Динамические процессы и энерговыделение в корональных магнитных петлях и протуберанцах тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.08 ВАК РФ

#

На правах рукописи

ХОДАЧЕНКО Максим Леонидович

ДИНАМИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ И ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ В КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ПЕТЛЯХ И ПРОТУБЕРАНЦАХ

01.04.08 — физика и химия плазмы, 01.03.02 — астрофизика, радиоастрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Нижний Новгород — 1998

Работа выполнена в Институте прикладной физики РАН, г. Нижний Новгород

Научный руководитель:

Защита состоится "Зо" ¿¿¿ау>?ь.1998 г. в 14:00 на заседании диссертационного совета К 003.38.01 в Институте прикладной физики РАН (603600, г. Нижний Новгород, ГСП-120, ул.Ульянова, 46)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института прикладной физики РАН

Автореферат разослан 1998 г.

Ученый секретарь специализированного совета

д. ф.-м. н. профессор Зайцев В. В.

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук профессор Н. С. Петрухин

доктор физико-математических наук М. Д. Токман

Ведущая организация:

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн

кандидат физ.-мат. наук

А. М. Белянцев

Общая характеристика работы

Актуальность темы диссертации. Солнце — довольно обычная звезда спектрального типа С'2У с абсолютной звездной величиной 4.8. Однако близость к Земле делает ее единственной в своем роде. Исследование Солнца имеет основополагающее значение для понимания поведения звезд и вообще космической плазмы.

Традиционно все солнечные явления делят на два класса: спокойные и активные. Спокойное Солнце рассматривается как статичный, сферически - симметричный плазменный шар, свойства которого в первом приближении зависят от радиального расстояния от центра и магнитным полем которого можно пренебречь. Активное Солнце включает в себя такие преходящие (не постоянно существующие на Солнце) явления, как активные области, входящие в них солнечные пятна, протуберанцы, петли и вспышки, выделяющиеся на фоне спокойной атмосферы. При этом все названные здесь формы солнечной активности обязаны своим существованием магнитному полю и, несмотря на кажущиеся различия, физически не столь уж различны, представляя собой лишь разнообразные формы проявления в солнечной плазме меняющихся характеристик солнечного магнитного поля. Для описания явлений активного Солнца в большинстве случаев исключительно хорошо подходит магнитогидродинами-ческая теория. В частности, основными задачами, стоящими перед ней являются: изучение особенностей возникновения, поведения и структуры магнитных петель, протуберанцев, а также активных областей в целом, и моделирование того многообразия движений, которые в них наблюдаются.

В настоящее время достигнут значительный прогресс в деле изучения на основе МГЦ уравнений разнообразных стационарных (¿/Л = 0) задач, которые образовали собой крупный раздел в МГД теории Солнца, именуемый солнечной магнитогидроста-тикой. В рамках магнитогидростатики построены и исследованы модели равновесия различных солнечных плазменно-магнитных

структур, таких как протуберанцы [2-11] и всевозможные магнитные силовые трубки [12-16], получены критерии их устойчивости [9,17-23].

Вместе с тем, солнечная плазма и различные объекты солнечной атмосферы находятся в процессе непрерывного движения и трансформации [1].

При помощи наземных инструментов с высоким разрешением установлено, что фотосфера чрезвычайно неоднородна, а ее магнитное поле состоит из мелкомасштабных структур, морфология и поведение которых тесно связаны с явлением фотосферной конвекции. Основная часть 90%) фотосферного магнитного потока вне активных областей концентрируется на границах супергранул, особенно в местах стыка 3-х ячеек, образуя так называемые поля сетки, состоящие из магнитных узлов или интенсивных магнитных силовых трубок. Напряженности поля в этих трубках достигают величины 1 Ч- 2 кГс, а характерные значения радиуса составляют 100 -г- 300 км.

Хромосфера состоит из холодных струй (спикулы, серджн, спайки), движение вещества в которых, по-видимому, происходит вдоль магнитного поля. Причины возникновения подобного рода течений оказываются тесно связанными с особенностями взаимодействия плазмы с полями высокой напряженности на границах супергранул.

Наконец, наблюдения в мягком рентгеновском диапазоне, проводимые на космических аппаратах, показали, что солнечная корона также имеет динамичную и в высшей степени сложную структуру. Было обнаружено существование областей двух различных типов. В одних магнитное поле имеет открытую конфигурацию, они носят название корональных дыр, в других магнитное поле замкнуто, и они состоят из множества корональных петель. Плазма активной области чрезвычайно динамична; ее непрерывная активность проявляется в виде широкого спектра потоков различного типа (эвершедовскп<\ спикульные, корональ-ные дожди, сифонные потоки).

При этом разнообразные течения плазмы не принимались ю внимание при построении стационарных моделей.

Изменчивость и нестационарность характерны не только для активных областей на Солнце в делом, но и для отдельных их компонент, объектов, входящих в состав активной области. Как протуберанцы, так и магнитные петли не существуют бесконечно во времени, псе они формируются в результате определенных процессов, развиваются в течение некоторого конечного времени жизни, по истечении которого исчезают, разрушаясь или трансформируясь в другие объекты. Например, нагрев плазмы протуберанца может сделать его невидимым в традиционном диапазоне длин волн На , что выглядит как исчезновение протуберанца (disparition brusque - внезапное исчезновение). В других случаях происходит активизация спокойных протуберанцев и их превращение в эруптивные, характеризующаяся мощными выбросами вещества, приводящими к разрушению волокна. В то же время, увеличение плотности плазмы в магнитной петле, сопровождаемое ростом потерь на излучение, создает условия для формирования плотного холодного петельного протуберанца.

Одним из проявлений мощных энергетических процессов, происходящих на Солнце, являются вспышки. Они могут быть самыми различными, от простого локализованного уярчения, до чрезвычайно сложного явления, захватывающего практически всю активную область. Проявления вспышки наблюдаются сразу во всем ачектромагнитном спектре. Кроме того, во время вспышки в солнечный ветер выбрасываются высокоэнергичные частицы и сгустки плазмы. При этом и протуберанцы, и магнитные петли являются "активными участниками" этого значительного и существенно нестационарного события.

Из сказанного выше следует, что роль динамических процессов в понимании природы и физики Солнца чрезвычайно велика. Это обстоятельство обуславливает повышенный интерес к нестационарным явлениям на Солнце и диктует необходимость их более детального изучения и построения динамических моделей известных объектов и феноменов. Кроме того, физические свойства

и природа некоторых корональных потоков до сих пор пока еще не известны, что делает актуальным исследование и моделирование динамических процессов в активных областях и, в частности, в магнитных петлях и протуберанцах.

Таким образом, задачи, рассмотренные в диссертации, являются важными и актуальными.

Цель работы: построение и анализ ряда теоретических моделей, описывающих динамику плазмы н энергетические процессы в солнечных магнитных трубках и протуберанцах, и позволяющих объяснить некоторые их характерные особенности.

Научная новизна.

(1) В предлагаемой в диссертации модели формирования интенсивной магнитной трубки в конвективном потоке частично ионизованной фотосферной плазмы обращается внимание на то, что в условиях слабо ионизованной фотосферной плазмы магнитное поле не может рассматриваться как вмороженное. Поэтому исследуемый в диссертации механизм формирования интенсивных магнитных трубок в условиях фотосферной конвекции, отличается от традиционно рассматриваемого в аналогичных ситуациях механизма, основанного на эффекте "нагребания" вмороженного магнитного ноля сходящимся аксиально симметричным течением плазмы.

(2) Дан качественный и количественный анализ одного из возможных механизмов формирования в короналыгой магнитной петле источника микроволнового и мягкого рентгеновского излучения.

(3) Сложности аналитического моделирования самосогласованной динамики плазмы и магнитного поля, как в лабораторных, так и космических условиях, обуславливают особый интерес к рассмотрению и применению к данным задачам различных нестационарных автомодельных решений. Такой подход сужает класс изучаемых процессов, накладывает на них определенную специфику, но, вместе с тем, позволяет получить их более простое аналитическое описание [25- 27]. На основе известных авто-модельныех решений МГД, описывающих течения плазмы с сщ-

нородной деформацией, в диссертации предложены и исследованы неадиабатические динамические модели солнечных магнитных трубок. Кроме того, автомодельное решение системы МГД уравнений, описывающее течения с однородной деформацией, было обобщено на случай многокомпонентной плазмы, содержащей нейтралы, и применено для описания динамики частично ионизованной плазмы внутри фрагмента магнитной петли, заполненного веществом протуберанца. В предлагаемых неадиабатических моделях солнечной магнитной трубки рассматривается более полная, по сравнению с исследовавшимися ранее аналогичными моделями [24,25,36-38], форма уравнения энергии, в котором, наряду с Джоулевым нагревом, учитываются существенно превосходящие его в хромосфере и короне потери энергии, связанные с излучением, а также вклад теплопроводности и нагрев, обусловленный вязкостной диссипацией или волнами. Еще одно отличие рассматриваемых в диссертации моделей от предшествующих состоит в том, что в них учитывается связанная с пространственной неоднородностью температуры пространственная неоднородность проводимости плазмы ст(х) ос Т3/2(х).

(4) Наличие нейтральных атомов порой существенным образом влияет на динамику и энергетику плазменно-магнитных стук-тур, что обуславливает необходимость развития методов описания течений частично ионизованной плазмы в магнитном поле и учета наличия нейтралов. Новым и важным с этой точки зрения является осуществленный в диссертации, учет частичной ионизации плазмы и ее движения при построении динамических моделей магнитных трубок и протуберанцев. В частности, согласно предложенной динамической модели протуберанца, построенной на базе решений классической модели Киппенхана-Шлютера [1,2] и автомодельных решений МГД, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, солнечный протуберанец, рассматриваемый в магнитогидростатической модели Кип-пенхана-Шлютера, оказывается неустойчивым. В нем возбуждаются колебания плотности, магнитного поля и скорости вещества, способные привести к разрушению протуберанца и полному раз-

лету его вещества (активизация протуберанца).

Проведенный в диссертации анализ энергетики модели протуберанца показал, что вследствие ионно-атомных соударений в условиях нестационарного потока частично ионизованной плазмы протуберанца существенным образом возрастает мощность энерговыделения, и в ряде случаев возникают благоприятные условия для нагрева волокна, что могло бы привести к возникновению в нем вспышечного процесса.

(5) В настоящее время не вызывает сомнения факт, что ко-рональные магнитные петли играют фундаментальную роль в процессе накопления и освобождения энергии в солнечной короне. Вместе с тем, механизмы такого накопления и, иногда, взрывного освобождения запасенной энергии до сих пор оставались важнейшими из не решенных вопросов в физике магнитных петель.

Большинство существующих в настоящий момент моделей вспышечного энерговыделения в магнитных петлях так или иначе связаны с явлением магнитного пересоединения и формированием нейтрального токового слоя внутри или на периферий магнитной петли. Несмотря на то, что данные модели хорошо интерпретируют многие наблюдаемые свойства солнечных вспышек, они, в то же время, испытывают определенные трудности с объяснением импульсной, взрывной фазы вспышки, имеющей длительность около 1 — 10 сек. Это связано с тем, что характерное время развития резистивной тирннг моды Ь — ¿д/?^2, где

1а = 77- — 1-7-105, Км — 101О-т-1012 - магнитное число Рейнольдса у А

¡УА и /о, соответственно, характерное значение альвеновской скорости и характерный пространственный масштаб), реализуемой в процессе магнитного пересоединения в токовом слое, является обычно много большим 10 сек в условиях солнечной короны и хромосферы. Данных сложностей удается избежать при рассмотрении контурной модели вспышки в магнитной петле, основанной на идее разрыва цепи тока в контуре "корональная магнитная петля - фотосфера". Ключевым моментом в контурной модели вспышки является учет эффектов, связанных с частичной иони-

зацией плазмы солнечной фотосферы или протуберанца [39,40], движение которой оказывает влияние на структуру магнитного поля трубки, а также приводит к росту джоулева энерговыделения, обусловленного столкновениями ионов с атомами.

Проведенное в диссертации исследование динамики энерговыделения в токонесущей магнитной петле в процессе проникновения, вследствие развития желобковой неустойчивости, в токовый канал трубки плотной частично ионизованной плазмы протуберанца, является дальнейшим развитием существующих контурных моделей солнечных вспышек.

(6) Не смотря на определенные успехи в понимании и моделировании динамических и энергетических процессов, происходящих в отдельной магнитной петле, до сих пор остается не решенным ряд вопросов, связанных с механизмами накопления энергии и ее выделения в ансамбле магнитных петель. В связи с этим в диссертации на основании простой модели находящегося в динамике магнитного поля активной области, учитывающей эффекты индукционного взаимодействия магнитных петель друг с другом, впервые было показано, что всплывание одной из петель может обуславливать носящий характер тепловой вспышки, нагрев отдельных магнитных петель, тогда как некоторые другие петли при этом охлаждаются, а ряд петель не меняет существенным образом своей температуры.

Основные работы по теме диссертации выполнены в период с 1990 по 1997 год.

Научная и практическая значимость. Рассмотренные в диссертации теоретические модели позволяют интерпретировать и более детально описать особенности ряда основных явлений активного Солнца, движение вещества, процессы энерговыделения в магнитных петлях и протуберанцах, а также в активных областях в целом.

Предсказываемые теоретическими моделями наблюдательные характеристики реальных объектов и феноменов могут служить основой для диагностики соответствующих им параметров плазмы и физических условий. Кроме того, на основе полученных

результатов возможно целенаправленное планирование наблюдательного эксперимента с целью выявления у реальных солнечных объектов особенностей, прогнозируемых моделями.

Апробация работы. Публикации. По теме диссертации опубликовано 9 статей в научных журналах, 2 статьи в трудах конференций, 11 тезисов докладов. Одна статья находится в печати. Основные положения диссертации отражены в статьях [26-35].

Результаты диссертации докладывались:

- на Межрегиональных конференциях по радиоастрономическим исследованиям Солнечной системы (Львов, 1990; Пугцино, 1992);

- на ХХ1У-Й Конференции молодых европейских радиоастрономов (Швеция, 1991);

- на Пленарном заседании Европейского Астрономического Общества (Франция, 1992);

- на Российско-Финском симпозиуме по радиоастрономии (Ме1заЬ<т, 1992);

- на Радиоастрономических конференциях (Харьков, 1991; Н.Новгород, "Зеленый Город", 1992; Пущино, 1993);

- на Европейских конгрессах молодых физиков (Франция, 1993, 1994);

- на Международных школах по физике космической плазмы (Нижний Новгород, Волга, 1993, 1995, 1997);

- на 1-м Евроазиатском симпозиуме по космическим наукам и технологиям (Турция, 1993);

- на Международной школе по вихревым и магнитным трубкам (Франция, 1996);

- на ХХП-й Генеральной Ассамблее Европейского геофизического общества (Австрия, 1997);

- на XXVI 1-й Радиоастрономической конференции (Ст.-Петербург, 1997);

- на семинарах в ИПФ РАН, ЛФТИ и РАС ФИАН.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и двух приложений. Общий объехМ диссертации - 214 страниц, рисунков - 30, библиография - 124 наименования.

Краткое содержание работы

Во введении дан краткий обзор основных явлений активного Солнца, использующий данные наземных и космических наблюдений последних лет, обоснована актуальность выбранной темы, обозначены общие задачи работы, приведено краткое содержание каждой главы, даны сведения об апробации работы.

В первой главе рассмотрен ряд моделей, касающихся формирования, стуктуры, энергетики и динамики солнечных Магнитных трубок [27,29-34].

В разделе 2.1 исследуется возможная структура магнитного поля и тока в магнитных трубках, генерируемых фотосферными конвективными течениями вещества, а также рассматриваются особенности стационарного джоулева энерговыделения в таких образованиях. Особое внимание в проводимом анализе уделяется факту частичной ионизации фотосферной плазмы (пе^/па га Ю-4), не позволяющему полагать магнитное поле вмороженным в поток вещества. Таким образом, исследуемый в диссертации механизм формирования интенсивных магнитных трубок в условиях фотосферной конвекции, отличается от традиционно рассматриваемого в аналогичных ситуациях механизма, основанного на эффекте "нагребания" амороженного магнитного поля сходящимся аксиально симметричным течением плазмы. Вследствие различного увлечения нейтральными атомами, движущимися в конвективном потоке, ионов и электронов, в замагничен-ной плазме солнечной фотосферы возникает радиальное электрическое поле разделения зарядов Ег. Это электрическое поле и начальное магнитное поле порождают холловский ток, который, в свою очередь, усиливает исходное магнитное поле. В частности, установлено, что в условиях конвективного потока в фотосфере могут генерироваться тонкие магнитные трубки с радиусом порядка 10" -г- Ю8 см и продольным током 1011 -г 1012 А, при

этом магнитное поле в них достигает величин порядка килогаусса на оси. Кроме того, в расходящихся потоках фотосферного вещества (течения Эвершеда) формируются так называемые "магнитные дыры" - цилиндрические магнитные структуры с убывающим в направлении к центру магнитным полем. Показано, что стационарное джоулево энерговыделение в фотосферных основаниях магнитной трубки возрастает в направлении к периферии трубки в верхней фотосфере, и может превосходить потери на излучение. В частности, это может обусловливать появление магнитных трубок с горячими внешними оболочками.

В разделе 2.2 рассматривается один из возможных механизмов образования в солнечной магнитной петле высокотемпературного источника, наблюдаемого в ряде случаев в микроволновом и мягком рентгеновском диапазоне в активных областях на Солнце. Основная идея предлагаемого механизма состоит в том, что в связи с наличием тока в магнитной петле, в ней имеется продольная магнитному компонента электрического поля Е\\. При этом, на определенных высотах, параметры плазмы (концентрация и температура) могут оказаться такими, что некоторое количество электронов окажется в режиме убегания. При благоприятных условиях эти электроны могут быть ускорены полем Е'л до энергий порядка (14-2) Кэв. что соответствует температуре наблюдаемого микроволнового и рентгеновского источника. Ускоренные электроны, для которых выполняется условие захвата, постепенно будут заполнять полость магнитной трубки, в результате чего, через некоторое время может возникнуть горячая рентгеновская петля. Подобный механизм возникновения высокотемпературного источника в активной области, возможно, имеет место и в случае простой петельной вспышки, в классе тепловых вспышек, видимых в микроволновом и мягком рентгеновском диапазоне.

В разделе 2.3 на базе автомодельных решений системы МГД уравнений, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, рассматриваются неадиабатические динамические модели солнечных магнитных трубок. При построении данных моделей

используется развернутая форма уравнения энергии, учитывающего джоулев и волновой нагрев, радиационное охлаждение, эффекты, связанные с теплопроводностью и вязкостью. Сначала исследуется неадиабатическая динамическая модель корональной магнитной трубки, заполненной полностью ионизованной плазмой. Характер поведения динамической модели солнечной магнитной трубки в каждом конкретном случае определяется выбором начальных условий и значениями пространственных масштабов модели, варьируя которые удается получить большое разнообразие различных решений. Значительный интерес представляют процесс быстрой, носящей вспышечный характер, компрессии и нагрева плазмы в трубке, процесс компрессии плазмы, сопровождаемой ее охлаждением, соответствующий формированию протуберанца в трубке, а также различные осцилляторные режимы и процессы декомпрессии плазмы, сопровождаемые как ее охлаждением, так и нагревом. Указанные режимы являются, в конечном счете, результатом конкуренции двух сил, определяющих движение плазмы в трубке: силы, связанной с градиентом плазменного давления, и силы Ампера, обусловлено!! наличием тока в магнитной петле, или, иными словами, конкуренции между кинетическим и магнитным давлением. Тепловой режим трубки при этом определяется совокупным действием различных механизмов нагрева, а также теплопроводностью и радиационным охлаждением. Именно преобладание последних на определенных этапах режима компрессии, в ряде случаев может приводить к конденсации протуберанца в вершине петли.

Затем, автомодельное решение системы МГД уравнений, описывающее течения с однородной деформацией, обобщается на случай многокомпонентной плазмы, содержащей нейтралы. На основе данного автомодельного решения построена неадибатиче-ская модель, позволяющая описывать динамику частично ионизованной плазмы с учетом процессов ионизации и рекомбинации внутри фрагмента магнитной трубки, заполненного в начальный момент времени веществом протуберанца, проникшим в трубку вследствие развития желобковой неустойчивости. При этом фи-

зическая причина различных динамических режимов магнитной трубки (конкуренция между кинетическим и магнитным давлением) остается, как и в случае полностью ионизованной плазмы. Специфика частичной ионизации вещества заключается в том, что движущаяся нейтральная компонента плазмы испытывает на себе влияние электромагнитных сил опосредованно через ионизованную компоненту; кроме того, здесь включается мощный механизм энерговыделения, связанный с ионно-атомными соударениями.

Численное исследование динамики магнитной трубки, заполненной в начальный момент времени частично ионизованной плазмой протуберанца, при фиксированных начальных равновесной температуре плазмы в магнитной трубке Т;0£>р = 106 К и концентрациях плазмы в протуберанце ПрРГ^ = 1012 см-3 и трубке 4оор) ~ Ю8 см-3, позволило установить наличие различных типов эволюции фрагмента магнитной трубки после его заполнения плазмой протуберанца в зависимости от начального значения ее температуры Трг. В частности, по мере изменения Трг от 3 • 104 К до 104 К, процессы квазиосцилляторного нагрева и расширения сменяются квазиосцилляторным сжатием и нагревом трубки, а затем, процессами монотонного сжатия трубки, сопровождаемыми в начале, нагревом, а затем, охлаждением плазмы. При этом в случае сжатия с охлаждением, на конечных этапах, возможно формирование благоприятных условий для перехода большого числа электронов в режим убегания и их ускорения до энергий порядка нескольких десятков КэВ; тогда как квазиосцилляторные режимы трубки, сопровождаемые нагревом плазмы, могут быть зафиксированы в процессе наблюдений как серии квазипериодических всплесков в микроволновом и мягком рентгеновском диапазонах.

Во второй главе диссертации, посвященной моделированию динамических процессов в солнечных протуберанцах, на базе решений магнитогидростатической модели Киппенхана-Шлютера с испльзованием автомодельных решений МГД, рассматривавшихся в первой главе, построена динамическая модель протубе-

ранца, учитывающая движение плазмы в нем, носящее вид кумулятивного потока [26,28].

В разделе 3.1 на основе автомодельных решений системы МГД уравнений, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, строится динамическая модель протуберанца, и выводятся основные уравнения модели. Важным обстоятельством в решении данной задачи является частичная ионизация плазмы в протуберанце, учет которой в условиях нестационарного потока оказывает существенное влияние на динамику и энергетику протуберанца.

В разделе 3.2 исследуются различные динамические режимы эволюции протуберанца. Установлено, что равновесное состояние, описываемое решениями Киппенхана- Шлютера, оказывается неустойчивым. &о тип, в зависимости от соотношения параметров задачи, может быть фокусом, узлом или седлом. Таким образом, при определенных начальных условиях, в системе могут реализоваться различные динамические режимы, соответствующие процессам "схлопывания" (сжатия) вещества протуберанца, либо процессам его монотонного или квазипериодического (осцил-ляторного) расширения.

В разделе 3.3 проводится оценка характерных скоростей движения вещества во время различных динамических фаз протуберанца.

В разделе 3.4 исследуется энергетика построенной модели, и определяются условия, необходимые для осуществления нагрева протуберанца. В связи с реализацией в нестационарных условиях диссипации, обусловленной ионно-атомными соударениями в частично ионизованной плазме, существенным образом возрастает величина выделяемой в системе энергии, на несколько порядков превышающая обычный джоулев нагрев. Получено оценочное соотношение для скорости и степени сжатия, при которых энерговыделение превышает потери иа излучение, то есть происходит нагрев протуберанца, обеспечивающий условия для развития вспышечного процесса.

В разделе 3.5 обсуждаются особенности рассмотренной дина-

мической модели протуберанца и вопросы ее применимости к реальным объектам.

В третьей главе диссертации, посвященной моделированию и интерпретации вспышечных процессов энерговыделения в солнечных магнитных трубках, для магнитных "петель активной области, рассмотрены две вспышечные модели [33,34].

В разделе 4.1 исследуется контурная модель вспышки, описывающая процесс взрывного энерговыделения в отдельной магнитной петле. При этом в качестве триггера вспышечного процесса выступает проникновение, вследствие развития желобковой неустойчивости, внутрь магнитной трубки плотной частично ионизованной плазмы протуберанца (в вершине петли) или окружающей хромосферной плазмы (в хромосферной части петли), которое нарушает бессиловую структуру магнитной трубки и включает эффективный механизм энерговыделения, обусловленный ионно-атомными столкновениями в условиях нестационарной, частично ионизованной плазмы. Исследована динамика джо-улева энерговыделения во время таких процессов.

В разделе 4.2 в рамках комплексного подхода к вопросам динамики и энергетики солнечных активных областей, учитывающего их сложную самосогласованную эволюцию, предложена и исследована модель, описывающая энергетические процессы, происходящие в группе взаимодействующих магнитных петель. Структура магнитного поля активной области моделируется как ансамбль индуктивно связанных, взаимодействующих друг с другом магнитных петель с током. Каждая из петель, в свою очередь, представляется эквивалентным электрическим контуром с переменными параметрами, зависящими от формы, размеров, расположения петли в ансамбле, а также от параметров плазмы в магнитной трубке. Начальные значения параметров трубок и плазмы в них предполагаются распределенными по случайному закону в окрестности соответствующих средних значений, известных по наблюдениям.

С целью исследования эффектов взаимовлияния соседних магнитных петель с током в активной области, в качестве элементар-

ной ситуации рассматривается случай, когда имеет место всплы-вание лишь одной магнитной петли, в то время как окружающие ее соседние петли остаются неподвижными. В реальности это соответствует случаю, когда в некоторой части активной области имеется выраженное всплывание магнитного потока. При этом движение магнитной петли с током вызывает изменение тока, а следовательно, энергобаланса и температуры плазмы как в самой всплывающей петле, так и в связанных с ней за счет эффекта взаимоиндукции соседних петлях.

На основе численного счета для ансамбля из 25 магнитных петель показано, что в случае, когда высота и длина центральной магнитной петли возрастают со скоростью 105 см/сек, происходит подобный тепловой вспышке разогрев отдельных петель, некоторые другие петли при этом охлаждаются, а ряд петель не претерпевает существенных изменений. Еще синим интересным результатом данного моделирования является то, что практически все из нагревшихся магнитных петель, не будучи в числе ближайших соседей всплывающей петли, взаимодействуют с ней опосредовано, через другие петли ансамбля. Таким образом, согласно рассмотренной модели, тепловая вспышка может развиться не обязательно вблизи области изменения магнитного потока.

В Заключении перечислены основные результаты диссертации, являющиеся одновременно и основными положениями, выносимыми на защиту.

В Приложении 1 на основе уравнений трехжидкостной магнитогидродинамики дан вывод обобщенного закона Ома и приведены некоторые формы его записи, используемые в диссертации.

В Приложении 2 получены аналитические выражения для коэффициентов индукции и взаимоиндукции модельных магнитных петель с током, используемые во втором разделе третьей главы при рассмотрении процессов в динамическом ансамбле магнитных петель.

Основные результаты работы

1. Исследована структура магнитного поля и тока в магнитных петлях, генерируемых фотосферными конвективными течениями вещества. При этом:

- Установлено, что в условиях конвективного потока в фотосфере могут генерироваться тонкие магнитные трубки с радиусом порядка 107 -т- Ю8 см и продольным током 10й 1012 А ;

- Показано, что в расходящихся фотосферных потоках (течения Эвершеда) формируются, так называемые, "магнитные дыры" - цилиндрические магнитные структуры с убывающим в направлении к центру магнитным полем.

2. Рассмотрены особенности стационарного джоулева энерговыделения в магнитных трубках в условиях конвективного потока фотосферной плазмы. Показано, что стационарное джоулево энерговыделение в фотосферных основаниях магнитной трубки возрастает в направлении к периферии трубки в верхней фотосфере и может превосходить потери на излучение. В частности, это может обусловливать появление магнитных трубок с горячими внешними оболочками.

3. Рассмотрен один из возможных механизмов образования в солнечной магнитной петле высокотемпературного источника микроволнового и мягкого рентгеновского излучения, за счет эффективного ускорения в определенных частях трубки убегающих электронов и их последующего накопления в магнитной ловушке петли. Сделаны модельные оценки энергии ускоренных электронов и времени формирования рентгеновского источника в магнитной петле.

4. Указаны особенности магнитных петель, в которых может сформироваться высокотемпературный источник микроволнового н мягкого рентгеновского излучения (наличие в петле достаточно тонкого токового жгута с радиусом г0 « (10 — 100) км.

5. На базе автомодельных решений системы МГД уравнений, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, предложена динамическая неадиабатическая модель корональной магнитной трубки, заполненной полностью ионизованной плазмой.

При этом:

- Исследованы различные динамические режимы эволюции корональной магнитной трубки. Установлена возможность реализации в ней процессов быстрой, носящей вспышечный характер, компрессии и нагрева плазмы, процессов компрессии плазмы, сопровождаемой ее охлаждением (формирование протуберанца), а также различных осцилляторных режимов и процессов декомпрессии плазмы, сопровождаемых как ее охлаждением, так и нагревом;

- Автомодельное решение системы МГД уравнений, описывающее течения с однородной деформацией обобщено на случай многокомпонентной плазмы, содержащей нейтралы.

6. Построена неадибатическая модель, позволяющая описывать динамику частично ионизованной плазмы с учетом процессов ионизации и рекомбинации внутри фрагмента магнитной трубки, заполненного в начальный момент времени веществом протуберанца, проникшим в трубку вследствие развития желоб-ковой неустойчивости. Установлено, что наряду с апериодическими и квазипериодическими процессами компрессии частично ионизованной плазмы, сопровождаемыми как ее нагревом и ионизацией, так и дальнейшим охлаждением и рекомбинацией, в магнитной трубке после заполнения ее частично ионизованной плазмой протуберанца, оказываются возможны процессы квазиперио-дическоп декомпрессии вещества, сопровождаемой его нагревом и ионизацией. При этом, в определенных условиях, формирующихся в процессе компрессии вещества на стадии значительного сжатия и охлаждения оказывается возможным переход большого количества электронов в режим убегания и их ускорение до энергий от нескольких десятков до нескольких сотен КэВ.

7. На основе магнитогидростатической модели Киппенхана-Шлютера с испльзованием автомодельных МГД решений, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, построена адиабатическая динамическая модель протуберанца, учитывающая движение плазмы в окрестности токового слоя, носящее вид кумулятивного потока, и частичную ионизацию плазмы в про-

туберанце. Установлено, что при учете нейтралов в веществе протуберанца равновесное состояние, описываемое решениями Киппенхана- Шлютера, оказывается неустойчивым. При определенных начальных условиях в системе оказываются возможными различные динамические режимы, соответствующие процессам "схлопывания" (сжатия) вещества протуберанца либо процессам его монотонного или квазипериодического (осцилляторного) расширения.

8. Исследована энергетика динамической модели протуберанца. Показано, что в связи с реализацией в нестационарных условиях диссипации, обусловленной ионно-атомными соударениями в частично ионизованной плазме, существенным образом возрастает величина выделяемой в системе энергии, на несколько порядков превышающая обычный джоулев нагрев.

9. Получено оценочное соотношение для скорости и степени сжатия, при которых энерговыделение превышает потери на излучение, то есть формируются условия для нагрева протуберанца и развития вспышечного процесса.

10. Рассмотрена контурная модель вспышки, описывающая процесс взрывного энерговыделения в отдельной петле, обусло-атенный проникновением внутрь магнитной трубки, вследствие развития желобковой неустойчивости, плотной частично ионизованной плазмы протуберанца (в вершине петли) или окружающей хромосферной плазмы (в хромосферной части петли). В частности:

- Исследована динамика джоулева энерговыделения в рассматриваемой контурной модели вспышки;

- Сформулирован критерий возникновения вспышки для рассматриваемой нами модели, зависящий от пространственных характеристик взаимодействующих магнитной трубки и протуберанца.

11. Предложена и исследована модель вспышечного энерговыделения в медленно эволюционирующем ансамбле взаимодействующих магнитных петель. На основе предложенной модели с помощью численного счета исследована динамика температуры

плазмы в каждой отдельной петле ансамбля. Показано, что всплывание одной из магнитных петель в группе приводит к подобному тепловой вспышке разогреву отдельных петель, тогда как некоторые другие петли охлаждаются.

Цитированная литература

1. Priest E.R., Solar Magnetohydrodynamics // D.Reidel Publishing Com-

pany, Dordrecht: Holland/Boston: USA London: England, 1982; (Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика // М.:Мир, 1985)

2. Kippenhanh R., Schlüter A.Z., Eine Theorie der Solaren Filamente //

Z.Astrophys, 1957, 43, 36

3. Anzer U., A Method to Calculate Electric Currents in Quiescent Promi-

nences // Solar Phys., 1972, 24, 324

4. Kuperus M., Raadu M.A., The Support of Prominences Formed in Neu-

tral Sheets // Astron. and Astrophys., 1974, 31, 189 —

5. Malherbe J.M., Priest E.R., Current Sheet Models for Solar Promi-

nences. I. Magnetohydrostaties of Support and Evolution through Quasi - Static Models // Astron. and Astrophys., 1983, 123, 80

6. Anzer U., Priest E.R., Remarks on the Magnetic Support of Quiescent

Prominences // Solar Phys., 1985, 95, 263

7. Wu F., Low B.C., Static Current - Sheet Models of Quiescent Promi-

nences // Astrophys.J., 1987, 312, 431

8. Demoulin P., Anzer U., Priest E.R., A Three - Dimensional Model for

Solar Prominences // Astron. and Astrophys., 1989, 221, 326

9. Anzer U., Ballester J.L., Prominence Models with Currents: Stabiliza-

tion by Flux Conservation // Astron. and Astrophys., 1990 , 238 , 365

10. Fiedler R. A. S.. Hood A. W., The Effect of Shear on Numerical Models

of Quiescent Normal Polarity Prominences // Solar Phys., 1993, 146, 297

11. Priest E. R., Ridgway C, Prominence Support in Helical Coronal Fields

Formed by Photospheric Motions // Solar Phys., 1993, 146, 277

12. Rosner R., Tucker W.H., Vaiana G.S., Dynamics of the Quiescent Solar

Corona // Astrophys.J., 1978 , 220, 643

13. Hood A.W., Priest E.R., The Equilibrium of Solar Coronal Magnetic

Loops // Astron. and Astrophys., 1979, 77, 233

14. Wragg M., Priest E.R., The Temperature - Density Structure of Coronal

Loops in Hydrostatic Equilibrium // Solar Phys., 1981, 70, 293

15. Schmieder В., Malherbe J.M., Raadu M.A., Fine Structures in Solar

Filaments. I. Observations and Thermal Stability // Astron. and As-trophys., 1987, 183, 142

16. Pakkert J.W., Martens P.C.H., Verhulst F., The Thermal Stability of

Coronal Loops by Non-linear Diffusion Asymptotics // Astron. and Astrophys., 1987, 179, 285

17. Anzer U., Stability Analysis of the Kippenhanh - Schlüter Model of

Solar Filaments // Solax Phys., 1969, 8, 37

18. Wd F., Stability of Current - Sheet Models of Quiescent Prominences

and Equatorial Discs // Astrophys.J. 1987, 320, 418

19. Demoulin P., Priest E.R., Instability of a Prominence Supported in a

Linear Force - Free Field // Astron. and Astrophys.. 1988, 206, 336

20. Habbal S., Rosner R., Thermal Instabilities in Magnetically Confined

Plasmas: Solar Coronal Loops // Astrophys.J., 1979 , 234, 1113

21. Hood A.W., Priest E.R., Kink Instability of Solar Coronal Loops as the

Cause of Solar Flares // Solar Phys., 1980, 64, 303

22. Craig I.J.D., McClvmont A.N., Thermal Stability of Coronal Loops.

I. The Equilibrium Structure and the Stability Equation // Astrophys.J., 1985, 289, 820

23. Antiochos S.K., Shoub E., An C.-H., Emslie A.G., Thermal Stability of

Static Coronal Loops // Astrophys.J., 1985, 298 , 876

24. Syrovatskii S.I., Pinch Sheets and Reconnection in Astrophysics // Ann.

Rev. Astron. Astrophys, 1981, 19, 163

25. Sakai J., Colin A., Priest E.R., Dynamical Model of Prominence For-

mation and Oscillation // Solar Phys., 1987, 114 , 253

26. Зайцев B.B., Ходаченко М.Л., О динамических режимах и возмож-

ности возникновения микровспышек в протуберанце // Астрономический Журнал, 1992, 69, 159; (Sov. Astron., 1992 , 36(1), Jan.-Feb., 81)

27. Ходаченко М.Л., Динамическая модель солнечной магнитной

трубки // Астрономический Журнал, 1996 , 73 , 280

28. Khodachenko M.L., Zaitsev V.V., Bakhareva N.M., Dynamic Regimes

of Prominence Evolution // Solar Phys., 1992, 139 , 299

29. Зайцев B.B., Ходаченко M.JI., О возникновении горячих магнит-

ных петель в солнечной атмосфере // Письма в Астрономический Журнал, 1994, 20, No.7, 543; (Astronomy Letters, 1994, 20, No.4, 461)

30. Зайцев B.B., Ходаченко М.Л., О возникновении источников мягкого

рентгеновского и микроволнового излучения в солнечных магнитных петлях // Изв. ВУЗов, Радиофизика, 1995 , 37, No.7, 836

31. Ходаченко М.Л., О динамике плазмы в-облнечных магнитных труб-

ках // Изв. ВУЗов, Радиофизика, 1996, 39, No.l, 53

32. Ходаченко M.JL, Моделирование динамики частично ионизован-

ной плазмы в солнечных магнитных трубках // Астрономический журнал, 1996 , 73, No.2, 303

33. Зайцев В.В., Ходаченко М.Л., Энерговыделение в корональных маг-

нитных петлях // Изв. ВУЗов, Радиофизика, 1997, 40, No.l, 176

34. Ходаченко M.JI., Зайцев В.В., Моделирование энергетических про-

цессов в активных областях на Солнце с учетом взаимодействия магнитных петель // Астрономический журнал, 1998, 75, No.l, 1

35. Zaitsev V.V., M.L.Khodachenko, On the Origin of Soft X-ray and Mi-

crowave Sources of Emission in Solar Magnetic Loops // Turkish Journal of Physics, 1995, 19, 1218 (Proceedings of The First Eurasian Simposium on Space Science and Technology, October 1993, Tbrkey)

36. Буланов C.B., Динамика токовых сдоев и физика солнечной актив-

ности // Riga: Zinatne, 1982, 24

37. Sakai J., de Jager C., High - Energy Flare Explosions Driven by 3-

Dimensional X-type Current Loop Coalescence // Solar Phys., 1991, 134, 329

38. Sakai J., Chargeishvili В., Zhao J., Dynamics of Physical State During

Two Current Loop Collision // Solar Phys., 1993, 146, 331

39. Зайцев B.B., Степанов А.В., К динамо теории солнечных вспышек

// Астрономический Журнал, 1991, 68, 384

40. Zaitsev V.V., Stepanov A.V., Towards the Circuit Theory of Solar

Flares // Solar Phys., 1992. 139, 343