АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 10, с. 848-856
УДК 523.9-337
ВЫСОТА СОЛНЕЧНОГО ВОЛОКНА ПЕРЕД ЭРУПЦИЕЙ
© 2013 г. Б. П. Филиппов*
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова,
Троицк Московской обл., Россия Поступила в редакцию 23.03.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.
Анализируется соотношение высоты солнечного волокна над фотосферой перед эрупцией 21 октября 2010 г. и критической высоты устойчивого равновесия магнитного жгута в корональном магнитном поле. Наблюдения космических обсерваторий SDO, SOHO и STEREO с различных точек зрения в пространстве дают возможность измерить эти параметры с высокой точностью. Показано, что высота волокна медленно возрастала в течение нескольких дней, и эрупция наступила, когда высота достигла критического значения 80 Мм.
DOI: 10.7868/S0004629913100022
1. ВВЕДЕНИЕ
Солнечными волокнами называют темные неровные полоски, видимые на диске Солнца на фильтрограммах в сильных хромосферных линиях и в континууме в крайнем ультрафиолетовом диапазоне. Они представляют собой узкие облака плотной плазмы с примерно хромосферной температурой, висящие в горячей короне. Самое примечательное свойство волокон то, что они вытянуты вдоль линии раздела полярностей фо-тосферного магнитного поля. Волокна рассеивают излучение фотосферы в сильных хромосферных линиях, и поэтому они темнее, чем хромосфера в среднем. На лимбе те же образования становятся ярче фона, поскольку яркость короны в видимой области спектра мала. В этом случае их называют протуберанцами. Хотя протуберанцы были известны по наблюдениям солнечных затмений за десятки лет до появления спектрогелиографов и узкополосных фильтров, сделавших доступным наблюдения волокон, и этот термин исторически охватывает более широкий круг явлений (вспы-шечные и послевспышечные петли и аркады, выбросы, яркие петельные системы), ниже "протуберанец" и "волокно" будут употребляться в основном как синонимы, обозначающие один и тот же физический объект, с небольшим, может быть, оттенком специфики ракурса наблюдений — на лимбе или на диске.
Протуберанцы активных областей едва выступают над средним уровнем хромосферы. Их высота обычно в пределах 10 Мм [1, 2]. Спокойные протуберанцы вне активных областей достигают
E-mail: bfilip@izmiran.ru
значительно больших высот, до 200 Мм [3]. Размеры и высота спокойных протуберанцев растут со временем на протяжении их существования. Общее количество протуберанцев уменьшается эк-поненциально с увеличением высоты в интервале 10—100 Мм [4]. Средняя высота протуберанцев — около 30 Мм [5, 6]. Изменение средней за год высоты протуберанцев с циклом активности было обнаружено Кантю и др. [7] и затем подтверждено Макаровым [8] по данным индийской обсерватории Кодайканал за период с 1912 по 1974 гг. Максимальная высота протуберанцев достигается вблизи максимума активности или на два года раньше. Кроме того, отмечается систематическое увеличение средней высоты протуберанцев от 25 до 33 Мм за рассматриваемый период. Ким и др. [9, 10] также находят зависимость средней высоты протуберанцев от фазы цикла для второй половины 21-го цикла и отмечают наличие двух максимумов в распределении протуберанцев по высоте, соответствующих 18 и 33 Мм. Выделив только высокоширотные протуберанцы, составляющие почти непрерывную полярную корону вокруг полярных шапок, Макаров и др. [11] и Макаров [12] нашли, что по мере дрейфа глобальной нейтральной линии к полюсу высота протуберанцев над ней уменьшается более чем вдвое с 35 до 16 Мм.
Поскольку холодное и плотное вещество протуберанцев, вероятнее всего, удерживается в короне от падения в хромосферу магнитным полем, свойства поля должны определять условия равновесия волокон и, в частности, их высоту. Поэтому неслучайны попытки рассматривать высоту протуберанцев как в определенном смысле магнитную характеристику [13, 14]. Предполагалось, например,
ВЫСОТА СОЛНЕЧНОГО ВОЛОКНА
849
что высота протуберанцев характеризует напряженность фонового магнитного поля [11], или что высотное распределение протуберанцев связано с распределением горизонтального градиента продольного магнитного поля вблизи линии раздела полярностей [15—18].
В рамках традиционных двумерных магнитных моделей протуберанцев, равновесие возможно в принципе на любой высоте. Вопрос — в устойчивости равновесия. Классическая модель Киппенхана—Шлютера [19] предполагает неограниченную протяженность протуберанца по высоте. Ограничение вертикального размера приводит к противоречивым условиям устойчивости по горизонтали и вертикали [20]. В моделях, представляющих протуберанцы в виде магнитного жгута [21, 22], предельная высота устойчивого равновесия определяется пространственными характеристиками магнитного поля фотосферных источников. Переход жгута из устойчивого в неустойчивое состояние называется катастрофической потерей равновесия и считается причиной внезапных эруп-ций протуберанцев [23—27].
Если аппроксимировать зависимость корональ-ного магнитного поля от высоты Н в каком-то интервале степенной функцией
В(Н) = СН-п, (1)
то для показателя п можно определить критическое значение устойчивости равновесия магнитного жгута в таком поле. Для тонкого длинного жгута, который можно приближено считать прямым линейным электрическим током, критическое значение пс = 1 [22, 23]. На изогнутый жгут действует дополнительная электромагнитная сила в направлении от центра кривизны [28]. В этом случае неустойчивость, названная "тороидальной неустойчивостью" [29], наступает при значении показателя убывания поля (декремента) пс = 1.5. Для жгута с существенным поперечным сечением, которое к тому же увеличивается при эрупции, критический показатель лежит в интервале 1.1 — 1.3 [30].
При наличии крупномасштабных источников поля изменения поля вблизи фотосферы будут небольшие (п & 0). На большом удалении 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 [31]. Оценить величину показателя убывания поля с высотой можно только на основании
экстраполяции фотосферного магнитного поля в корону в потенциальном или бессиловом приближении [20, 32-34].
Сравнение действительной высоты волокна над фотосферой с рассчитанной предельной высотой дает информацию о запасе устойчивости волокна, готовности его к эрупции. Проблема, однако, в том, что при наблюдениях только с поверхности Земли и околоземной орбиты нужно сравнивать две величины, каждая из которых наиболее достоверно может быть определена в тот момент, когда вторая неизвестна. Высота волокна лучше всего определяется на лимбе, когда оно видно как протуберанец, но при этом магнитное поле на участке фотосферы под ним невозможно измерить из-за того, что поверхность фотосферы параллельна лучу зрения. Наиболее благоприятные условия для магнитных измерений возникают, когда область находится вблизи центра диска или хотя бы вблизи центрального меридиана, т.е. через четверть оборота Солнца или с интервалом времени около недели. Для спокойных протуберанцев можно ожидать, что их высота за этот срок существенно не изменится. В отношении протуберанцев накануне эрупции такое предположение недопустимо. Существуют методы оценки высоты волокон над хромосферой, когда они находятся на диске, с использованием изменений проекции при вращении Солнца [35] и измерения наклона плоскости симметрии волокна к вертикали [36, 37]. Хотя все они имеют весьма ограниченную точность, с их помощью было проанализировано распределение спокойных и эруптивных протуберанцев по параметру отношения высоты волокна к критической высоте hp/hc [38]. На рис. 1 видно, что по отношению к этому параметру протуберанцы отчетливо разделяются на два семейства, что делает его перспективным для прогнозирования эруптивных явлений.
В данной работе мы проследим за предэруп-тивным состоянием и эрупцией крупного волокна, которая произошла 21 октября 2010 г. вблизи солнечного центрального меридиана для наблюдателя на Земле. Такое положение волокна на диске было благоприятным для надежных измерений фо-тосферных магнитных полей под волокном, тогда как наблюдения двух аппаратов STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory), для каждого из которых волокно было на лимбе, обеспечили детальной информацией о высоте волокна над фотосферой. Таким образом, мы можем сравнивать действительную высоту волокна с критическими характеристиками коронального магнитного поля, рассчитанными для точно тех же самых моментов времени.
N 10
Спокойные Эруптивные
hp ¡hc
Рис. 1. Распределение спокойных и эруптивных протуберанцев по параметру отношения высоты волокна к критической высоте Нр/Нс.
2. НАБЛЮДЕНИЯ ЭРУПЦИИ ВОЛОКНА 21 ОКТЯБРЯ 2010 г.
Хорошо развитое волокно промежуточного типа, расположенное между активными областями AR 11113 и AR 11118, начало внезапно подниматься около 13h UT21 октября 2010 г. Незадолго до эрупции волокно находилось почти точно на центральном меридиане в интервале широт 15°N— 35°N (рис. 2). Направление оси волокна составляло около 30° с меридианом. Эрупция была полной, никаких следов волокна на Иа-фильтрограммах 22 октября не видно. Наблюдения в линии На на Солнечной обсерватории Канцельхойе захватили только начальную фазу эрупции до 14h UT. Полную картину можно составить благодаря наблюдениям космических обсерваторий.
Обсерватория SDO (Solar Dynamic Observatory) с геостационарной орбиты наблюдала эруп-цию на диске Солнца комплексом телескопов AIA (Atmospheric Imaging Assembly) [39] в различных участках крайнего ультрафиолетового спектра. Благодаря поглощению в ультрафиолетовом континууме волокно различимо в разных каналах телескопов AIA, отображающих излучение коро-нальной плазмы с температурой от 1 до 10 МК, но наиболее информативным для данного события является кан
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.