авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 25 |

«ОГЛАВЛЕНИЕ Том I Предисловие................................................... 11 ...»

-- [ Страница 4 ] --

Во многих случаях ситуация оказывается более сложной и не описывается в рамках двумерной геометрии. В последние годы идеи Коппа и Пноймана получили дальнейшее развитие, что отражено, а частности, в модели «убегания» магнитного поля — the magnetic breakout model (Amari et al., 1996). Один из вариантов мо дели представлен на рис. 1.5.13. Как известно, многие достаточно сложные области Рис. 1.5.13. Схема возникновения вспышки при сдвиговых движениях оснований силовых линий. Знаками + и обозначена полярность магнитного поля на фотосфере. Наряду с раз витием вспышки, в активной области сохраняются условия для повторения нестационарного процесса (Aulanier et al., 1999) выглядят на изображениях спутника TRACE в диапазоне 171 (а иногда и на раз A ностных снимках с использованием изображений в диапазонах 1600 и 195 как A A) совокупность высоких петель, расходящихся в виде веера (fan), и располагающихся над низкой плотной петлей (его «ручкой» — spine). Сепаратриcы, представленные 1.6. Корональные выбросы массы на рис. 1.5.13 жирной линией и разделяющие отдельные магнитные потоки, имеют трехмерную особую точку в короне над пятнами с дельта-конфигурацией. Вследствие сдвига оснований силовых линий в противоположные стороны (shear) система петель начинает подниматься, и формируется КВМ. В такой схеме вертикальный токовый слой и касповая структура вспышки развиваются естественным образом, и только поддержание длительного свечения связано с релаксацией магнитной конфигурации, как это предполагали Копп и Пнойман. Эта модель успешно использовалась при интерпретации ряда вспышек, например, вспышки в День Бастилии 14 июля 1998 г.

(Aulanier et al., 1999).

Более детально теоретические проблемы пересоединения магнитных силовых линий обсуждаются в монографии Приста и Форбса (2005).

1.6. Корональные выбросы массы В. Д. Кузнецов 1.6.1. Наблюдения и морфология СМЕ Транзиентные явления на Солнце характеризуются широким диапазоном про странственных и временных масштабов — от характерных масштабов для грануля ции (108 см, минуты) до масштабов корональных выбросов массы (1010 –1011 см, часы, сутки). Например, к их числу относятся та кие явления, как серджи и спреи, ударные вол ны, эруптивные протуберанцы. Корональные выбро сы массы (КВМ или CME — Coronal Mass Ejection) (рис. 1.6.1) являются наиболее мощными проявлени ями солнечной активности. Они представляют со бой распространяющие от Солнца крупномасштаб ные магнито-плазменные структуры, которые имеют часто форму магнитной петли, расширяющейся при удалении от Солнца. Правильнее было бы называть эти явления солнечными выбросами массы. Однако, следуя установившейся терминологии, мы будем ис пользовать здесь термин корональные выбросы мас сы, и применять для него общепринятое в литерату ре англоязычное сокращение СМЕ. Некоторые опре деления СМЕ можно найти в работах (Dlanne, e e Aulanier, 1999;

Thompson et al., 1999). Наблюдения связанных с СМЕ явлений с использованием дан ных КОРОНАС-Ф содержатся в работе (Slemzin et al., 2005).

В переходной зоне и нижней короне СМЕ могут сопровождаться вспышками, эруптивными протубе ранцами и другими мелкомасштабными транзиент- Рис. 1.6.1. Изображение выбро ными явлениями, а их распространение в короне са, полученное коронографом LASCO/SOHO ассоциируется с ударными волнами, ускоренными частицами и радиовсплесками. Наиболее мощные СМЕ покидают Солнце и распространяются в гелиосфере. В отдельных случаях они и связанные с ними возмущения солнечного ветра могут достичь магнитосферы Зем ли, вызывать геомагнитные бури и сопутствующие геофизические явления. Поэтому исследования СМЕ представляют определенный практический интерес, связанный 82 Гл. 1. Солнце. Общие сведения с необходимостью контроля космической погоды и понимания многочисленных ее факторов.

Первоначально активность в белом свете, связанная с СМЕ, была замечена по данным с ИСЗ OSO-7 (Tousey, 1973) и затем более детально была исследована с по мощью коронографа на ОКС «Skylab» (Munro et al., 1979). Еще до первых оптических наблюдений СМЕ на ИСЗ OSO-7 и ОКС «Skylab» связанные с ними возмущения, по-видимому, диагностировались по фарадеевскому вращению (Levy et al., 1969) и спектральному уширению радиосигнала в экспериментах по просвечиванию короны и межпланетной среды с КА «Pioneer» (Goldstein, 1969). После первых наблюдений СМЕ в белом свете на ИСЗ OSO-7 и ОКС «Skylab» имеющиеся фотографии короны во время полных солнечных затмений (Eddy, 1974) и другие данные были использо ваны для анализа СМЕ в прошлом. Описание такого ретроспективного анализа СМЕ можно найти в обзоре (Gopalswamy, 2004).

Наиболее значимые результаты по изучению СМЕ за последнее время были получены по наблюдениям коронографом LASCO на КА SOHO (см., например, обзоры Gopalswamy, 2004;

Aschwanden, 2005).

Анализ большого числа событий СМЕ позволил выявить их наиболее характер ные свойства, а также провести классификацию СМЕ по различным признакам. Мы приведем здесь краткую сводку основных свойств СМЕ. Некоторые статистические свойства СМЕ, определенные по наблюдениям различными коронографами на КА, суммированы в табл. 1.6.1.

Т а б л и ц а 1.6. Некоторые статистические свойства СМЕ, определенные по наблюдениям коронографа ми на КА (из работы Gopalswamy, 2004) Коронограф OSO-7 «Skylab» «Solwind» LASCO SMM 1980, Период наблюдений 1971 1973–1974 1979–1985 1996– 1984– Поле зрения (R ) 2,5–10 1,5–6 3–10 1,2– 1,6– Число зарегистрированных СМЕ 27 115 1607 Средняя скорость (км/с) — 470 460 Средний размер (град.) — 42 43 Масса (10 г) — 6,2 4,1 1, 3, Источники СМЕ на Солнце. На Солнце СМЕ возникают в магнитных структу рах с закрытыми силовыми линиями. Наиболее мощные СМЕ возникают в активных областях, содержащих пятна противоположной полярности. Энергия, необходимая для выброса массы СМЕ в корону и гелиосферу, обеспечивается магнитным полем (см., например, Harrison, 1990). Современные наблюдения и исследования направ лены на понимание того, как эта энергия накапливается в корональных магнитных полях и что является триггером ее освобождения.

Морфология и классификация СМЕ. Морфологические особенности СМЕ изу чались по их изображениям в белом свете, которые в соответствии с Томсоновским механизмом рассеяния отражают распределение плотности в выбросе. Наблюдения показали большое разнообразие геометрических форм СМЕ в поле зрения короногра фов. По данным наблюдений до полета SOHO около трети всех СМЕ имели форму петель, реже встречались другие типы, среди которых СМЕ в виде «наполненных бутылок», «разобщенных стримеров», «спайков» или одиночных и двойных клиньев, 1.6. Корональные выбросы массы «вееров» типа «гало» или «пузыря» и даже «неклассифицируемые». Коронограф LASCO на КА SOHO наблюдал множество различных морфологических типов СМЕ, которые еще предстоит рассмотреть и классифицировать. По данным работ (Sub ramaniam, Dere, 2001) на примере 32 СМЕ 85 % СМЕ были связаны с активными областями, 15 % — со спокойными областями и эрупцией волокна, 44 % — с эрупцией волокна активной области.

Активность магнитного поля, порождающая СМЕ, довольно часто детектиру ется, прежде всего, по активизации и эрупции протуберанцев, так как их плот ное и холодное вещество удерживается магнитным полем в окрестности нейтраль ной линии, и они хорошо видны как темные образования на диске Солнца. На разностных изображениях диска Солнца в жестком ультрафиолетовом диапазоне можно видеть незначительное ослабление яркости вокруг протуберанца (рис. 1.6.2).

Существует две области потемнения (димминги), по одной на каждой из сторон от нейтральной линии, показывающие положение протуберанца перед выбросом. После выброса образуется пост-эруптивная аркада, отдельные петли которой в основном перпендикулярны нейтральной линии. Области потемнения располагаются вне ар кады на противоположных концах ее оси. Корональные потемнения представляют собой уменьшение яркости в определенных местах короны по сравнению с более ранним периодом наблюдения. Они обычно располагаются на каждой стороне линии инверсии полярности, лежащей под СМЕ. Такие потемнения являются результатом изменения физических условий (плотности и температуры) излучающей плазмы, которые наблюдаются в рентгеновском, жестком ультрафиолетовом (Gopalswamy, 2000) и иногда в микроволновом излучении (Gopalswamy et al., 2003b).

Через час после эрупции протуберанца выброс в белом свете (СМЕ) впервые появился в поле зрения коронографа LASCO в том же позиционном угле зрения, что и эруптивный протуберанец. Яркая фронтальная структура СМЕ имеет форму петли, внутри которой имеется яркое ядро. Из морфологических, позиционных и временных характеристик явления ясно, что видимое в белом свете ядро не может быть ничем, кроме протуберанца.

Скорость выброса в начале была 97 км/с, и она возросла к моменту выхода СМЕ в поле зрения коронографа LASCO. «Ноги» фронтальной структуры простираются вниз, опираясь на каждую из сторон образовавшейся пост-эруптивной аркады. Видна заметная пустота между ядром и фронтальной структурой, которую называют поло стью, имеющую пониженную плотность корональной плазмы и сильное магнитное поле. Предполагается, что полость имеет жгутовую магнитную структуру, причем «ноги» этого жгута (скрученной магнитной трубки) оказываются по разные стороны от нейтральной линии. Ядро и фронтальная структура располагались на расстоянии 5R в том момент, когда СМЕ покинул поле зрения коронографа LASCO. Средняя скорость СМЕ составила 770 км/с.

Структура, состоящая из трех основных частей (фронтальная часть, полость и ядро), хорошо наблюдается только в тех СМЕ, которые связаны с выбросами протуберанцев из спокойных областей. Однако такую структуру часто очень трудно различить, если выброс протуберанца происходит из активной области. Это может быть связано с тем, что протуберанец является тонким и располагается на малых высотах, и он может исчезнуть за счет нагрева и ионизации прежде, чем достигнет областей, попадающих в поле зрения коронографа. В любом случае наблюдения СМЕ в белом свете свидетельствуют о его сложной трехмерной структуре. Это было подтверждено также стереоскопическим наблюдениями нескольких СМЕ на КА «Helios» (с использованием фотометра) и коронографом КА «Solwind» (Jackson, 1985) и результатами численного моделирования (см., например, Crifo et al., 1983). Неко торые СМЕ интерпретируются как магнитные жгуты (Chen et al., 2000), некоторые 84 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.6.2. Морфология СМЕ и связанная с ним активность: а–г — эрупция протуберанца в радиодиапазоне;

д–з — эрупция протуберанца в жестком ультрафиолетовом диапазоне (по данным SOHO/EIT) с образованием димминга (D) и аркады (AF);

и–м — изображения СМЕ коронографом SOHO/LASCO, на которых видны ядро, полость и фронтальная структура СМЕ;

н — графики «высота—время» для фронтальной структуры СМЕ (кружки — наблюдения в белом свете) и для протуберанца (по различным данным: треугольники — жесткое ультра фиолетовое излучение, ромбики — радиоизлучение, квадратики — оптическое излучение) (из обзора Gapolswamy, 2004) имеют пустоты и не содержат протуберанца (Gopalswamy et al., 2001d). Наблюдались также узкие СМЕ в виде струй. В их структуре не удавалось выделить фронтальную часть, полость и ядро (Wang, Sheeley, 2002).

1.6. Корональные выбросы массы Частота появления СМЕ. По наблюдениям на ИСЗ OSO-7 частота появления СМЕ составляла 0,5 СМЕ/день, на «Skylab» — 0,74 СМЕs/день, на ИСЗ SMM — 0,87 СМЕs/день. За период 1979–81 гг. она равнялась 1,8 СМЕ/день. Исправлен ные значения с учетом скважности наблюдений, чувствительности инструментов и геометрических факторов по наблюдениям на ИСЗ SMM и Р78-1 составили соответственно 1,5 СМЕ/день и 2,1 СМЕ/день (Webb, 1991). Имеет место хорошая корреляция частоты появления СМЕ с числом солнечных пятен, однако, СМЕ воз никают не только в областях с солнечными пятнами, но и в областях без пятен.

Изменение частоты появления СМЕ по амплитуде и фазе соответствует общему ходу цикла солнечной активности с минимумом в 1976 и 1985 гг. и максимумом в 1980–1981 и 1989 гг. (Webb, 1991). Усредненные данные «Skylab», ИСЗ SMM, КА «Helios» (Photometer) и КА «Solwind» дали частоту появления 0,31–0,77 СМЕ/день в годы солнечного минимума и 1,75–3,11 СМЕ/день в годы солнечного максимума (Webb et al., 1994). По данным SOHO частота появления СМЕ, усредненная по периодам каррингтоновского вращения, меняется от 1 СМЕ/день в период солнеч ного минимума (1996 г.) до 6 СМЕ/день в период максимума солнечного цикла (2002 г.). В первую очередь такое увеличение частоты появления СМЕ по сравнению с предыдущим циклом связано с лучшей чувствительностью и необычайно широким динамическим диапазоном (16000:1) коронографа LASCO. Кроме этого, коронограф имел большее поле зрения, а его наблюдения покрывали длительные периоды време ни более однородно.

Широты появления СМЕ. СМЕ возникают в области активных широт, чье расположение определяется распределением активных областей с закрытыми сило выми линиями магнитного поля. В период минимума солнечной активности CME появляются на широтах 45, в период максимума СМЕ возможны на широтах 45. В 1973–74 гг. распределение СМЕ по широте ограничивалось 45 и имело максимум вблизи экватора. В 1980 г. распределение СМЕ по широте было более равномерным, спадающим к полюсам. В 1985 г. имел место пик в распределении СМЕ по широте в районе экватора (Kahler, 1987;

Webb, 1991).

В период фазы роста 23-го солнечного цикла (1997–1998 гг.) широты появления СМЕ были близки к экватору и впоследствии они охватывали практически всю поверхность Солнца от экватора до полюса. В период максимума цикла наблюдалось много полярных СМЕ, причем в южной полусфере их было больше, и там они возникали в течение более длительного периода. Такая закономерность в широтном распределении СМЕ в цикле солнечной активности соответствует полученным ранее результатам.

Размеры СМЕ. Средний размер СМЕ (измеряемый как угол от центра Солнца между внешними краями СМЕ) по данным LASCO/SOHO составляет 67 для всех видов СМЕ и 47 для СМЕ, не имеющих вид гало (размер 120 ). Отметим, что СМЕ, имеющие вид гало, составляют около 3,5 % от всех СМЕ, тогда как доля СМЕ, имеющих размер более 120, составляет примерно 11 %.

По данным авторов работы (Yashiro et al., 2004) среднегодовой угловой размер СМЕ, не имеющих вид гало, изменялся от 47 в период солнечного минимума до 61 непосредственно перед максимумом цикла, и затем он уменьшался. Сред ние размеры СМЕ, полученные ранее по наблюдениям «Skylab» (42 ), SMM (47 ) и «Solwind» (43 ) (см. табл. 1.6.1), находятся в хорошем соответствии с результатами LASCO/SOHO, если исключить из рассмотрения СМЕ с размерами 120, которые в до SOHO-вский период наблюдались лишь в небольшом количестве. На фазе роста 23-го цикла солнечной активности средний размер СМЕ, с учетом всех СМЕ, составил 72. По мере подъема петли СМЕ в короне происходит ее расширение, как 86 Гл. 1. Солнце. Общие сведения по большому, так и по малому радиусу. Если в нижней короне в начальной стадии своего развития СМЕ занимает сравнительно небольшой интервал широт 30–60, то во внешней короне СМЕ может охватывать больший интервал углов и даже в некоторых случаях достигать 180. Наблюдались СМЕ, имеющие в поле зрения коронографа вид расходящегося от Солнца кольца.

Кинематика СМЕ: скорость и ускорение. Движение СМЕ в короне опреде ляется по перемещению яркости в белом свете и характеризуется зависимостью высоты СМЕ (его вершины или других частей) от времени h(t) или профилем скорости V (R). Необходимо иметь в виду, что измерения высоты СМЕ со временем, по которым определяется скорость СМЕ, делаются в картинной плоскости, поэтому из-за эффекта проекции определяемые скорости СМЕ являются нижним пределом реальных скоростей. На рис. 1.6.3 показаны три примера зависимости высота—время (h–t).

Рис. 1.6.3. Измерения зависимости высоты СМЕ от времени для трех СМЕ по наблюдениям SOHO/LASCO: ускоряющийся СМЕ 21 июня 1998 г. (квадратики), СМЕ с постоянной скоро стью 17 февраля 2000 г. (треугольники), и замедляющийся СМЕ 11 мая 1998 г. (ромбики) (из обзора Gopalswamy, 2004) В нижней короне ускорение СМЕ происходит примерно до высот h 2R (а иногда и выше), затем движение происходит примерно с постоянной скоростью, которая от события к событию может сильно меняться, колеблясь в пределах от десятков км/с до более 2500 км/с. Скорость солнечного ветра на высоте 2R составляет несколько десятков км/с. Среднее значение скорости СМЕ составляет 489 км/с, и оно меняется от минимума к максимуму солнечной активности, примерно с 300 км/с до 500 км/с и выше (Gopalswamy et al., 2003b). Наибольшая скорость СМЕ, равная 2657 км/с, была зарегистрирована 4 ноября 2003 г. во время одной из мощнейших вспышек 23-го цикла. Такие сверхбыстрые СМЕ составляют примерно 0,3 % от их общего числа. По скорости распределения в короне СМЕ подразделяются на три класса: F-транзиенты, которые сопровождаются двухленточными вспышками и имеют скорости в диапазоне (400–1800) км/с и более;

EP-транзиенты, кото рые сопровождаются эрупцией протуберанцев и имеют скорости (100–800) км/с, и N-транзиенты или медленные транзиенты с V 100 км/с (Low, 1981).

На рис. 1.6.3 приведены три зависимости высота—время, которые отражают раз личные результаты действия сил на СМЕ: ускорения, торможения или его равномер ного движения вверх. По наблюдениям LASCO было определено среднее ускорение СМЕ для различных диапазонов скоростей СМЕ (Yashiro et al., 2004): для мед ленных СМЕ (V 250 км/с) среднее ускорение a = 6 м/с2 ;

СМЕ со скоростями 1.6. Корональные выбросы массы близкими к скорости солнечного ветра (250 км/с V 450 км/с) имеют малое ускорение a = 1,6 м/с2 ;

СМЕ со скоростями больше скорости солнечного ветра 900 км/с) замедляются с ускорением a = 4 м/с2 ;

быстрые СМЕ (450 км/с V (V 900 км/с) замедляются с a = 16 м/с2 (Gopalswamy et al., 2001b). Такое же поведение СМЕ установлено при их распространении во внутренней гелиосфере (Gopalswamy et al., 2000a). Как было установлено в работе (Chen et al., 2003), ускорение СМЕ исчезает на высотах 4R. Количественная модель ускорения СМЕ, удовлетворительно воспроизводящая наблюдаемые зависимости кинематических ха рактеристик СМЕ (высоты, скорости, ускорения) от времени, предложена в работе (Chen et al., 2003) на основе трехмерного магнитного жгута.

Обычно движение СМЕ является радиальным, оно часто направлено вдоль коро нального луча, который сильно деформируется или разрушается под действием вы броса. Однако наблюдались случаи и не радиального распространения СМЕ (Michels et al., 1984).

Структура СМЕ. Структура СМЕ в картинной плоскости схематически изоб ражена на рис. 1.6.4. Для нее характерна петельная фронтальная структура, яркое ядро и темная полость между ними. Первоначально предполагалось, что в двумерной плоскости СМЕ имеют петельную геометрию (Trottet et al., 1980). Наблюдения LASCO/SOHO позволили предположить, что в трехмерном случае СМЕ представ ляют собой подобие пузыря, аркады петель, или изогнутые скрученные магнитные трубки (жгуты) (см. рис. 1.6.5 и работы Crifo et al., 1983;

Schwenn, 1986;

Gopalswamy et al., 2003b;

Cremades et al., 2004).

Рис. 1.6.4. Структура СМЕ, сопоставленная с моделью СМЕ в виде эруптирующего магнитного жгута (адаптированный рисунок из работы (Shibata, 1995): 1 — фронтальная структура;

2 — полость;

3 — ядро, ассоциируемое с центром жгута или протуберанцем;

4 — плазменная струя из области пересоединения;

5 — быстрая ударная волна;

6 — источник петель жесткого рентгеновского излучения;

7 — петля мягкого рентгеновского излучения 88 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.6.5. Спиральная структура расширяющегося выброса 19 октября 1997 г. Видна тонкая структура, состоящая предположительно из многочисленных спиральных прядей (по данным LASCO/SOHO, Dere et al., 1999) Изображения коронографов дают лишь двумерную проекцию на картинную плос кость изображения СМЕ в рассеянном фотосферном свете, из которой трудно извлечь трехмерную структуру СМЕ. Поэтому она не ясна до конца. Для описания трехмер ной геометрии СМЕ используют составляющие близкие к его реальной структуре, такие как полусферические оболочки и скрученные магнитные жгуты. Если СМЕ распространяются почти параллельно к картинной плоскости, то их проекция на картинную плоскость имеет относительно простую форму. Однако при распростране нии СМЕ в направлении наблюдателя формы их проекций на картинную плоскость намного сложнее (СМЕ типа гало), в этом случае узнать детали внутренней струк туры СМЕ бывает еще труднее. Один из обнадеживающих новых методов исследова ния трехмерной структуры СМЕ основывается на инверсии поляризации излучения в изображениях СМЕ в белом свете (Moran et al., 2004). Коронографы, которые будут установлены на двух пространственно разнесенных КА проекта STEREO, позволят обеспечить обзор СМЕ с разных положений и более детально изучить их трехмерную структуру.

1.6. Корональные выбросы массы Моделирование реальной геометрии СМЕ основывается на использовании скру ченных магнитных жгутов (спиральные силовые линии вокруг оси цилиндра), рас сматриваемых как часть (сегмент) тора, расширяющихся стационарно в межпла нетное пространство, причем концы этих жгутов остаются связанными с Солнцем.

Построенные таким образом синтетические изображения коронографа позволяют воспроизвести некоторые особенности наблюдаемых СМЕ (Wood et al., 1999). Эруп тивная неустойчивость, инициирующая СМЕ в рамках модели скрученных жгутов, предложена в работах (Kuznetsov et al., 1997;

Kuznetsov et al., 2000) и кратко описана в разд. 2.10.3. Когда СМЕ распространялся в направлении наблюдателя или от него, т. е., вдоль линии Солнце—Земля, в направлении Земли или от нее, и соответственно местоположение выброса на Солнце было на видимой стороне диска или на невидимой (обратной) стороне диска, коронографы давали в картинной плоскости изображения, которые приведены на рис. 1.6.6. Эти выбросы получили название СМЕ типа гало (Howard et al., 1982;

Yashiro et al., 2004). На рис. 1.6. показаны два СМЕ типа гало, один из которых был вызван активностью на видимом диске, а другой на невидимой обратной стороне Солнца.

Рис. 1.6.6. Распространяющийся на наблюдателя (к Земле) (а) и от наблюдателя (от Земли, от невидимой стороны Солнца) (б) СМЕ типа гало (по данным SOHO/LASCO). Активность на видимой стороне диска (а), вызвавшая СМЕ, показана стрелкой (из обзора Gopalswamy, 2004) Физические параметры СМЕ. Основные структурные области СМЕ (фронталь ная область, ядро и полость) изображены на рис. 1.6.4. Характерные значения тем пературы (T ), плотности (N ) и магнитного поля (B) в этих областях представлены в табл. 1.6.2.

Т а б л и ц а 1.6. Физические параметры в СМЕ N, см Структуры СМЕ T, K B, Гс 8 10 –10 см нижняя корона 106 1–5 (R 2R ) Фронтальная область (1–3) · 107 см3 корона 106 Полость 1– 10 Ядро (протуберанец) 4000–8000 1– 10 – 90 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Температура. Так как СМЕ представляет собой выброс корональной плазмы, то можно предполагать, что ее первоначальная температура равна корональной. Ядро СМЕ, отождествляемое во многих моделях с протуберанцем, может быть холоднее (4000–8000 K), хотя имеются наблюдения (Ciaravella et al., 2003), которые указывают на температуры 1,5 МК. Температура в полости неизвестна, в расчетах она обычно предполагается близкой к корональной.

Наблюдения СМЕ в жестком ультрафиолетовом излучении указывают на темпе ратуры СМЕ в диапазоне 0,5–2 МК. Из отношения интенсивностей в спектральных линиях ионов C III, Si III, N V, O VI, и S V по данным прибора UVCS/SOHO диапазон температур в СМЕ более узкий: 104,5 –105,5 К (Ciaravella et al., 2000). Данные «Yohkoh»/SXT в мягком рентгеновском диапазоне указывают на более высокие температуры СМЕ: 2 · 106 К (Hudson et al., 1997).

Плотность. Вещество весьма неоднородно распределено по СМЕ, плотность изменяется в зависимости от времени и расстояния от Солнца. Она максимальна во фронтальной структуре СМЕ, где плазма сжата, а также в ярком ядре, распо ложенном внутри полости. Предполагается, что плотность фронтальной структуры СМЕ вблизи Солнца близка к плотности плазмы нижней короны, т. е. составляет 108 –109 см3. Такие значения плотности в СМЕ подтверждаются наблюдениями в бе лом свете (см., например, Vourlidas et al., 2002), в радиодиапазоне (Gopalswamy et al., 1993) и в ультрафиолете (Ciaravella et al., 2003). Оценка плотности во фронтальной структуре высоко в короне на основе данных о яркости СМЕ в белом свете и в радиодипазоне (частота 73,8 МГц) составила 0,5 · 106 см3 (Gopalswamy et al., 1992).

Плотность ядра СМЕ соответствует значениям плотности в протуберанцах и состав ляет 1010 –1011 см3. В полости плотность меньше, чем в окружающей короне. По отношению интенсивностей в линиях C III/O VI и N V/O VI на расстоянии 1,7R плотность в СМЕ определена в диапазоне (1–3) · 107 см3 (Ciaravella et al.,2001).

Магнитное поле. О значениях магнитного поля в СМЕ вблизи Солнца известно мало. В короне на расстоянии 1,5R оценки магнитного поля по радионаблюдениям дают значение 1 Гс (см., например, Dulk et al., 1978). Гирорезонансное излучение из активных областей указывает, что корональное магнитное поле над солнечными пятнами может достигать значений 1800 Гс (White et al., 1991). Поэтому, напряжен ность магнитного поля в СМЕ, возникающих в активных областях, может достигать высоких значений (см. табл. 1.6.2). Магнитные поля в ядре СМЕ соответствуют на пряженности поля в протуберанцах: 3–30 Гс в спокойных протуберанцах и 20–70 Гс в активных протуберанцах (Tandberg-Hanssen, 1995), иногда превышая 100 Гс (Kim et al., 1994). Значения магнитного поля в полости неизвестны. Предположение о том, что полость представляет собой магнитный жгут, может быть поддержано наблю дениями многочисленных темных нитей на изображениях, полученных с высоким пространственным разрешением во время затмения (Engvold, 1998).

Масса СМЕ. Масса СМЕ, преодолевающая гравитационное притяжение Солнца и уходящая в межпланетное пространство, составляет обычно 1015 –1016 г (Gosling et al., 1974;

Jackson et al., 1993). Оценка массы СМЕ производилась по количеству электронов в объеме СМЕ в предположении, что плазма СМЕ является полностью ионизованной водородной плазмой с 10 % содержанием гелия. По данным LASCO средняя масса СМЕ составила 1,6 · 1015 г, что меньше средних значений, опреде ленных по данным других КА (см. табл. 1.6.1). По-видимому, это обусловлено тем, что коронограф LASCO мог наблюдать СМЕ малой массы, вплоть до 1013 г: 15 % всех СМЕ имели массу меньше 1014 г. Стандартные корональные модели (Saito et al., 1977) показывают, что в короне на высоте ниже 1,3R более чем достаточно вещества для того, чтобы обеспечить массу СМЕ.

1.6. Корональные выбросы массы Плотность массы (масса в расчете на один пиксель изображения LASCO) СМЕ резко возрастает с высотой примерно до 8R, и затем спадает. Примерно 20 % СМЕ достигают максимального значения их массы на высоте 5R, тогда как почти половина СМЕ достигают его на высотах 1,5–6R (Gopalswamy, 2004).

Энергия СМЕ. Полная энергия СМЕ складывается из магнитной, гравитацион ной (потенциальной) и кинетической энергий, а ее типичные значения составляют 1029 –1032 эрг. Эти величины соответствует оценкам свободной магнитной энергии, которая может быть запасена в скрученном магнитном жгуте. Оценка средней кинетической энергии СМЕ дает значение 2,4 · 1030 эрг, в то время как средняя потенциальная энергия СМЕ оценивается как 2,5 · 1030 эрг (Gopalswamy, 2004).

Анализ различных видов энергии СМЕ показал, что кинетическая энергия меньше потенциальной для относительно малых СМЕ, но больше для относительно быст рых (V 600 км/с). Магнитная энергия преобладает в медленных СМЕ, но при 600 км/с магнитная энергия становится существенно меньше потенциальной V и кинетической. Магнитная энергия скрученного жгута преобразуется в кинетиче скую и потенциальную энергию для относительно медленных СМЕ, так что общая энергия сохраняется. Для некоторых ускоряющихся СМЕ в виде магнитных жгутов сохранение их полной энергии проверено в поле зрения коронографа LASCO на расстояниях R = 2,5–30R.

1.6.2. Связь СМЕ с другими видами активности СМЕ сопровождаются целой серией явлений, происходящих на всем пути их следования от хромосферы к короне и в гелиосфере: в хромосфере это H двух лентночные вспышки, волны Моретона;

в короне это димминги, образование аркад, эруптивные протуберанцы, рентгеновские выбросы, волновые транзиентные явления в жестком ультрафиолете, метровые радиовсплески;

в гелиосфере это магнитные облака, межпланетные радиовсплески, ударные волны и энергичные частицы. Все эти явления проявляются в движениях плазмы, волнах и электромагнитном излу чении. Ранняя стадии развития СМЕ обычно недоступна наблюдениям с помощью коронографов, но H -вспышки и вспышки в мягком рентгеновском излучении, эруп тивные протуберанцы, а также рентгеновские выбросы обеспечивают ясную картину выброса.

Магнитное поле Солнца и СМЕ. Наибольшее число СМЕ (около 75 %) зарож дались в активных областях со сложной магнитной структурой и сильным полем (Hildner, 1977). О сильной перестройке поля в короне над активной областью после отрыва СМЕ свидетельствуют наблюдаемые разомкнутые силовые линии (Stewart, 1984). Имеются данные о связи СМЕ с нейтральными линиями — границами разви вающихся экваториальных дыр.

Вспышки и СМЕ. Статистический анализ ранних исследований СМЕ показыва ет, что 40 % СМЕ сопровождались H -вспышками и 90 % H -вспышек были связаны с СМЕ. Вероятность связи СМЕ–вспышка возрастает в случае длительных вспышек (Sheeley et al., 1983): 26 % для вспышек с длительность 1 ч и 100 % для вспышек длительностью 6 ч. Однако следует отметить, что некоторые мощные вспышки, связанные с крупномасштабными СМЕ, не являются длительными (Nitta et al., 2001;

Chertok et al., 2004).

Обсуждаются три возможности относительно связи СМЕ–вспышка: 1) вспышки порождают СМЕ (см., например, Dryer, 1996), 2) вспышки являются следствием СМЕ (Hundhausen, 1999), 3) вспышки и СМЕ являются частью одного и того же процесса магнитной эрупции (Harrison, 1995). Изучение временной последователь ности между СМЕ и вспышками показало, что начало СМЕ обычно опережает на 92 Гл. 1. Солнце. Общие сведения несколько минут начало рентгеновской вспышки (см., например, Harrison, 1991), и этот факт является серьезным аргументом против того, что вспышка порождает СМЕ (Hundhausen, 1999).

Изучение связи СМЕ и вспышек остается важной задачей. Ее решение позволит понять распределение выделившейся энергии между тепловой энергией, регистри руемой в виде вспышек в мягком рентгеновском излучении, и кинетической, отож дествляемой с СМЕ.

СМЕ и эруптивные протуберанцы. Эрупция протуберанцев (ЭП) относится к поверхностной активности и часто связана с СМЕ (Webb et al., 1976). Например, 70 % СМЕ сопровождаются ЭП, а большая часть ЭП ассоциируется с СМЕ (Hori et al., 2002). Так как сами протуберанцы не имеют достаточной энергии, для того чтобы вызвать СМЕ, то они являются вторичным явлением по отношению к процессу инициирования СМЕ (Hundhausen, 1999).

Эрупция скрученного магнитного жгута, на центральной оси которого распола гается эруптивный протуберанец, рассматривается, как один из механизмов СМЕ.

В этом случае эруптивные протуберанцы прослеживают траекторию СМЕ при их наблюдении во внутренней части яркого ядра СМЕ (House et al., 1981;

Gopalswamy et al., 1998). Статистический анализ событий СМЕ-ЭП и сопоставление времен начала СМЕ и ЭП подтверждают это предположение (Gopalswamy et al., 2003a). В модели Филиппова (Filippov, 1998) СМЕ могут вызываться эрупцией протуберанцев с обрат ной полярностью.

Корональные димминги. Корональные димминги — это видимые в ультрафи олетовом диапазоне потемнения, которые обусловлены относительным дефицитом корональной массы или меры эмиссии по сравнению с условиями перед СМЕ. Такой дефицит возникает при разрежении ко рональной плазмы после «эвакуации»

СМЕ. Корональные димминги наибо лее заметны на солнечном диске (см.

рис. 1.6.7), но иногда наблюдаются так же и над солнечным лимбом. Они явля ются эффективным средством диагно стики ранней стадии СМЕ. Связанные с диммингами уменьшения яркости мо гут достигать 20 % от ее первоначаль ной величины.

Многоволновые исследования, охва тывающие широкий диапазон темпе ратур плазмы солнечной атмосферы (между 2 · 104 К и 2 · 106 К), показали, что после возникновения СМЕ наибо лее сильные димминги связаны с плаз мой, имеющей температуру 1 · 106 К.

Рис. 1.6.7. Многочисленные димминги на Это свидетельствует о том, что вы Солнце в период мощных выбросов 26 октября 2003 г. (Разностное изображение по данным нос массы происходит скорее с высот СПИРИТ/КОРОНАС-Ф, длина волны 175 A) короны, а не с высот переходной зо ны (Harrison, Lyons, 2000). Существует несколько доказательств того факта, что димминги связаны именно с уходом массы из области потемнения, а не с охлаждением плазмы: 1) оценка времени охлажде ния намного больше, чем характерное время образования диммингов;

2) измерения доплеровских сдвигов в корональных спектральных линиях (Fe XVI и Mg IX) свиде 1.6. Корональные выбросы массы тельствуют о скоростях плазмы 30 км/с, пространственно совпадающих с областя ми диммингов (Harra, Sterling, 2001);

3) оценка дефицита массы (mCME 5 · 1013 – · 1015 г) соответствует излучению диммингов в оптическом и жестком ультрафиоле товом (Harrison et. al., 2003), а также в радио и мягком рентгеновском диапазонах (Gopalswamy и Hanaoka, 1998). Согласно наблюдениям эрупция магнитных жгутов часто является причиной образования корональных диммингов (Zarro et. al., 1999).

Рентгеновские выбросы. Выбросы, которые видны в рентгеновском излучении, по своим свойствам схожи с СМЕ, наблюдаемыми в белом свете (Klimchuk et. al., 1994). Рентгеновские выбросы являются внутренней структурой СМЕ и связываются с плазмоидами — магнито-плазменными образованиями, которые в процессе магнит ного пересоединения отсоединяются от СМЕ, и, по-видимому, могут представлять собой разогретую плазму протуберанца, образующую ядро СМЕ (Wagner, 1984;

Ciaravella et al., 2003) (см. рис. 1.6.4).

СМЕ и радиоизлучение. Радиовсплески II типа указывают на наличие сверхаль веновских движений плазмы и, следовательно, ударных волн в солнечной короне.

Движущиеся радиовсплески IV типа связаны с перемещающимися от Солнца вы бросами магнитных сгустков плазмы, которые являются ловушками для энергичных частиц. Эти движения отождествляются с распространением в короне СМЕ.

На основе анализа характеристик СМЕ (их скорости, размеров), а также про филей альвеновской скорости в межпланетной среде был сделан вывод о том, что практически все радиовсплески II типа так или иначе могут быть связаны с СМЕ (см. обзор Gopalswamy, 2004). Так по наблюдениям на КА ISEE-3 все километровые всплески II типа были связаны с быстрыми ( 500 км/с) и мощными СМЕ и меж планетными ударными волнами (Cane et al., 1987). Аналогичная связь установлена также между декаметровыми и гектаметровыми всплесками II типа (1–14 МГц) и быстрыми и протяженными СМЕ, способными генерировать ударные волны (Gopal swamy et. al., 2001b). Эта связь СМЕ–всплески II типа распространяется также и на метровые всплески II типа (Cliver et. al., 1999;

Gopalswamy et. al., 2001a).

В период максимума солнечной активности, когда на Солнце происходит около 6 СМЕ в день, может происходить взаимодействие СМЕ, когда СМЕ, имеющий большую скорость догоняет медленный вблизи Солнца (Gopalswamy et al., 2001c;

2002a) или в гелиосфере (Burlaga et al., 1987). Такие взаимодействия проявляются как широкополосное нетепловое повышение радиоизлучения в декаметровом и гек таметровом диапазонах длин волн. Усиление ударной волны при прохождении через плотную среду предыдущего СМЕ, захват частиц в замкнутые петли предыдущего СМЕ рассматриваются как возможные механизмы повышения эффективности уско рения частиц и генерации повышенного радиоизлучения (Gopalswamy et al., 2002a).

СМЕ и солнечные энергичные частицы. Наблюдения свидетельствуют также в пользу того, что с быстрыми и крупномасштабными СМЕ неизменно связаны возрастания интенсивности солнечных энергичных частиц (СЭЧ) определенного класса (см. обзор Reames, 1999) в межпланетном пространстве, так называемые постепенные события. Эти события выделяются большей интенсивностью и дли тельностью, преимущественным ускорением протонов по сравнению с электронами, химическим составом ускоренных ионов, близким к корональному. Ударные волны, генерируемые СМЕ, рассматриваются как один из основных механизмов ускорения СЭЧ в постепенных событиях. Происхождение солнечных космических лучей (или СЭЧ) подробно обсуждается в гл. 3 настоящей книги.

СМЕ в гелиосфере. Лишь небольшая часть СМЕ, покидая Солнце, наблюдается на расстояниях в 1 а. е. и далее. Многие СМЕ, которые наблюдались в поле зрения коронографа LASCO (32R ), уже не прослеживались за пределами 10R. Неясно, 94 Гл. 1. Солнце. Общие сведения угасли ли эти СМЕ из-за того, что их плотность стала меньше обнаружимой коронографом, или они перестали существовать как цельное образование, отличное от солнечного ветра. Быстрые и крупномасштабные СМЕ, включая СМЕ типа гало, переставали быть наблюдаемыми на расстояниях около 25R (Gopalswamy, 2004).

Возможно, такая быстрая диссипация малых СМЕ обусловлена наличием сильной турбулентности на расстояниях 10–20R (Mullan, 1997). Большая часть моделей инициирования СМЕ рассматривает его как магнитный жгут, выходящий из области выброса, и существовавший до выброса (Low, Zhang, 2002) или образованный во время выброса (Gosling et al., 1995).

Наблюдения СМЕ несколькими космическими аппаратами на расстоянии 1 а. е.

позволяют заключить, что «ноги СМЕ» вероятно связаны с Солнцем, причем их «ступни» опираются на соответствующие стороны магнитной нейтральной линии (Burlaga et al., 1981). Магнитные облака, в том числе в виде скрученных жгутов, наблюдаются в гелиосфере на всем расстоянии от Солнца до Земли и далее (Burlaga et al., 1985;

Funsten, et al., 1999). Это обстоятельство требует дополнительных иссле дований общей картины эволюции СМЕ в гелиосфере. Более детальное рассмотрение этого вопроса, а также описание высокоширотных СМЕ в гелиосфере, можно найти в работе (Gopalswamy, 2004). На рис. 1.6.8 показана смоделированная картина распространения гелиосфер ного возмущения, связанного с СМЕ, в пределах 2 а. е.

Быстрые СМЕ могут иметь скоро сти более 2000 км/с, тогда как ти пичная скорость быстрого солнечного ветра 800 км/с. Разность этих ско ростей превышает локальную скорость звука, поэтому быстрые СМЕ являют ся сверхзвуковыми структурами в сол нечном ветре и могут генерировать межпланетные ударные волны. Была установлена также однозначная связь между мощными СМЕ, наблюдаемы ми вблизи Солнца, и межпланетны ми ударными волнами (Sheeley et al., 1985). Анализу межпланетных удар Рис. 1.6.8. Картина распространения гелио- ных волн посвящена обширная лите сферного возмущения, связанного с СМЕ в со- ратура (Schwenn, Marsch, 1990, 1991;

бытии 4 ноября 2003 г. (по данным модели Kivelson, Russell, 1995;

Balogh et al., рования геофизического института Университе 2001). Численное моделирование рас та на Аляске, http://gse.gi.alaska.edu/ пространения ударных волн выполнено recent/index.html в целой серии работ (Miki, Linker, c 1994;

Odstril et al., 2002). Корональ c ные выбросы массы, распространяясь в гелиосфере и взаимодействуя с другими структурами солнечного ветра, создают крупномасштабные магнитные неоднородно сти. Эти неоднородности, промодулированные вариациями цикла солнечной актив ности, играют важную роль в долговременной и кратковременной модуляции потока галактических космических лучей. Соответствующие ссылки и обсуждение этого вопроса можно найти в работе (Potgiter, 1993), обзоре (Gopalswamy, 2004), также эта проблема достаточно подробно изложены в гл. 3.

1.6. Корональные выбросы массы Достигая магнитосферы Земли СМЕ и связанные с ними межпланетные удар ные волны могут вызывать внезапные геомагнитные бури, изменять электрическую и магнитную связь межпланетного магнитного поля с магнитным полем Земли.

Наличие южной компоненты магнитного поля в СМЕ является ключевым для гео эффективности, так как она обеспечивает возможность пересоединения с магнитным полем Земли, что делает перенос энергии солнечного ветра в магнитосферу более эффективным. Более подробно связь СМЕ с геомагнитной активностью рассмотрена в гл. 8 настоящей книги.

1.6.3. Модели СМЕ Краткий обзор моделей. С момента открытия СМЕ более 30 лет назад было предложено много моделей СМЕ. Описание и классификацию ранних моделей СМЕ можно найти в обзоре (Кузнецов, 1994). Несмотря на обширный наблюдательный материал, он еще недостаточен для того, чтобы полностью понять, как происходит инициирование СМЕ. Наибольшее число современных моделей инициирования СМЕ исходит из того, что СМЕ представляет собой магнитный жгут, который по какой то причине выбрасывается вверх (рис. 1.6.4) (см., например, Gosling et al., 1995;

Kuznetsov, Hood, 1997;

Low, Zhang, 2002). Наиболее важен вопрос об эруптивной неустойчивости: что именно заставляет магнитный жгут эруптировать вверх как это наблюдается? Возможный механизм такой эруптивной неустойчивости магнитного жгута предложен в работах (Kuznetsov, Hood, 1997;

Kuznetsov, Hood, 2000). Из гибная неустойчивость, развивающаяся в расширяющемся по малому радиусу жгуте при его медленном квазистатиче ском подъеме вверх, способна вызвать магнитный нагрев плазмы. Это приводит к потере равновесия жгута по малому ра диусу на некоторой критической высоте (см. рис. 1.6.9), после чего квазистатиче ская эволюция жгута становится невоз можной, это означает наступление дина мической фазы: жгут должен резко рас шириться по малому радиусу в поиске но вого равновесного состояния. Расширение жгута приводит к уменьшению плотности плазмы в нем, в результате возникшей импульсной силы плавучести жгут резко выталкивается вверх в более разреженные Рис. 1.6.9. Зависимость полного давления слои короны. Таким образом, в эруптиру- в жгуте (x) от безразмерного радиуса ющем жгуте должна быть горячая плазма x (или высоты в солнечной атмосфере h, и сильное магнитное поле, как это следу- x = x(h)) для разных значений безразмер ного параметра, характеризующего отно ет из анализа наблюдений. Критическим шение скорости вытекания массы к скоро является значение скорости медленного сти подъема жгута. Точке A соответствует подъема жгута вверх в связи с вытекани- потеря равновесия жгута (Kuznetsov, Hood, ем массы из жгута вдоль его «ног». При 2000) медленном подъеме жгута потеря массы уменьшает давление в жгуте, и это может устранить эруптивную неустойчивость.

Учет вытекания массы приводит к уплощению кривой давления на рис. 1.6.9 и в ко нечном счете при некотором критическом отношении скорости подъема жгута к ско рости вытекания массы точка неравновесия A, в которой наступает динамическая 96 Гл. 1. Солнце. Общие сведения фаза, исчезает. Критической является точка перегиба кривой, где первая и вторая производные равны нулю. В этой точке радиус жгута по сравнению с начальным радиусом, когда началось вытекание, увеличивается в 2,6 раза, жгут теряет большую часть массы, минимально инжектированная масса составляет 0,28 от начальной массы жгута. Определяемые из модели высоты инжекции жгута и все ее параметры в момент инжекции (полная масса, магнитный поток) хорошо соответствуют наблю даемым значениям.

Физический смысл появления точки A на кривой рис. 1.6.9 связан с тем, что при подъеме и расширении жгута скрученность магнитного поля и связанные с ней диссипация, нагрев жгута и давление в нем возрастают, а давление в солнечной атмосфере с высотой падает, что и приводит (в рамках квазистационарной МГД эволюции) к «точке неравновесия», по аналогии с теорией катастроф.

Таким образом, в рамках описанной модели вынос массы и наступление эруп тивной неустойчивости связаны между собой: жгуты, теряющие много массы (при медленном подъеме), не подвержены эруптивной неустойчивости, а жгуты, теряющие мало массы (при быстром подъеме), подвержены эруптивной неустойчивости, которая и обеспечивает выброс массы. Картина эрупции не меняется, если рост скрученности магнитного поля в жгуте может быть обеспечен закруткой одного из оснований жгута или ростом продольного тока.

Описанный процесс эруптивной неустойчивости магнитного жгута был смодели рован аналитически на языке теории катастроф в рамках уравнений МГД с исполь зованием в качестве модельного скрученного магнитного поля типа Голда и Хой ла, модифицированного давлением плазмы внутри трубки (Kuznetsov, Hood, 1997;

Kuznetsov, Hood, 2000). Конвеерный механизм зарождения скрученных магнитных жгутов, всплывающих на поверхность Солнца из конвективной зоны, предложен в рамках генерации их солнечным динамо (Chen, 2001).

Наблюдения, особенно в нижней части короны, позволили понять некоторые детали структуры тех областей, из которых возникают СМЕ. Это одна или несколько закрытых магнитных систем, которые потом и эруптируют. Это может быть простая биполярная область, имеющая вид ядро—оболочка (Moore et al., 2001;

Magara, Long cope, 2001), магнитный жгут с вышележащим ограничивающим его полем (Forbes et al., 1994), комбинация биполярных групп (Machado et al., 1988) или мультиполярная структура (Feynman, Martin, 1995). Полноценная модель СМЕ должна объяснить не только природу эруптивной неустойчивости СМЕ, но все их основные наблюдаемые свойства: скорости, массу, кинематику СМЕ, энергетику и т. д. Состояние совре менных моделей еще далеко от того, чтобы адекватно объяснить все наблюдаемые характеристики СМЕ (Forbes, 2000). Обзор теоретических моделей СМЕ содержится в работе Low (2001).

Модели, которые основывались на связи СМЕ со вспышками (см., например, Dryer, 1982) отклонены по причине того, что начало СМЕ предшествует началу вспышки (Wagner et al., 1981). Наблюдения корональных шлемовидных стримеров (Saito, Tandberg-Hanssen, 1973) и структуры СМЕ (фронтальная структура, полость и ядро) инициировали модели СМЕ, основанные на потере равновесия магнитных структур (Low, 1996). В них полость СМЕ отождествляется с магнитным жгутом, который имеет низкую плотность и сильное магнитное поле. Перед эрупцией жгут удерживается в равновесии весом протуберанца, весом плазмы в вышележащих магнитных полях, и их магнитным давлением. СМЕ инициируется нарушением равновесия жгута, когда по ряду причин удерживающие силы ослабевают, например, из-за потери массы протуберанца (Low, Zhang, 2002). Эрупция и динамика такого магнитного жгута определяется взаимодействием тока жгута и токовых слоев, кото рые существуют в вышерасположенном магнитном поле.

1.6. Корональные выбросы массы Магнитные поля активной области, из которой возникает СМЕ, являются ос новным источником энергии, необходимой для продвижения СМЕ от Солнца (см., например, Forbes, 2000). Максимально необходимую энергию можно оценить на примере самого мощного в 23-м цикле СМЕ 4 ноября 2003 г., имевшего скорость 2700 км/с (Gopalswamy, 2004). СМЕ имел массу 2 · 1016 г, так что кинетическая энергия равна 7 · 1032 эрг, и верхний предел энергии, выделившейся в выбросе, можно оценить как 1033 эрг. Так как этот СМЕ был один из самых больших, то это значение энергии можно рассматривать как оценку максимума свободной энергии в магнитных полях источника СМЕ. Объем над активной областью в ко роне, линейный размер которой на фотосфере был 5 угл. мин., равен 1033 см3.

Величина 1033 эрг потенциальной магнитной энергии активной области в короне в этом объеме достигается для среднего значения коронального поля 200 Гс, которое не является столь большим, особенно, если учесть, что над солнечными пятнами магнитные поля превышают 1800 Гс (White et al., 1991). Так как потенциальная магнитная энергия это только часть полной магнитной энергии активной области, включающей свободную энергию в виде энергии магнитного поля токов, и эта часть меньше общей магнитной энергии не менее чем в два раза (Forbes, 2000), то ясно, что заметная часть магнитной энергии активной области может быть освобождена в виде СМЕ. Нет пока полной ясности, как такое большое количество свободной магнитной энергии может запасаться в активной области.

Численное МГД-моделирование СМЕ. Численное моделирование имеет целью воспроизвести пространственно-временные (морфологические) особенности наблюда емых СМЕ на основе решений МГД-уравнений с достаточно точно определенны ми начальными и граничными условиями (см., например, обзор, Wu et al., 2001;

Кузнецов, 1994). В рассмотренных численных моделях основные особенности СМЕ воспроизводятся: а) эволюцией скрученного магнитного жгута при различных на чальных условиях (Chen, 1997;

Low, Smith, 1993), за счет увеличения полоидальной компоненты магнитного поля (Chen, 1989);

б) эволюцией трехмерного магнитного поля с токовым слоем, пересоединение в котором над сдвиговой аркадой ведет к изменениям топологии поля и образованию переплетенных открытых силовых трубок, аналогичных магнитным жгутам, наблюдаемым в СМЕ (Birn et al., 2000);


в) изгибной неустойчивостью скрученных магнитных жгутов (Fan, Gibson 2003, Kliem et al., 2004);

г) комбинацией фотосферного сдвига оснований силовых линий и всплыванием поля другого знака (Amari et al., 2000, 2003a, b);

д) использованием различных механизмов повышения скорости пересоединения, которое способно ини циировать и усилить эрупцию жгута (Cheng et al., 2003).

В каждом конкретном случае с помощью численного моделирования и соответ ствующего подбора параметров удается воспроизвести основные особенности СМЕ — наступление эруптивной неустойчивости, кинематику расширения петли, высотные профили скорости и т. д. Подробное сравнение МГД-моделирования и наблюдаемой структуры СМЕ можно найти в работах (Gibson, Low, 1998;

Tokman, Bellam, 2002).

Заключение. В данном разделе, посвященном корональным выбросам массы, представлены основные наблюдательные факты и модельные представления об их происхождении и связанных с ними явлений в солнечной короне и межпланетном пространстве. Выбросы массы из атмосферы Солнца — самые мощные проявления солнечной активности, связанные с глобальной неустойчивостью крупномасштабных магнитных структур в атмосфере Солнца. Они являются источниками наиболее сильных гелиосферных возмущений в солнечном ветре, сопровождаемых ударными волнами, ускорением частиц и различными видами радиоизлучения.

4 Плазменная гелиогеофизика 98 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Солнце является основным источником, определяющим космическую погоду в околоземном космическом пространстве, а СМЕ обладают наибольшей геоэффек тивностью, приводя к мощным геомагнитным бурям и повышению радиационной опасности в околоземном космическом пространстве. СМЕ типа гало, а также быст рые и крупномасштабные СМЕ представляют здесь особый интерес.

Обзоры по СМЕ можно найти в следующих публикациях (Кузнецов, 1994;

Gopal swamy, 2004;

Aschwanden, 2005;

Coronal Mass Ejections, 1997). Самые последние результаты в исследовании СМЕ приведены в многочисленных статьях трудов сим позиума (Coronal and Stellar Mass Ejections, 2005).

1.7. Эруптивные протуберанцы Б. П. Филиппов В солнечной короне существуют облака более плотной и более холодной, чем окружающая корона, плазмы, называемые протуберанцами. Протуберанцы хорошо видны во время полных солнечных затмений как яркие красноватые выступы, возвышающиеся над краем солнечного диска, закрытого Луной. В другое время протуберанцы наблюдаются преимущественно в излучении спектральных линий, ха рактерных для хромосферы. Некоторые протуберанцы могут появляться и исчезать за десятки минут, другие существуют в течение месяцев. Долгоживущие протуберанцы обычно видны в проекции на диск Солнца как полоски переменной ширины, которые темнее общего хромосферного фона, — волокна (рис. 1.7.1). В активных областях волокна состоят из пучка тонких нитей почти параллельных или слабо закру ченных в жгут. Средние размеры во локон: длина 50 Мм, высота 10 Мм, ширина несколько мегаметров. Иногда один конец волокна входит в боль шое солнечное пятно. На лимбе про туберанцы активных областей едва вы ступают над хромосферой. Вне актив ных областей протуберанцы имеют бо лее крупные размеры и более рыхлую диффузную структуру, именно за ни ми закрепилось название — спокой ные протуберанцы. Длина их достигает 600 Мм, высота — 100 Мм, а шири на — 15 Мм. Нити, составляющие те ло протуберанца, извилисты и слегка клочковаты. С учетом вариаций в плот ности различных нитей и наличия бо лее плотных узлов в отдельных ни Рис. 1.7.1. Фотография солнечного диска тях фактор заполнения веществом тела в спектральной линии водорода H. Темные протуберанца оценивают не более 0,1.

волокна на диске переходят на лимбе в проту Иногда нити горизонтальны, иногда — беранцы (Обсерватория Биг Бэр, США) преимущественно вертикальны, в неко торых случаях различима спиральность с углом закручивания, обычно большим, чем у волокон активных областей. Часто форму спокойного протуберанца сравнивают с длинным занавесом.

1.7. Эруптивные протуберанцы Достоверно не установлено, откуда берется вещество протуберанцев. Одна из возможностей — конденсация корональной материи. Дело в том, что корональная плазма подвержена тепловой неустойчивости в интервале температур от 105 до 106 К.

Зависимость потерь на излучение от температуры в этом интервале имеет падающий характер, поэтому снижение температуры ведет к увеличению энергопотерь и к дальнейшему охлаждению. Неустойчивость стабилизируется теплопроводностью, но при определенных условиях, например в длинной магнитной трубке, равновесие нарушается. В пользу конденсации протуберанца из коронального вещества гово рит наличие обширной области пониженной плотности вокруг него — корональной полости. Однако оценки показывают, что вещества полости недостаточно для фор мирования плотного протуберанца. Во всей короне содержится вещества не больше, чем в нескольких протуберанцах. По всей видимости, вещество должно поступать снизу из более плотной хромосферы. Хромосферная плазма может засасываться в протуберанец разностью давлений вдоль магнитной трубки (сифонный эффект) или забрасываться в корону в результате нестационарных процессов.

Средняя плотность частиц в протуберанце n 1011 см3, температура T 7000 K. Таким образом, плотность в протуберанце на два порядка больше, чем в окружающей короне, а температура на два порядка меньше. Это обеспечивает ба ланс давлений на его границе, но не может удерживать протуберанец высоко в короне вследствие действия направленной вниз архимедовой силы. Поддерживать плотное вещество способны лишь магнитные силы. В их отсутствие вещество опустилось бы в хромосферу под действием гравитации за считанные минуты. Магнитная природа протуберанцев проявляется уже в их местоположении на Солнце. Сопоставление с картами фотосферного продольного магнитного поля показывает, что волокна все гда располагаются над линиями раздела полярностей радиального поля. Полоса вдоль линии раздела полярностей, называемой еще нейтральной линией, образует зону инверсии или канал волокна. Простая потенциальная экстраполяция фотосферного поля обычно дает в зоне инверсии аркаду петель. Непосредственно над линией раздела полярностей силовые линии должны быть горизонтальны и направлены пре имущественно поперек нее. В действительности поле в канале волокна значительно сложнее. Измерения магнитного поля в протуберанцах на основе эффектов Зеемана и Ханле показали, что поле в них, как правило, горизонтально, но направлено почти вдоль оси волокна и линии раздела полярностей. Угол с осью составляет в среднем 25. Более того, направление компоненты, поперечной оси, в большинстве случаев противоположно тому, которое следует из потенциального расчета. Напряженность поля в спокойных протуберанцах в среднем около 8 Гс. Протуберанцы активных областей имеют более сильное поле до 200 Гс, но измерения в них сложнее из-за ма лой высоты над лимбом. В высоких спокойных протуберанцах, в которых возможны измерения на разной высоте, напряженность поля либо не меняется, либо немного увеличивается с высотой.

Направление нитей, составляющих тонкую структуру волокон и, вероятно, следу ющих направлению магнитного поля, в целом соответствует магнитным измерениям, кроме вертикальных нитей, образующих занавес в больших спокойных протуберан цах. Распределение фибрилл в хромосферном канале волокна тоже свидетельствует о направлении поля вдоль линии раздела полярностей. Вытягивание фибрилл в це почки вдоль оси канала считается одним из основных предвестников образования во локна в канале (Martin, 1998). Пучки нитей, выдающиеся как зубцы с обеих сторон из основного тела волокна, образуют «ножки», связывающие волокно с хромосферой.

На лимбе они видны в виде оснований арок или опор «моста». «Ноги» распола гаются вдоль волокна достаточно регулярно, с промежутками, соответствующими размеру супергранул. Существует мнение, что «ноги» связывают волокно с узлами 4* 100 Гл. 1. Солнце. Общие сведения хромосферной сетки, где концентрируются поля. Другие исследователи полагают, что зубцы спокойных протуберанцев заканчиваются внутри супергрануляционных ячеек в области слабого поля и связаны с небольшими вкраплениями паразитной полярности или эфемерными биполярными областями. Трудность отождествления окончаний зубцов с деталями фотосферного поля в том, что неизвестно до какой высоты они видны на фильтрограммах, так как имеется изображение лишь одной проекции.

Распределение волокон по солнечной поверхности меняется с фазой цикла. На чиная примерно через год после минимума, на средних широтах 30–40 появляется все больше и больше волокон. Эти волокна, называемые волокнами первого яруса, формируются между активными областями. Они более многочисленны, чем волокна активных областей. Медленно смещаясь в сторону полюсов, волокна первого яруса к максимуму цикла достигают широт 50–60, где вытягиваются вдоль параллели и образуют почти непрерывное замкнутое кольцо — полярный венец. Оставшуюся часть цикла волокна полярного венца проводят вблизи широты 55. Так как они находятся на линии раздела полярностей, то полярные венцы очерчивают границы гигантских униполярных ячеек при полюсах. С началом нового цикла волокна по лярных венцов устремляются к полюсам. Их место занимают волокна первого яруса нового цикла. Где-то во время максимума активности кольца венцов вокруг северного и южного полюсов схлопываются, не обязательно одновременно, а может быть с ин тервалом в несколько месяцев, обозначая переполюсовку полярного полоидального поля Солнца.

Волокна северного и южного полярных венцов различаются по ориентации их соб ственного поля, направленного вдоль нейтральной линии, относительно крупномас штабного фотосферного поля. Если смотреть на волокно со стороны области положи тельной полярности фотосферного поля, т. е. вдоль силовых линий, то поле в волокне, почти ортогональное этому направлению, может быть направлено влево или вправо.


Оказалось, что высокоширотные волокна северного полушария с «правым» полем (dextral), а южного — с «левым» (sinistral). Это распределение сохраняется при смене цикла, поскольку в полярном венце меняется на противоположное как направление поля в волокнах (тороидальное), так и направление крупномасштабного фотосфер ного (полоидальное). Волокна активных областей данному правилу, в общем-то, не подчиняются, хотя некоторая тенденция доминирования правых волокон в северном полушарии и левых в южном имеется.

Различить волокна на правые и левые оказывается можно по их виду без магнит ных измерений. Было обнаружено, что у всех правых волокон зубцы отклоняются от продольной оси на небольшой угол по часовой стрелке, а у левых — против часовой стрелки. Отсюда можно сделать заключение о знаке поперечной оси во локна составляющей магнитного поля в нем. Действительно, нити, составляющие зубец, вытянуты вдоль магнитного поля. Если смотреть вдоль оси правого волокна в направлении поля, то отклонение нитей по часовой стрелке, т. е. вправо, означает наличие поперечной компоненты поля, направленной слева направо (рис. 1.7.2). Но у правого волокна справа находится область положительного фотосферного поля, а слева — отрицательного. Они должны давать поле, направленное справа налево, противоположно поперечной компоненте поля в волокне. То же самое следует из соответствия волокон с зубцами, отклоняющимися против часовой стрелки, левым волокнам. Таким образом, однозначная связь отклонения зубцов с направлением магнитного поля свидетельствует о том, что поперечное поле в волокне направлено противоположно фотосферному.

Инверсия поперечной компоненты поля видна также и в канале волокна в хро мосфере. Она проявляется в отклонении «хвостов» розеток, расположенных вблизи 1.7. Эруптивные протуберанцы Рис. 1.7.2. Волокно F с «правым» полем (dextral). L — линия раздела полярностей, S — сепа ратриса, отделяющая канал волокна от невозмущенных окрестностей, R — система волоконец, окружающая вкрапление паразитной полярности в канале волокна (розетка) волокна, от линии раздела полярностей (рис. 1.7.2). Розетка представляет собой пучок фибрилл, радиально расходящихся от небольшого элемента усиленного поля, обычно узла сетки. Суперпозиция поля этого элемента с окружающим полем искрив ляет радиальные силовые линии, образуя седловую точку с той стороны, где поля антипараллельны. Длинные радиальные фибриллы остаются только в направлении, в котором поля параллельны, в результате чего получается что-то вроде кометного хвоста. Хвост розетки от положительного магнитного элемента направлен, таким об разом, вдоль силовых линий фонового поля, а хвост розетки отрицательного элемента направлен навстречу внешнему полю. Хвосты розеток от элементов основной поляр ности по разные стороны волокна направлены антипараллельно и преимущественно вдоль линии раздела полярностей, указывая на одно и то же направление доминант ной аксиальной компоненты поля, но вместо того, чтобы иметь некоторый наклон к нейтральной линии в соответствии с направлением крупномасштабного фотосфер ного поля, они отклоняются от нее, демонстрируя противоположную направленность поперечного поля в канале волокна. Граница зоны инверсии часто хорошо различима благодаря специфической елочной структуре, образуемой фибриллами (рис. 1.7.2).

Фибриллы искривлены таким образом, что в центральной части структуры они вытянуты вдоль волокна. Это означает, что ось елочки представляет собой линию, на которой компонента поля, поперечная волокну, обращается в ноль. Более того, исходя из непрерывности аксиальной компоненты, следует считать, что поперечная компонента здесь меняет знак. Таким образом, канал волокна, который называют зоной инверсии, подразумевая изменение направления радиальной составляющей магнитного поля, является также зоной с инверсной поперечной компонентой поля.

Хотя протуберанцы не вполне статические образования, масштаб наблюдаемых скоростей много меньше скорости звука, альвеновской скорости и скорости свобод ного падения, поэтому, по крайней мере, в первом приближении, в них должно осуществляться магнитостатическое равновесие. Высокопроводящая плазма проту беранца может покоиться в «гамаке» магнитных силовых линий, препятствующих стеканию вещества в хромосферу. Для устойчивого равновесия силовые линии должны иметь кривизну, направленную вверх, создавая яму, которая заполняется плазмой (рис. 1.7.3). Впервые такую модель равновесия протуберанцев предложил Мензел в 1951 г. В 1957 г. Киппенхан и Шлютер разработали модель на мно гие годы ставшую «классической» и общепризнанной, несмотря на определенные трудности, которые она не в силах разрешить. Альтернативную модель равновесия протуберанцев предложили в 1974 г. Куперус и Рааду. Они предположили, что 102 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.7.3. Магнитные конфигурации, соответствующие моделям Киппенхана—Шлютера (а) и Куперуса—Рааду (б) вдоль волокна течет сильный электрический ток, и учли, что этот ток должен отталкиваться от токов, индуцируемых в фотосфере. Дело в том, что время, за которое образуется корональный ток, связанный с формированием волокна, гораздо меньше времени диффузии магнитного поля в фотосфере. Фотосфера, ввиду очень большой инерции, не пропускает внутрь магнитное поле, генерируемое в короне, так как градиент магнитного давления не способен быстро привести в движение столь плотное вещество, а время диффузии поля достаточно велико. В фотосфере индуцируются электрические токи, которые своим магнитным полем в точности ком пенсируют внешнее поле, как это происходит на поверхности сверхпроводящего тела.

Над фотосферой поле индукционных токов эквивалентно зеркальному изображению коронального тока в фотосфере с противоположным направлением. Противоположно направленные токи отталкиваются, так что протуберанец как бы лежит на магнитной подушке, создаваемой собственным током.

Два типа равновесия волокон различаются как направлениями токов, так и их относительной величиной. В модели Киппенхана—Шлютера ток мало возмущает фоновое поле, так что поле внутри протуберанца в основном определяется фо тосферными источниками. При равновесии второго типа поле тока должно быть доминирующим внутри волокна и на удалении от него на расстояние, сравнимое с высотой протуберанца над хромосферой. Направление поля внутри протуберанца может существенно отличаться от фонового и даже быть противоположным ему, поэтому такие модели получили название моделей инверсной полярности, а модифи кации модели Киппенхана—Шлютера — моделей нормальной полярности.

Фотосферное поле, которое всплывает из конвективной зоны вместе с плазмой, оказывает влияние как на вертикальное, так и на горизонтальное равновесие коро нального тока. Одна из главных трудностей в моделях нормальной полярности — об разование ямки на вершине арки силовой линии. Наиболее простым и естественным кажется прогиб арки под действием веса протуберанца. Если небольшой грузик, со здающий маленький прогиб, находится в неустойчивом равновесии и быстро скатится в ту или другую сторону, то большой прогиб под воздействием большого веса может обеспечить устойчивое равновесие. Правда, этот механизм работает только в случае достаточно большой величины плазменного = 8nkT /B 2, тогда как в короне обычно полагается малым. Кроме того, неясно, как можно доставить сразу большую массу вещества на вершину арки. Поэтому, вероятно, следует ожидать, что прогиб должен быть сформирован до накопления вещества в нем. Силовые линии с прогибом у поля, источники которого находятся под фотосферой, могут существовать только вблизи особых точек типа седло (нулевых точек). Для их появления нужна, по крайней мере, квадрупольная магнитная конфигурация. Такая геометрия нередко привлекается в качестве вероятного магнитного «каркаса» протуберанца. Однако равновесие тока вблизи нулевой точки неустойчиво (Филиппов, 2007).

1.7. Эруптивные протуберанцы Модели Киппенхана—Шлютера и Куперуса—Рааду, конечно, чрезвычайно схе матичны, они иллюстрируют лишь принцип равновесия, указывая главные силы, ответственные за поддержку вещества протуберанца. В частности, они двумерны, не учитывают компонент, направленных вдоль оси волокна, тогда как в действи тельности магнитное поле в волокне как раз направлено преимущественно вдоль оси. Впрочем, эта компонента Bl не оказывает существенного влияния на условия равновесия, так как интегральный ток волокна I ввиду его геометрии может быть направлен только вдоль оси и, следовательно, I Bl = 0. Конечно, для установления какого-то соответствия геометрии силовых линий модели с направлением нитей в волокне аксиальную компоненту необходимо принимать во внимание. Добавление аксиального поля приводит к сдвигу в простой аркаде силовых линий над лини ей раздела полярностей. Замкнутые силовые линии превращаются из окружностей в трехмерные спирали, навивающиеся на цилиндрическую поверхность, вытянутую вдоль оси волокна. Общая структура магнитного поля в моделях инверсной полярно сти имеет вид жгута силовых линий (flux rope), помещенного внутрь простой аркады.

Так как мало, структура поля в жгуте должна быть близка к бессиловой.

Обычно на поздней стадии своего развития солнечный протуберанец (волок но) внезапно начинает ускоренно подниматься вверх. Первоначально почти прямое и горизонтальное волокно изгибается в вертикальной плоскости в виде петли, кон цы которой остаются фиксированными в хромосфере. Петля быстро вытягивается вверх, скорость подъема достигает сотен км/с.

Ускорение в некоторых случаях в несколько раз превышает по величине ускорение свободного падения на Солн це (2,7 · 104 см · с2 ). Часть вещества стекает вдоль концов петли вниз в хромо сферу, часть приобретает скорость, достаточную для преодоления гравитационного притяжения Солнца (около 600 км/с), и вылетает в межпланетное пространство (рис. 1.7.4). Во время быстрого подъема обычно отчетливо различима спиральная Рис. 1.7.4. Эруптивный протуберанец на снимках Солнца в линии He II 304 23 февраля A 1997 г., время UT. (Консорциум SOHO/EIT, SOHO — совместный проект ESA и NASA) структура эруптивных протуберанцев (рис. 1.7.5). Впрочем, некоторые исследователи высказывают сомнение в том, что спиральная структура существует в протуберанцах до начала эрупции. Они полагают, что спиральные силовые линии образуются во время эрупции вследствие пересоединения. Через несколько десятков часов или дней после эрупции волокно может восстановиться на том же месте.

В процессе подъема происходит нагрев части вещества протуберанца от темпе ратуры, характерной для хромосферы ( 104 К), до корональной ( 106 К). Это проявляется в переходе от абсорбции к эмиссии на изображениях эруптивного про туберанца в ультрафиолетовых корональных линиях. На месте улетевшего волокна через несколько минут или десятков минут образуется аркада ярких петель, видимых в рентгене и ультрафиолете. На лимбе чуть ниже рентгеновских петель бывают видны холодные петли в линии H. Система петель увеличивается в размерах, 104 Гл. 1. Солнце. Общие сведения сохраняя некоторое подобие. Вершина аркады поднимается сначала довольно быстро со скоростью до 50 км/с, затем замедляется и останавливается. Время существования аркады от десятка минут до несколь ких часов. Вдоль оснований петель по обе стороны линии раздела полярностей тянуться яркие в линии H вспышеч ные ленты. По мере увеличения разме ров аркады ленты раздвигаются. Отдель ные петли бывают различимы в течение нескольких минут, что гораздо меньше времени жизни аркады. Рост аркады, ве роятно, связан не с увеличением разме ров отдельных петель, а с появлением новых более крупных на большей высоте.

В короне в эруптивный процесс во влекается огромный объем. Наблюдае мые в видимом свете крупномасштабные возмущения короны получили название корональных выбросов или СМЕ (coro nal mass ejections). В центральной ча сти коронального выброса часто наблю дается яркое ядро, представляющее со бой остатки эруптивного протуберанца.

Иногда в структуре центрального ядра различимы отдельные нити, закрученные в спираль (рис. 1.7.6).

Рис. 1.7.5. Эруптивный протуберанец в ли Нет никаких надежных свидетельств, нии H 18 августа 1995 г. в 17:17 UT с хо что эрупции начинаются под воздействи рошо выраженной закрученной структурой ем внешнего возмущения, приходящего, (Обсерватория Биг Бэр) например, из-под фотосферы. Перед эруп цией и в процессе ее в фотосфере не наблюдается явлений, которые можно было бы отнести к проявлениям прохождения большого потока энергии, необходимой для приведения в движение огромной массы вещества. Следовательно, эта энергия должна быть предварительно накоплена в короне. Иногда активизация волокна инициируется заметными внешними событиями, например удаленной вспышкой, быстрым всплыванием нового магнитного потока поблизости, но чаще движение волокна начинается ранее других проявлений нестационарных процессов в атмосфере Солнца. Сам термин для явления, наблюдаемого на диске, «внезапное исчезновение волокна», говорит о полной неожиданности для наблюдателя начала этого процесса.

Единственно возможный резервуар для накопления энергии в короне — магнитное поле. Ряд фактов свидетельствует о том, что в короне могут генерироваться и накап ливаться значительные электрические токи, создающие собственные магнитные поля.

Характерное время диффузии магнитного поля в фотосфере очень велико по срав нению с длительностью процессов, происходящих в короне, поэтому магнитное поле корональных токов не проникает в фотосферу, а индуцирует в поверхностном слое токи, компенсирующие поле корональных источников внутри сферы. Таким образом, поле корональных токов не привязано к плотной инерционной материи и обладает до статочной подвижностью и изменчивостью. Равновесие электрических токов в короне описывается нелинейными МГД-уравнениями. В определенном диапазоне параметров медленные изменения граничных условий приводят к такой же медленной эволюции токовой системы в короне. При этом токи могут усиливаться, и «свободная» магнит 1.7. Эруптивные протуберанцы Рис. 1.7.6. Эруптивный протуберанец на снимках Солнца в линии He II 304 14 июня 1999 г.

A (Консорциум SOHO/EIT) и последовавший корональный выброс на снимках, полученных в белом свете с помощью коронографа SOHO/LASCO C2. Размер солнечного диска на снимках коронографа представлен белой окружностью на темном круге экрана, заслоняющего объектив телескопа от света фотосферы. (SOHO — совместный проект ESA и NASA) ная энергия накапливаться. Свободная в том смысле, что эта энергия соответствует превышению над энергией потенциального поля. При заданных краевых условиях энергия потенциального поля минимальна и, следовательно, никакие процессы в ко роне не могут вызвать ее трансформации в иные виды (кинетическую, тепловую, излучение). Вследствие нелинейности системы, при достижении некоторого предела значений отдельных параметров происходит катастрофа — система переходит в новое равновесное состояние, сильно отличающееся от первоначального, или же равновесие становиться невозможным вообще. По-видимому, именно такой катастрофический процесс и является причиной спорадических эрупций на Солнце. В исходном состо янии в активной области существует магнитный жгут, находящийся в равновесии в корональном магнитном поле. Магнитный жгут может существовать в равновесном состоянии длительное время. Свидетельством этому служит долговечность волокон.

Слегка видоизменяясь, они бывают видны в течение нескольких оборотов Солнца.

Со временем волокна увеличиваются в размерах и поднимаются все выше и выше 106 Гл. 1. Солнце. Общие сведения в корону. Это говорит о том, что электрический ток в жгуте увеличивается. Когда он достигнет критического значения, произойдет эрупция.

Основная идея большинства конкретных моделей, описывающих процесс эруп ции, сводится к проблеме равновесия и устойчивости тороидального пинча с продоль ным полем, исследованного Шафрановым (1963). Силы, действующие вдоль большого R и малого a радиусов тора (R a) выражаются как Be B i 2 8R V Ba l BBR 1+ i + p pe + + za, FR = ln 4 2 8 2 a R a B2 Bi 2V Ba e + p pe, Fa = 8 a где V — объем тора, Ba — полоидальная компонента магнитного поля, B i — усредненное по сечению радиуса a внутреннее продольное (тороидальное) поле, Be — внешнее продольное поле, Bz — внешнее поле, перпендикулярное плоскости, в кото рой расположен тор, p — усредненное по сечению внутреннее давление плазмы, pe — внешнее давление, li — внутренняя индуктивность на единицу длины тора. Добавив еще гравитационную силу и влияние плотной инерционной фотосферы, можно скон струировать различные модели с теми или иными геометрическими и физическими упрощениями. Волокно представляют сегментом тора с концами, зафиксированными в фотосфере, замкнутым тором, висящим над определенной солнечной параллелью или просто прямым цилиндром.

Условие сбалансированности Fa по малому радиусу a должно выполняться точно в начальном спокойном состоянии и приближенно во время эрупции, так как во локно не взрывается с разлетом во все стороны, а поднимается, более или менее сохраняя свою форму. Главным для понимания причин эрупции является баланс сил по большому радиусу, поэтому в некоторых, особенно ранних, моделях равновесие внутри тора предполагалось заведомо выполненным и не рассматривалось, а жгут представлялся просто гибким растяжимым проводником. Более того, поскольку отно шение большого радиуса к малому бывает весьма велико, проводник можно считать прямолинейным. Такие большие упрощения, тем не менее, не приводят к потере важ нейшего нелинейного свойства модели — возможности катастрофического процесса потери равновесия.

Впервые идею о существовании критического значения для равновесия прямоли нейного тока в магнитном поле над проводящей поверхностью высказали Ван Тенд и Куперус (Van Tend, Kuperus, 1978). Двумерные модели равновесия магнитного жгу та с трансляционной симметрией допускают внезапную катастрофическую потерю этого равновесия с преобразованием накопленной магнитной энергии в кинетиче скую после достижения параметрами системы некоторых критических значений под воздействием медленных изменений граничных условий. Таким образом, эрупция является внутренним свойством системы, следствием ее нелинейности, и не нуж дается в мощном внешнем воздействии. Это свойство сохраняется и в двумерных моделях с аксиальной симметрией. Жгут в них имеет вид тора, охватывающего Солнце над экватором или некоторой параллелью. Концы жгута, в отличие от транс ляционной симметрии, не уходят на бесконечность, но и не связаны с поверхностью.

Дополнительная сила, возникающая из-за кривизны тока, стремится растянуть тор вдоль большого радиуса. Стремление учесть сдерживающее действие концов жгута, укорененных в фотосфере, присуще ряду моделей, которые можно было бы отнести к разряду трехмерных, если бы они не были очень схематичными и не анализировали лишь уравнение движения для вершины петли. Таким образом, вводится еще одна сила, создаваемая натяжением силовых линий, привязанных к поверхности Солнца.

1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны Вместе с тем, форма петли эруптивного протуберанца предполагается для простоты в виде сегмента окружности в вертикальной плоскости. Модели этого типа чаще используют применительно к корональным выбросам.



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 25 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.