научная статья по теме О КРИТИЧЕСКОМ ЗНАЧЕНИИ ИНДЕКСА УБЫВАНИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЭРУПТИВНЫХ ЯВЛЕНИЯХ НА СОЛНЦЕ Астрономия

Текст научной статьи на тему «О КРИТИЧЕСКОМ ЗНАЧЕНИИ ИНДЕКСА УБЫВАНИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЭРУПТИВНЫХ ЯВЛЕНИЯХ НА СОЛНЦЕ»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 12, с. 1042-1049

УДК 523.987-337

О КРИТИЧЕСКОМ ЗНАЧЕНИИ ИНДЕКСА УБЫВАНИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЭРУПТИВНЫХ ЯВЛЕНИЯХ НА СОЛНЦЕ

© 2014 г. Б. П. Филиппов*, О. В. Марценюк, О. Е. Ден, Ю. В. Платов

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук, Москва, Троицк, Россия Поступила в редакцию 29.05.2014 г.; принята в печать 09.07.2014 г.

Рассчитано распределение индекса убывания потенциального коронального магнитного поля в активных областях на Солнце, в которых произошла эрупция волокон. Индекс убывания магнитного поля является удобным безразмерным параметром, характеризующим величину вертикальной компоненты градиента магнитного поля, от которой зависит устойчивость равновесия магнитных жгутов. Критическое значение индекса в рассмотренных событиях близко к единице, что соответствует теоретическому порогу неустойчивости прямого жгута. Данный критерий может быть использован для оценки вероятности эруптивных явлений.

DOI: 10.7868/80004629914120056

1. ВВЕДЕНИЕ

Магнитные жгуты в солнечной короне рассматриваются как наиболее вероятные магнитные конфигурации, в которых в течение продолжительного времени запасается свободная магнитная энергия (энергия корональных электрических токов) и неустойчивость которых приводит к энергичным нестационарным явлениям с выделением этой энергии, проявляемым в наблюдениях как эруптивные протуберанцы и корональные выбросы [1—6]. Силовые линии жгута в первом приближении имеют вид винтовых линий на цилиндрических поверхностях, нижние части которых, имеющие кривизну, направленную вверх, могут удерживать в устойчивом равновесии в гравитационном поле достаточно плотную плазму. Эта плазма с плотностью на 2 порядка выше и температурой на 2 порядка ниже соответствующих параметров окружающей коро-нальной плазмы составляет тело протуберанцев (или волокон при их проектировании на солнечный диск). Обычно поперечные размеры жгута во много раз превышают барометрическую шкалу высот такой плазмы, поэтому по ее распределению трудно составить представление об истинной геометрии всего жгута.

Верхние участки спиральных силовых трубок могут содержать более горячую плазму с большей барометрической шкалой высот, а также движущуюся холодную плазму, не находящуюся в гидростатическом равновесии, при активизации или

E-mail: bfilip@izmiran.ru

эрупции волокна. Именно эруптивные протуберанцы нагляднее всего демонстрируют спиральную структуру. Наблюдения с высоким временным и пространственным разрешением телескопами AIA (Atmospheric Imaging Assembly) [7] космической обсерватории SDO (Solar Dynamic Observatory) [8] дали убедительные примеры соотношения структуры волокон и магнитных жгутов [9], а также возродили интерес к вращающимся образованиям, напоминающим земные торнадо [10—15].

Для построения моделей эруптивных явлений важным фактором является характер замыкания электрических токов в жгуте. В плотной плазме, например, конвективной зоны магнитные трубки отделены от окружения граничным электрическим током. В скрученной трубке осевой ток нейтрализуется граничным обратным током. При всплытии такой трубки в разреженную корону магнитное давление трубки заставляет ее расширяться до тех пор, пока поле не уменьшится настолько, что давление корональной плазмы способно противостоять магнитному давлению. Для коронального тока в 1011 A, типичного по оценкам для волокон [16— 19], граница удалена от оси жгута на расстояние в половину солнечного радиуса. Только на границе фотосферы обратный ток может удерживаться давлением плотной фотосферной плазмы. Таким образом, в сечении коронального магнитного жгута, соизмеримого с размерами протуберанцев, должен существовать нескомпенсированный осевой электрический ток. На это указывает расположение связанных со жгутами волокон вдоль линий

раздела полярностей (ЛРП) фотосферного магнитного поля, т.е. жгуты "чувствуют" внешнее поле. Лонгкоп и Велш [20] показали на примере простой аналитической модели, что при всплывании скрученной трубки обратный ток остается в фотосфере. Тёрок и др. [21] получили похожий результат на основе численного МГД-моделирования.

Линия раздела полярностей, над которой магнитное поле горизонтально, указывает на место, где может располагаться корональный электрический ток, так как горизонтальная компонента силы Лоренца здесь исчезает. Вертикальное равновесие определяется соотношением величины тока и напряженности коронального магнитного поля [22—29]. Для устойчивости горизонтального равновесия достаточно, чтобы кривизна силовых линий коронального поля была направлена вниз, что удовлетворяется в геометрии простой аркады. Вертикальное равновесие устойчиво только в том случае, когда корональное магнитное поле убывает с высотой не слишком быстро [22, 23, 27— 37]. Переход жгута из устойчивого в неустойчивое состояние называется катастрофической потерей равновесия и считается причиной внезапных эруп-ций протуберанцев [23, 27—30].

Если аппроксимировать зависимость корональ-ного магнитного поля от высоты Н в каком-то интервале степенной функцией, то для показателя п можно определить критическое значение устойчивости равновесия магнитного жгута в таком поле. Для тонкого длинного жгута, который можно приближенно считать прямым линейным электрическим током, критическое значение пс = 1 [22, 23]. На изогнутый жгут действует дополнительная электромагнитная сила в направлении от центра кривизны [31, 38]. В этом случае неустойчивость, названная "тороидальной неустойчивостью" [32, 39], наступает при значении показателя убывания поля пс = 1.5. Для жгута с существенным поперечным сечением, как с прямой, так и с изогнутой осью, критический индекс лежит в интервале 1.1 — 1.3, если сечение увеличивается при эрупции, и в интервале 1.2—1.5, если сечение постоянно [35].

При наличии крупномасштабных источников поля изменения поля вблизи фотосферы будут небольшие (п & 0). На большом удалении от источников поле должно иметь дипольный характер (п & & 3). Таким образом, в любом заданном поле существует критическая высота Нс, где достигается критическое значение пс. Выше критической высоты спокойные протуберанцы не могут существовать.

Измерения магнитного поля в солнечной короне сопряжены с очень большими техническими трудностями и производятся в настоящее время лишь эпизодически в режиме пробных экспериментов [40]. Оценить величину индекса убывания

поля с высотой можно только на основании экстраполяции фотосферного магнитного поля в корону в потенциальном [37, 41—46] или бессиловом приближении [47—49].

В данной работе мы проанализировали распределение индекса убывания потенциального магнитного поля в двух активных областях, в которых произошли эрупции волокон. Сопоставление этих данных с высотой волокон перед началом эрупции дает возможность определить критическое значение индекса убывания, которое в обоих случаях оказалось близким к единице. Наши выводы несколько отличаются от результатов других авторов, исследовавших эти же события.

2. ЭРУПТИВНОЕ ЯВЛЕНИЕ 3 АПРЕЛЯ 2010 г.

В активной области NOAA AR 11059 3 апреля 2010 г. около 9h UT произошла эрупция волокна, породившая геоэффективный корональный выброс. В момент эрупции область находилась практически на центральном меридиане (25° S 03°W) для наземных наблюдателей и вблизи западного и восточного лимба для космических аппаратов STEREO A и STEREO B (Solar Terrestrial Relations Observatory Ahead and Behind) [50, 51], находившихся на удалении соответственно 67° и 71° от Земли по разные стороны от нее в плоскости эклиптики. Явление наблюдалось с околоземной орбиты с помощью ультафиолетового телескопа SWAP (Sun Watcher with Active Pixels and Image Processing) [52, 53] на спутнике PROBA2 и космической обсерваторией SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) из лагранжевой точки L1. Подробное описание события приведено в работе [54], где авторы использовали триангуляцию для определения высоты над фотосферой вершины корональной петли, которую они принимают за верхнюю границу магнитного жгута. В самом начале эрупции ее высота была около 140 Мм. Другие исследователи [55] рассчитали индекс убывания магнитного поля в этой области и, приняв за высоту оси жгута половину высоты петли (œ70 Мм), определили критическое значение индекса около 1.5. На этом основании они заключили, что жгут находился в области тороидальной неустойчивости, и она явилась причиной эрупции волокна.

В наших прежних исследованиях [41, 42, 56] мы определяли высоту магнитных жгутов по высоте верхней границы протуберанцев и волокон. Поскольку вогнутые участки силовых линий жгута имеются во всей его нижней части вплоть до оси, то кажется вполне естественным, что плотное вещество может заполнять все имеющиеся "ямки". Верхнюю часть волокна часто называют его хребтом, и именно в ней наблюдаются длинные

Рис. 1. Фильтрограммы в линии На, полученные на Солнечной обсерватории Канцельхойе 1 апреля (а) и 3 апреля (б) 2010 г. в окрестностях исследуемого волокна, и магнитограмма БОНО МЭ1 этой области с нанесенной ЛРП на высоте 24 Мм (в). Часть ЛРП, занятая волокном, показана черным цветом. Размеры каждого кадра — 290 Мм х 290 Мм.

Рис. 2. Фрагмент изображения солнечной короны в канале 195 A телескопа SECCHI EUVI аппарата STEREO B 3 апреля 2010 г. в 7 : 00 UT (а) и разностное изображение 7 : 00 UT—6 : 50 UT этой же области (б). Размер кадра — 290 Мм х 290 Мм. Стрелки указывают высоту над хромосферой (27 Мм) тонкой продольной нити волокна — вероятной оси магнитного жгута.

продольные нити и движения вдоль оси волокна, распространяющиеся от одного его конца до другого. В любом магнитном жгуте на его оси поле может быть только продольным, так что свойства хребта волокна соответствуют геометрии магнитного поля жгута на его оси.

Волокно, которое эруптировало 3 апреля 2010 г. (рис. 1), относится к типу волокон активных областей [57]. Типичная высота таких волокон 10 Мм, так что величина 70 Мм кажется слишком большой. Действительно, хотя волокно довольно трудно различить на изображениях STEREO вблизи

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»