УДК 523.98:523.947
ВЫБРОС КОРОНАЛЬНОЙ МАССЫ 27.04.2003 И ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ NOAA 10338 ПО НАБЛЮДЕНИЯМ
НА МИКРОВОЛНАХ
© 2008 г. Н. Н. Кардаполова1, Т. П. Борисевич2, Н. Г. Петерова3, С. В. Лесовой1
1Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия 2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук, С.-Петербург, Россия
3С.-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 10.04.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
Приводятся результаты исследования выброса корональной массы 27.04.2003, генетически связанного с активной областью NOAA 10338. С целью поиска причины, вызывающей выбросы корональной массы, исследуется начальная стадия развития события, сопровождавшегося всплесками рентгеновского излучения класса С9.3 и С6.7. Источник энергии выброса находился в активной области NOAA 10338, отличавшейся сложной и динамичной топологией магнитного поля и породившей целую серию событий типа корональных выбросов массы. Основным материалом для исследования служили наблюдения в микроволновом диапазоне длин волн 1.92—17 см, выполненные с высоким пространственным разрешением 17" — 20" на радиотелескопах ССРТ и РАТАН-600 с привлечением одновременных данных радиогелиографа NoRH (длина волны 1.76 см) и данных ультрафиолетового телескопа космического аппарата TRACE в диапазоне 195 A. Прослежено развитие данного события в течение 3 ч — первоначально по наблюдениям на диске на высотах 10—100 тыс. км от фотосферы, а затем в период залимбовой стадии вплоть до расстояний порядка 106 км от центра Солнца, т.е. в той зоне, которая недоступна коронографам LASCO. Показано, что по наблюдениям в микроволновом диапазоне волн за ~10 мин до начала события структура изображения активной области NOAA 10338 имеет признаки S-образной (сигмоидной) конфигурации. В тех же точках, где закреплена эта структура, берет начало всплывающая и постепенно расширяющаяся темная петля, по данным TRACE инициирующая событие. В дальнейшем структура изображения на микроволнах сильно меняется, свидетельствуя о том, что в различных местах области излучения одновременно шли процессы нагрева корональной плазмы и ее охлаждения (или затенения более холодным веществом выброса). Для четырех точек области приведены профили всплеска, сопровождавшего выброс. Залимбовая часть события сначала выглядит как компактное образование с размерами ^50", удаляющееся от Солнца и видимое на фоне неба до расстояний ~106 км. Затем образуется асимметричная петля, вещество в которой в конце события падает обратно на Солнце. Яркостная температура петли ~15 х х 103 К, излучение слабо поляризовано (P « 16%). Средняя скорость движения вещества составляет 160 км/с. Сделан вывод, что результаты наблюдений события 27.04.2003 наилучшим образом согласуются с моделью Амари и др., в которой образование эруптивного скрученного магнитного жгута, считающегося ответственным за события типа корональных выбросов масссы, объясняется всплытием нового магнитного потока внутри старого поля противоположной полярности.
PACS: 96.60.ph, 95.85.Bh, 96.60.qf, 96.60.qe
1. ВВЕДЕНИЕ
Актуальность исследований корональных вы-
бросов массы (КВМ) во многом определяется (на-
ряду с солнечными вспышками) их геоэффектив-
ностью. Для прогноза этих событий необходима
модель процесса, инициирующего КВМ, согласующаяся с наблюдениями. Трудности моделирования начальной стадии выброса связаны с тем,
что большая часть наблюдательных данных об этих событиях получена на коронографах (например, LASCO), регистрирующих только залимбо-вую стадию события. Поэтому начало выброса и период, непосредственно предшествующий ему, в тех случаях, когда само тело выброса наблюдается на фоне солнечного диска, недоступен для коронографов.
В отличие от коронографов, радиогелиографы, такие как Сибирский солнечный радиотелескоп (ССРТ) и радиогелиограф NoRH (Nobeyama, Япония), способны наблюдать момент инициации выброса как на фоне солнечного диска [1, 2], так и в непосредственной близости к лимбу. Это существенно расширяет набор данных, необходимых для понимания механизмов, ответственных за КВМ. Ограничением указанных радиогелиографов являются недостаточное (по сравнению с коронографами) угловое (>10") и спектральное (всего две волны (0.85 и 1.76 см) на NoRH и одна (5.2 см) на ССРТ) разрешение. Для расширения спектрального диапазона исследований мы использовали многоволновые наблюдения на РАТАН-600 (1.92— 17 см). Они редко попадают на момент выброса, но обеспечивают немаловажные сведения о структуре (в квазиспокойном состоянии) и динамике короны в тех ее областях, с которыми отождествляется тот или иной выброс. Ценные сведения также можно извлечь из рассмотрения данных спутника TRACE, дающих представление о тонкой пространственной структуре короны.
Как показали статистические исследования, различают два вида выбросов. Один из них связывают с эруптивными протуберанцами [2, 3], другой — с солнечными вспышками [3—5]. Согласно [4, 5], не существует причинно-следственной зависимости между выбросами и вспышками. Скорее всего, и те и другие проявления солнечной активности — это отклик на перестройку магнитных полей активной области или протуберанца. Считается, что энергетика как выбросов, так и вспышек обусловлена энергией, запасенной в магнитном поле. Таким образом, причину выброса, как и вспышки, следует искать в особенностях магнитного поля области, породившей это событие. При этом заранее неизвестно, каким должен быть временной интервал, необходимый для развития магнитного поля в конфигурацию, обеспечивающую вспышку или выброс. Предположительным источником энергии выброса может быть скрученность магнитного поля активной области (АО) [6], но мы не знаем, образуется ли эта скрученность за счет собственных движений солнечных пятен, наблюдаемых на уровне фотосферы, или мы имеем дело со скрученными трубками магнитного потока, всплывающими из-под фотосферы.
Исследования КВМ в радиодиапазоне ведутся уже около 15 лет [7], но до последнего времени они носили случайный характер. Целенаправленные исследования по наблюдениям на ССРТ стали возможны с 2002 г., когда радиогелиограф заработал в режиме регулярного двумерного картографирования. Совместно с NoRH могут быть получены сведения о характере спектра и поляризации, весьма важные для оценки параметров выброса в
самом начале события. В частности, можно существенно уточнить массу КВМ. По данным ССРТ выявлено более 50 случаев наблюдений КВМ и произведено предварительное отождествление их причины. Оказалось, что большинство КВМ связаны с эрупцией одиночных протуберанцев, не имеющих привязки к конкретной АО. И только в 10 случаях КВМ ассоциировался с определенной АО. Нами поставлена задача исследования таких случаев и выявления причин выброса. В данной работе такое исследование произведено на примере АО ЫОАА 10338. В окрестности этой АО наблюдалось 8 КВМ за время от ее рождения 19.04.2003 до захода 29.04.2003. Акцент делается на исследование события 27.04.2003, которое произошло вблизи западного лимба, что дало возможность проследить эволюцию структуры магнитного поля и микроволнового излучения этой АО в предшествующий период.
2. ОПИСАНИЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ ЫОАА 10338
Исследуемая АО ЫОАА 10338 родилась на диске Солнца 19.04.2003 вблизи центрального меридиана (ф = 18°Ы; момент прохождения через центральный меридиан — 2003 Апрель 19.6). На уровне фотосферы АО выглядела как группа отдельных изолированных ядер, не имеющих общей полутени. АО развивалась и к моменту захода достигла площади 250 м.д.п. (1 м.д.п. = 10_6 , где — площадь полусферы Солнца). После захода за лимб АО ЫОАА 10338 полностью распалась. Несмотря на небольшую площадь, АО имела сложную структуру магнитного поля и, согласно морфологической и магнитной классификации, была причислена к классу Еас и в7$ соответственно. Отмечалась высокая вспышечная активность АО, если учесть небольшую продолжительность ее жизни. Всего за 10 дней наблюдений было зарегистрировано 26 оптических вспышек (типа б!—1п), 40 событий типа всплесков и 8 событий типа КВМ (ftp://solar.sec.noaa.gov/).
Особо следует отметить, что АО ЫОАА 10338, совместно с АО ЫОАА 10342, входила в состав большого комплекса активности, имевшего хорошо выраженную биполярную структуру слабого крупномасштабного магнитного поля (рис. 1). В [8] отмечается, что такая конфигурация является подходящим местом, где могут сложиться условия для формирования выброса. АО ЫОАА 10338 находилась в области ранее существовавшего Ы-холма крупномасштабной структуры, в которой постепенно развивались пятна с магнитным полем противоположной полярности. Основную особенность топологии магнитного поля
(а) (б) (в)
600 500 ^ 400
и
а 300 ¡^ 200 100
200 300 400 500 600 700 200 300 400 500 600 700 200 300 400 500 600 700
X, сек. дуги
Рис. 1. Активная область NOAA 10338 в квазиспокойном состоянии 23.04.2003 по наблюдениям на уровне фотосферы и короны: (а) — фотогелиограмма по данным SOHO MDI Continuum (20:10 UT), (б) — магнитограмма по данным SOHO MDI Magnetogram (19:17 UT), (в) - корона по данным EIT FeXII (20:36 UT).
АО NOAA 10338 составляло молодое всплывающее пятно S-полярности и расходящиеся в направлении к SW от него два канала, вдоль которых в крупномасштабной области старого поля (N-полярности) всплывали островки слабого поля другого знака ("паразитные"). Вдоль этих каналов по данным TRACE наблюдалось повышенное свечение в диапазоне 195 A, как во время события, так и в предшествующий ему период. Как мы увидим далее, каналы ограничивали сектор, в котором развивался КВМ 27.04.2003.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ АО NOAA 10338
Наблюдения АО NOAA 10338 в квазиспокойном состоянии (вне вспышек и выбросов) выполнены на радиотелескопах РАТАН-600 и ССРТ. Спектральный диапазон РАТАН-600 составлял 1.92-17.00 см, наивысшая (E-W)-разрешающая способность одномерных наблюдений на самой короткой волне была 17". Наблюдения на ССРТ велись на волне 5.2 см в режиме к
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.