научная статья по теме РОЛЬ ВСПЛЫВАЮЩИХ МАГНИТНЫХ ТРУБОК ПРИ ФОРМИРОВАНИИ “ИМПУЛЬСНЫХ” КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ Астрономия

Текст научной статьи на тему «РОЛЬ ВСПЛЫВАЮЩИХ МАГНИТНЫХ ТРУБОК ПРИ ФОРМИРОВАНИИ “ИМПУЛЬСНЫХ” КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 11, с. 936-947

УДК 523.98-337

РОЛЬ ВСПЛЫВАЮЩИХ МАГНИТНЫХ ТРУБОК ПРИ ФОРМИРОВАНИИ "ИМПУЛЬСНЫХ" КОРОНАЛЬНЫХ

ВЫБРОСОВ МАССЫ

© 2013 г. В. Г. Еселевич*, М. В. Еселевич

Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 01.04.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.

По данным солнечного инструмента Л1Л/800 проведен анализ двух лимбовых "импульсных" корональных выбросов массы на Солнце, один из которых сопровождался активным протуберанцем, другой — вспышкой. Сделан вывод о том, что причиной формирования коронального выброса массы в обоих случаях является всплывающая с большой скоростью из-под фотосферы магнитная трубка. На пути движения магнитной трубки могут располагаться одна или несколько арочных структур, с которыми она взаимодействует и увлекает за собой. Эти структуры участвуют в формировании будущего коронального выброса массы, основу которого составляет магнитная трубка.

DOI: 10.7868/80004629913110017

1. ВВЕДЕНИЕ

В настоящее время является общепризнанным, что солнечные вспышки, эруптивные протуберанцы и корональные выбросы массы (английская аббревиатура СМЕ) — это не независимые явления, а результат различных проявлений внезапной и мощной дестабилизации коронального магнитного поля. Предполагается, что эта дестабилизация связана с усилением коронального магнитного поля за счет фотосферных движений или всплывающего из-под фотосферы нового магнитного потока (магнитной трубки). Процесс такой дестабилизации может ограничиваться только нижней короной и происходить без образования СМЕ, если вышележащее магнитное поле спадает недостаточно быстро при удалении от Солнца [ 1].

Известно, что СМЕ начинаются преимущественно в активных областях, и поэтому они часто связаны со всплывающей магнитной трубкой (магнитным потоком). Во многих случаях всплывающая магнитная трубка является только триггером начала процесса формирования СМЕ [2, 3]. С другой стороны, при формировании СМЕ в активной области, находящейся на ранней стадии формирования, всплывающая магнитная трубка может стать основой самого СМЕ [4, 5]. Как это все происходит и какова физика этих процессов, до сих пор неизвестно.

E-mail: esel@iszf.irk.ru

По кинематическим характеристикам СМЕ разделяют на две группы: "постепенные" (медленно эволюционирующие) и "импульсные" [6]. Впервые такое разделение СМЕ, но под несколько другими названиями ("flare-associated" и "eruption-associated"), было сделано в [7].

В работе [8] был проведен детальный анализ начальной стадии движения 18 лимбовых СМЕ (долгота места их появления на Солнце >60° по данным, полученным на инструментах Mark-III, Mark-IV и Digital Prominence Monitor (Солнечной обсерватории Мауна-Лоа), и данным с космического аппарата STEREO (EUVI). Было показано, что физическими характеристиками, отличающими постепенные (рассмотрено 11 событий) и импульсные (рассмотрено 7 событий) СМЕ, являются их место, скорость и угловой размер в момент их возникновения.

Место возникновения постепенных СМЕ расположено в короне на расстояниях 0.1R© < h < < 0.7R© (R© — солнечный радиус) от поверхности Солнца. Они начинают движение из состояния покоя (начальная скорость V0 & 0), имея угловой размер, измеренный из центра Солнца, в диапазоне 15°—65°. Согласно данным наблюдений [8, 9], траектория движения постепенных CME характеризуется тремя фазами: начальной фазой, на которой скорость CME медленно растет от нуля; импульсной фазой быстрого ускорения и фазой распространения с примерно постоянной скоростью.

В отличие от постепенных, формирование импульсных СМЕ происходит близко к поверхности Солнца (Н < 0.1 Я©) из области с угловым размером 1°. Их скорость уже в первые моменты регистрации может достигать нескольких сотен км/с [8]. Экстраполяция наблюдаемой зависимости Н(Ь) на более ранние моменты времени позволила сделать вывод: формирование импульсного СМЕ может быть связано со сверхзвуковым всплыванием магнитной трубки из конвективной зоны Солнца. Теоретически возможность такого механизма формирования СМЕ была показана в [10, 11].

Целью данной работы является попытка выяснения роли всплывающей магнитной трубки при формировании импульсных СМЕ с использованием данных инструмента Л1Л/Б00, имеющего в настоящее время наиболее высокое временно)е и пространственное разрешение.

2. МЕТОД АНАЛИЗА

Для анализа использовались ЕЦУ-изображе-ния в каналах 193, 211 и 1600 Л, получаемые на инструменте Л1Л/Б00 [12]. Временной интервал между изображениями составляет 12 с, пространственное разрешение (два пикселя) — 1.2", что соответствует »0.00125Й©, если выразить его в долях солнечного радиуса. Данные по яркости представлялись в виде разностной яркости АР = Р(¿) — Р(Ь0), где Р(¿0) — невозмущенная яркость в момент Ь0 до возникновения рассматриваемого события, Р(¿) — возмущенная яркость в любой момент времени Ь > Ь0. Для детального анализа по разностным изображениям строились распределения (одномерные сканы) разностной яркости АР = Р (¿) — Р (¿0). Начальная точка распределений (О) находилась на поверхности Солнца (на лимбе), а направление определялось углом а, который отсчитывался от радиального направления, проведенного через точку О из центра Солнца. Для уменьшения уровня шума при построении распределений сигнал разностной яркости усреднялся в пределах угла 5а = 5°—10° (рис. 1а). Для определения положения неподвижных структур (а не их изменений) использовались распределения яркости с вычтенной усредненной яркостью Р(г) — Раь(г), построенные из точки О под различными углами а. Здесь Раь — яркость Р, усредненная вдоль направления сканирования на масштабе 0.05Д©.

Для анализа были выбраны два события: СМЕ 1 - 27 марта 2011 г. и СМЕ 2 - 13 июня 2010 г. Оба этих события произошли вблизи лимба (соответственно, восточного и западного) и имели следующие основные особенности:

— СМЕ 1 произошел в активной области NOAA 11183; его появление сопровождалось активным протуберанцем (выбросом вещества с поверхности Солнца), который при наблюдении в ультрафиолетовых линиях и мягком рентгеновском диапазоне называют "jet"; солнечная вспышка отсутствовала;

— СМЕ 2 произошел в активной области NOAA 11079 и сопровождался вспышкой балла C9.6 (S25W84); отсутствовали активизация или эруп-ция протуберанца.

3. АНАЛИЗ СМЕ 1 (27 АПРЕЛЯ 2011 г.)

На рис. 1 а— 1в показаны разностные изображения в канале 193 A для трех последовательных моментов. Светлой штриховой линией на рис. 1 а— 1в отмечено начальное положение арочной структуры, которую невозможно было увидеть на разностных изображениях, пока она оставалась неподвижной. Положение структуры в момент 04 : 50 : 08 было определно по распределениям P-Pav, построенным под различными углами а = -30°, -15°, 0°, 15° относительно направления PA = 72° при да = = 5°. Пример одного из таких распределений для а = 0° показан на рис. 2а (светлые кружки). Положению арочной структуры (ArS) соответствует пик на распределении P-Pav. Распределения P-Pav, построенные в более поздние моменты времени, показывают, что вплоть до 05 : 06 : 44 положение ArS не менялось и ее вершина (примерно соответствует направлению а = 0°) находилась на высоте h » 0.168Д© (рис. 2а). Начиная с 05 : 06 : 56 наблюдается движение ArS. Сначала оно происходит с почти постоянной скоростью и без изменения формы пика (рис. 2б). В последующие моменты пик ускоряется, и его амплитуда увеличивается на порядок (рис. 2б—2г). Постепенно пик, соответствующий ArS на распределениях яркости, становится фронтальной структурой (FS) CME. На разностном изображении в 05 : 11 : 20 FS имеет вид яркой окружности (рис. 1в). В среднем движение ArS, а затем FS, направлено вдоль PA » 72°, а угловой размер FS, измеренный из центра Солнца в 05 : 11 : 20, равен »15°.

Помимо движения арочной структуры формирование CME сопровождалось выбросом холодного вещества с поверхности Солнца ("jet"). Динамика выброса "jet" хорошо видна на разностных изображениях в канале 1600 A (рис. 1 г—1д). Направление движения выброса "jet" (PA » 73°) немного отличается от направления движения FS (PA » 72°). Анализ изображений Солнца, полученных на STEREO B в каналах 195 и 304 A, позволяет уточнить положение выброса "jet" относительно лимба. Аппарат STEREO В находился в это время примерно на 96° восточнее линии наблюдения

y, R ©

(a) 04:50:08-04:49:"

■ Ш

v PA = 72' »

y, R©

¡■■i L--" ¿уЕТУо,*!

-1.2 -1.1 -1.0 -0.9 -1.2 -1.1 -1.0 -0.9 -1.2 -1.1 -1.0 -0.9

x, R©

j ,

йИ

ШШ

(r) 04:52:18-04:49:54

0.4

0.3

0.2

Mm

Bi

(д) 04:56:42-04:49:54

jet

\

mm

Штт

Ж

Я&^НйЩ!

(е) 05:09:30-04:49

jet

\

-1.2 -1.1 -1.0 -0.9 -1.2 -1.1 -1.0 -0.9 -1.2 -1.1 -1.0 -

0.9

x, R©

Рис. 1. Изображения разностной EUV-яркости в последовательные моменты времени для СМЕ 1(27 апреля 2011 г.) по данным AIA/SDO: (а—в) — в канале 193 A, (г—е) — в канале 1600 A.

аппарата SDO, и область выброса располагалась для него вблизи центра солнечного диска. С учетом данных STEREO B положение выброса "jet" находится примерно на 10° за лимбом при наблюдении с SDO. Это означает, что истинная высота выброса "jet" больше видимой высоты над лимбом не более, чем на 2%. Положение выброса "jet", определенное в канале 1600 A в 05 : 09 : 30 (рис. 1е), показано с помощью изолиний на изображении в канале193 A в близкий момент времени 05 : 09 : 32 (рис. 1б).

Для детального анализа начала движения и усиления яркости ArS и, соответственно, образования FS, рассмотрим рис. 3б—3г. На них приведены распределения разностной яркости АР = P(t) — - Р(to) в канале 193 A (to = 04 : 49 : 56), построенные с теми же значениями PA и да, что и распределения на рис. 2. Распределения разностной яркости АР позволяют исследовать динамику области с пониженной яркостью (полости). Из рис. 3б видно, что начальная стадия формирования данного СМЕ связана с динамикой полости. Правая (передняя) граница полости отмечена на рис. 3б стрелками

с надписью ГП, а положение минимума яркости полости — с надписью МП.

На рис. 3а приведены распределения АР =

= P(t) - P(to) в канале 1600 A (to =

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»