ФИЗИКА ПЛАЗМЫ, 2013, том 39, № 8, с. 733-746
КОСМИЧЕСКАЯ ПЛАЗМА
УДК 523.98-337
САМООРГАНИЗАЦИЯ ЛОКАЛЬНЫХ МАГНИТОПЛАЗМЕННЫХ СТРУКТУР В ВЕРХНИХ СЛОЯХ КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНЫ СОЛНЦА
© 2013 г. О. В. Чумак
Московский государственный университета им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия
e-mail: chuo@yandex.ru Поступила в редакцию 03.12.2012 г.
Обсуждается самоорганизация и эволюция магнитоплазменных структур в верхних слоях конвективной зоны Солнца как процесс диффузной агрегации магнитопотоковых трубок. В явном виде записаны уравнения движения трубок под действием сил магнитного взаимодействия, гидродинамических сил и случайной силы. Проведено компьютерное моделирование процессов агрегации маг-нитопотоковых трубок в магнитопотоковые кластеры разных форм и размеров и сравнение полученных структур с реально наблюдаемыми морфологическими типами групп солнечных пятен. Количественное сравнение с данными наблюдений осуществлялось путем сопоставления фрактальных размерностей фотосферных магнитных структур, наблюдаемых в солнечных активных областях, с размерностями структур, получаемыми в эксперименте. Модель имеет несколько свободных параметров: Nn и Ns — числа магнитопотоковых трубок противоположных полярностей на рассматриваемой площадке, a — средний радиус поперечного сечения магнитопотоковой трубки, l — ее эффективная длина, к — фактор кручения поля трубки и d — модуль средней скорости их хаотических перемещений. Варьирование этих параметров в физически допустимых пределах приводит к образованию структур — кластеров трубок разных морфологических типов — и, соответственно, к разным значениям их фрактальных размерностей. На примере активной области NOAA 10488, возникшей и развившейся в сложную конфигурацию вблизи центрального меридиана, показано, что хорошее количественное соответствие фрактальных размерностей наблюдается при следующих параметрах модели Nn = Ns = 250 ± 50; a = 150 ± 50 км; l ~ 5000 км, d = 80 ± 10 м/с. Эти результаты не противоречат данным наблюдений и известным теоретическим оценкам, полученным в рамках модели "спагетти" Паркера, но дают новую интерпретацию физических процессов возникновения и эволюции локальных магнитоплазменных структур в прифотосферных слоях солнечной конвективной зоны.
DOI: 10.7868/S0367292113080040
1. ВВЕДЕНИЕ
Начиная с классических работ Маундера [1], Хейла с соавторами [2, 3] и до настоящего времени открыто более десятка законов и правил, которым подчиняются магнитные поля на Солнце. Целью данной работы является моделирование магнитных структур полей сетки и активных областей, поэтому напомним здесь известные закономерности магнитных полей на этих масштабах. Так, еще Хейл [3] обратил внимание, что линия, проходящая через центры полярностей в активных областях (АО), имеет, в среднем, некоторый угол наклона к экватору так, что центр лидирующей полярности чаще расположен ближе к экватору, чем центр следующей за ней комплементарной полярности. Среднее значение этого небольшого угла наклона примерно линейно растет с широтой АО. Эти закономерности угла наклона АО часто называют законом Джойя. С тех пор предлагались разные варианты объяснения этой закономерности. По данным SOHO/MDI (The
Solar and Heliospheric Observatory. The Michelson Doppler Imager) наклон оси АО был заново проанализирован в работе [4], (там же ссылки на более ранние исследования), но однозначного решения пока не найдено.
Другая интересная асимметрия, также носящая статистический характер, относится к морфологии солнечных АО и заключается в том, что магнитный поток в лидирующей полярности имеет тенденцию концентрироваться в крупных, хорошо организованных пятнах, в то время как поток в следующей за ней комплементарной полярности имеет более растрепанную и фрагментарную структуру. Было также отмечено, что линия раздела полярностей в АО располагается ближе к лидирующей полярности [5, 6].
С широким внедрением в практику наблюдений магнитометров полного вектора и накоплением соответствующих данных, было обнаружено [7, 8], что полный вектор магнитного поля для АО в северной полусфере Солнца имеет неболь-
шое, но статистически значимое левостороннее кручение (twist), а в южной полусфере — правостороннее. Авторы выше цитированной работы рассчитывали кручение а по формуле
а = J /Бг), (1)
где Jz — радиальный ток, Bz — радиальное поле, угловые скобки означают усреднение по рассматриваемому ансамблю. Примечательно то, что эти полусферные предпочтения не меняются с циклом [8].
Параметром, также характеризующим асимметрию магнитных полей солнечных АО, являются токовая спиральность (helicity) h = (Б • J , где J = V х Б — электрический ток, B — мелкомасштабное магнитное поле. С учетом наблюдательных ограничений, токовая спиральность обычно рассчитывается по приближенной формуле h = (Bz(V х Б)[9]. Таким образом, этот параметр определяется из наблюдений с точностью до множителя, который оценивается на основе более или менее правдоподобных предположений о величине неопределяемых из наблюдений компонент ротора полного вектора магнитного поля. Более надежно из наблюдений может быть получено значение твиста (1). Поэтому модель опирается на этот параметр, который фигурирует в уравнениях в виде безразмерного фактора кручения к.
В рамках существующих представлений о физических механизмах солнечного цикла, принято считать, что солнечные АО, наблюдаемые на поверхности Солнца, обусловлены сильными тороидальными магнитными полями, генерируемыми механизмом динамо, находящимся у основания конвективной зоны. Одна из проблем современной теории динамо заключается в том, чтобы понять, каким образом тороидальные поля, сгенерированные и накопленные в области тахоклина, тонкого сдвигового слоя у основания конвективной зоны, проходят через всю толщу конвективной зоны и, затем, достигнув фотосферы, формируют солнечные АО. С внедрением в практику наблюдений магнитографов высокого пространственного разрешения в конце 80-х годов прошлого века [10—12], было обнаружено, что магнитные поля на уровне фотосферы находятся в фибрилльном (нитевидном), состоянии. Иными словами, магнитные поля фотосферы не являются пространственно непрерывными, а состоят из радиально ориентированных дискретных магнитопотоковых трубок (МПТ) с напряженностью порядка 103 Гс, и эти трубки находятся в равновесии с тепловым давлением окружающей плазмы [13, 14]. Поперечные размеры сечений таких систем фотосферой имеют широкую иерархию масштабов — от крупномас-
штабных структур до отдельных МПТ с диаметром, меньшим пространственного разрешения современных магнитографов. Распределение по напряженностям поля в МПТ находится в пределах от сотен гаусс, до нескольких килогаусс
[15].
Физическая оптимальность фибриллизован-ного состояния магнитного поля в солнечной конвективной зоне была показана в работе Паркера [16], в которой он нашел, что, несмотря на то, что магнитная энергия возрастает при концентрации непрерывного поля в фибрилльное состояние, полная энергия конвективной зоны (тепловая + гравитационная + магнитная) уменьшается. Это связано с тем, что фибрллизованное поле не препятствует конвективным движениям и таким образом, для переноса тепловой энергии в конвективной зоне, такое фибриллизованое состояние магнитного поля энергетически более выгодно.
Наблюдения также показывают, что на спокойном Солнце МПТ и их кластеры четко следуют рисунку конвективных ячеек, концентрируясь в нисходящих потоках на стыках гранул и супергранул. Учитывая, в том числе и эти данные наблюдений, Паркер [17] предложил модель солнечного пятна, которую он условно назвал моделью пачки "спагетти". В цитированной статье
[16], Паркером были представлены дополнительные серьезные аргументы в пользу того, что солнечные пятна представляют собою систему фибрилл с высоким фактором заполнения (filling factor).
Был предложен физический механизм фиб-риллизации магнитного поля в солнечной конвективной зоне и концентрации фибрилл в нисходящих потоках на границах конвективных ячеек. Это так называемый механизм "изгнания потока" ("flux expulsion"), из внутренних областей конвективной ячейки к ее краям. Процесс был исследован путем МГД-моделирования взаимодействия конвекции с магнитным полем [18]. Позднее, более детальное 3Э-моделирование подтвердило эти результаты и показало формирование систем МПТ с сильными полями вблизи нисходящих потоков [19]. Таким образом, как данные наблюдений, так и МГД-теория магнито-плазменной конвекции подтверждают фибрилль-ную структуру солнечных магнитных полей. Эти результаты позволили сформулировать некую идеализированную концепцию солнечных магнитных полей, согласно которой поля на Солнце состоят из МПТ погруженных в бесполевую ("field-free") плазменную среду. Эта концепция стала общепринятой и широко используется в настоящее время при моделировании полевых
структур в солнечной конвективной зоне. Она также принята за основу и в данной работе.
До появления данных по локальной гелиосей-смологии (гелиотомографии) АО, эффективная глубина этих движений и детали под фотосферой динамики МПТ, ответственные за все эти процессы в солнечной атмосфере, оставались недоступной прямым наблюдениям. Обычно, вся картина динамики всплывающих от основания конвективной зоны магнитных петель рассчитывалась на основе компьютерного 3Э моделирования [20]. Однако уже первые результаты локальной гелиотомографии позволили прояснить многие детали трехмерной морфологии и динамики АО, на основе прямых наблюдений.
Выяснилось, что глубина солнечных пятен и АО составляет лишь, примерно, десятую долю глубины конвективной зоны, а потоки плазмы на таких глубинах, определяют основные морфологические свойства и динамику АО. Этот несколько неожиданный результат говорит о том, что динамика МПТ на более низких уровнях, вплоть до основания конвективной зоны, слабо отражается на структуре и динамике АО. В этой связи возникает вопрос, каким является основной механизм, ответственный за формирование АО: формируются ли они путем дробления мощных магнитных петель на малы
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.