SWAP в линии излучения с длиной волны X = 17.4 нм.
Для выделения КВМ по данным SDO/AIA для каждого пикселя формировались разностные изображения с помощью соотношения: AI =
= ( (I2) Texp0/ Texp2 — (I1) Texp0/ Texp1У10. Здесь I2 яркость изображения в более поздний момент времени, I1 — в один из предшествующих моментов времени, I0 — в третий, еще более ранний момент времени: Здесь учитывалось, что времена экспозиции Texp1, Texp2 и Texp0 при получении трех изображений могут различаться. Для выделения КВМ по данным SWAP, использовалась лишь разность dI = I2 - 4
Для изучения движения КВМ на расстояниях R > 2Ro (R отсчитывается в плоскости неба от центра солнечного диска, Ro — радиус Солнца) использовались данные (http://sharpp.nrl.na-vy.mil/cgi-bin/swdbi/lasco/images/form) коронографов LASCO, установленных на борту космического аппарата SOHO. Для получения сведений о характеристиках излучения в мягком рентгеновском диапазоне использовались данные (http:// goes.ngdc.noaa.gov/data) GOES, а также данные (http://proba2. oma.be/index.html/science) инструмента PROBA2/LYRA. Для одного события (8.III.2011) изменение со временем основного ускорения сравнивалось с зависимостью от времени интенсивности жесткого рентгеновского излуч
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.