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.