Эруптивные явления и структура хромосферы тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ ЗЕМНОГО МА1НЕТИЗМА, ИОНОСФЕРЫ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ РАДИОВОЛН

РГВ од

На правах рукоггпек

' 3 МАЙ Ш1

- ^ ИМИ Мо УДК 523.98

Фплшшов Ботге Пгтролггг.

эруптивные явления и структура хромосферм

01.03.03 - Гелиофизика к физика солке» ::ог1 системы

Автореферат диссертации на соискание учёной степени доктора фпзшсо-матекатмчесиих наук

Москва. 1091

Работа вш1ш,'Л£.нч а Институте земного магнетизма, ионосферы и ¡.«опроотранення радноьолн Г-'АИ

Официалыше ошюиеыты:

доктор фиэишо--математических наук

Куклин Г. В. доктор физико-математических наук

Макаров В. И. док гор фадино-матеиат-ичеиккх наук

Никонов С. В.

Н^луидя организация :

.''¡./¡мекая астрофизическая обсерватория у Крин, под. Научннй

Защита состоится "23 _ 1994 I'. в

час. 0О мин. на заседания Специализированного совета Л 002. 83. 02 при Институте земного магнетизма, ионосфера и распространения радиоволн РАН.

Адрео: 1420$;!, г. Троицк, Московской области, ИЗМИРАН С диссертацией можно ознакомиться ь библиотеке ИЗМИРАН Автореферат разослан "21 " 1994 г.

Учешй секретарь Специализированного совета кандидат'физ.-мат. наук

^Ас- -

Е. А. Еременко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Неизменность основного энергетического потока солнечного излучения обеспечивает постоянство климата на Земле. Солнечная постоянная действительно является таковой с большой точностью (до ~ о.л%а э. Однако такая стабильность имеет место не во всем спектре электромагнитного излучения, и уж совсем не свойственна корпускулярному испускании. В потоке солнечного ветра различают три компоненты, по разному ведущие себя во времени:

13 непрерывное истечение из короны над всей поверхностью Солнца;

2) долгоживущне потоки ограниченного сечения, связанные с определенными корональными структурами;

3) кратковременные выбросы плазмы.

Последние оказывают наиболее значимое воздействие на электромагнитные процессы в околоземном пространстве, поскольку имеют наибольшие плотность и скорость, генерируют ударные волны в межпланетном пространстве и начинаются внезапно.

Исследование выбросов вещества в короне (транзнентов) при помощи орбитальных коронографов показало, что среди явлений солнечной активности в нижних слоях атмосферы наиболее тесно связанными с шши являются эруптивные протуберанцы. Самые мощные и быстрые короналыше транзиенты обычно бывают при вспышках, однако они сопровождаются и эруптивными явлениями, доля энергии которых Свместе с ударными волнами) в общем вспышечном энерговыделении оценивается не менее, как в 50>«. Возможно, эрупции протуберанцев и короналыше выбросы представляют собой проявления на разных уропнях солнечной атмосфера единого процесса перестройки магнитной конфигурации, в то время как оптическое излучение вспышки, как полагает ряд исследователей, • - вторичный эффект. Таким образом, для физически обоснованного прогнозирования нагнитосферннх возмущений необходимо разобраться в причинах я характере эруптивных явлений на Солиле.

Раыювеоне протуберанцев (волокон) контролируется маг-

ннтниы полем. Исменения поля меняют положение равновесия, вызывая движение волокон, и могут оделать его невозможным вообще. Связь изменений паля о движениями в короне - одно из главных направлений настоящего исследования. Наиболее неясным в данном вопроое является несоответствие характерного времени изнеиешш по ля и характерного времени изменение смещения. Если для первого типичным значением служит величина - ICf сек [известны наблюдения и более быстрых изменений, но, как правило, мелкомасштабных), то двд второго - Ití1 ое;с. Следовательно, между измененный поля и движением существуе'1.1 не простая линейная связь. В работе исследуется модель paL-новееия волокна, которая!, с одной стороны, проста и наглядна, а, о другой, демонстрирует вагине нелинейные свойства, обусловливающие катастрофическую потерю устойчивости полок-нош и его движение с ускорением, иревышамчии ускорение еьс-бодного падения на Сешщг

Измерения ышчншшй лосей на Семите ведутся во ииоп'" обсерваториям инра. Однако достаточно надежны и доступ«:: шмь измерения продольной ооошач/сацей поля и то с не aoerv-удовлетворктелитм щюстро нстиеишж и времешшм разрешение:.'. Поэтому, хотя, так показано в работе, движения в корон? могут быть рассчитаны кз даншх об эволюции поля на поверхности фотосферы, осуществить такой расчет на практике r,¿ всегда возможно из-за нехватки информации о поле. Вместе с тем, существует богатая база данных о поле, которая пока мало используется надлежащий образом, заключенная в ориентации фибрилл в хромосфере. Как известно, фибриллы вцтлиути вд.шь составляющей магнитного поля, тангенциальной повер:--ности Солнца. Тем аоши, то нкал структура хромосфер« представляет собой своеобразную карту направлений поперечно:! лучу зрения составлявшей поля, lean раз той, точность измерения которой на основе эЗфокга Зеемала мнннмачьна. В раооте разрабатываются методы и алгоритм! расчета поля над поверь костью хромосферы, исход*! из данных о топкой структуре хромосферы. Оообенностью такого подхода является то, что пространственное разрешение ограничено, в принципе, только разре-

шением телеокопа, а временное разрешение может определяться интервалом между парой снимков. Предлагаемый метод может существенно дополнить данные магнитографических измерений, я, кроме того, быть единственным источником информации о структуре поля в том случае, когда прямые измерения отсутствуют. Это особенно важно при анализе явлений активности, накопленных г архивах патрульных наблюдений хромосфер«, когда измерения полей были эпизодическими.

Цель работы состоит в осуществлении следугадего алгоритма: на основе данных о направлении фибрилл в хромосфере Споле единичных векторов т 3 .рассчитать магнитное поле в короне в и его изменение ап/эь f а затем найти компоненты максвеллоаского тензора j и силу г, действующую на волокно, или поле дрейфовых скоростей *• = íe bj/cb*. в этой программе исследований можно выделить следующие отдельные задачи.

1. Разработка методов расчета, магнитного поля по данным об ориентации хромосферных фибрилл.

2. Изучение связи изменений поля на хромосфернои уровне о движениями вещества в короне.

3. Исследование уоловпн равновесия протуберанцев s магнитном поле.

4. Анализ проявлений непотенциальности поля в хромосфере н короне.

Научная новизна обусловлена использованием подхода, связывающего изменения струотуры хромосферы с движениями в короне (т -» в - *•), и заключается в том что:

1. Впервые решена задача о структуре магнитного поля в короне по данным о направлении его тангенциальной компоненты в хромосфере.

2. Впервые обнаружены седловые особые точки в солнечной атмосфере и показало тн значение для исследования магнитных полей актизннх областей.

3. Исследованы проявления непотеяциальностн паля в сал-

печной атмосфере и оценены величины токов Сили параметра о ■» rot ВуВ),

4. Разработана модель дшшшки волокна в поле активной области.

6. Вшюлшеш расчеты движений вещества при изменениях фот озерного магнитного поля.

Практическая ценность работа.

В диссертации показано, что эруптианий процесс, являющийся причиной возмущений межпланетной среди, оказывающих влияние на магнитосферу Земли, возникает при катастрофической потере устойчивости волокном, когда ток в ней достигает критического значения. Проявления токов, в гфшшипе, наблюдаемы, и контроль за тонами волокон м сдает быть полезен длл прогнозирования орупций.

Предложенный метод ¡»счета иол/! иа оонове данных об ориентации фибрилл существенно дополняет результат прямо: намерений, а в том случае, когда такие измерения отсутствуют, является незаменимым источником информации о структуре поля.

Обнаружение сешювых точек в хромосфере служит подтверждением того, что структура кроноссрерц контролируется вектор-ним полем, а вид седла (угол между асимптотами) связан о величиной плотности Toica.

Б диссертации выносятся на защиту :

1. Решение задачи о структуре магнитного поля в короне по данным об ориентации хроыосферннх фибрилл и положении линии раздела полярностей.

2. Обнаружение хромосферпых и короналышх образовании, соответствушлх оедловым особым точкам тангенциального магнитного поля.

3. Модель эруптивного процесса, основанная на неустойчивости электрического тока в волокне, включашдал уравнения .движения в интегральной форме. Расчет высоты "убегания" волокна, закона движения. Решение самосог-

е

ласованной задачи о распределении плотности тока в двумерной модели волокна.

4. Метод графического анализа полей вблизи особых точек п исследование магнитного поля в хромосфере на основе распределения фибрилл.

5. Расчеты движений ьедества п короне при изменениях фотосферного магнитного поля. Расчеты фотосферннх движений, приводящих к появлешпо и развитию жгутовых магнитных конфигураций над фотосферой.

Личный вклад автора.

Примерно треть наблюдений", использованных в диссертации получены автором к та яри его непосредственном участии в организации и проведении экспериментов. Еще около трети данных отобрано из негативов фильмотеки гелиофизической лаборатории ИЗМИРАЯ, любезно предоставленных ее руководством. Остальные снимки взяты из литературы.

В работах, выдолиетшх в ооавторотве, вклад автора в основном соответствует его относительной доле в численности соответствующего авторского коллектива. В частности:им била предложена идея модели волокна с сильным током, выполнена практически все численные расчеты; им были получены выражения, определяющие равновесие волокна и критическое значение тока, осуществлялось моделирование поля активной области набором точечных источников и расчет дрейфовых скоростей и траекторий. Автором впервые било обращено внимание на хромо-сферяые образования, соответствующие седловин особым точкам магнитного поля, предложен метод решения обратной задачи о поле при наличии особых точек, сделаны оценки величины токов по ах внутренней структуре и кинематике, выполнены расчеты скоростей ка поверхности фотосферы, ответственных за формирование жгутовых структур И ИХ' ЗВОЛЮШЕО.

Апробация.

Ссновпне результаты диссертации докладывались на г х

иенинградскои ы?ждународпоы семинаре по космофизике CI9773, Ь • союзных семинарах "Актуальные проблемы физики солнечных вспышек" (Троицк, 1981; Рига, 19833, Совещании секции протон-пых событий Совета "Солнце-Земля" (Алма-Ата, 19823, Всесоюзных конференциях "Физика Солнца" (Алма-Ата, 198?; Ашхабад, -19903, Всесоюзной научной школе памяти Г. Н. Никольского (Аба-отуыаии,19843, Консультативном совещании КАПГ по физике Солнца (Одесса, 1988), II? Коллоквиуме МАС (Хвар, Югославия,-19893, Всесоюзном семинаре по солнечным протуберанцам (Ленинград, 19893, научных семинарах ИЗМИРАН, ГАО, ГАИШ, КГУ.

Но теме диссертации опубликовано 29 работ в том числе монография.

Структура и объем работы.

Диссертация состоит из введения пяти глав, заключения и библиографии. Общий объем составляет 267 страниц, в той числе 67 рисунков, з таблицы. Список цитированной литературы содержит ё'60 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЦ

Глава I. МОРОЖЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ ВОЛОКОН В НОТЕНЦИАШЮМ ПОЛЕ АКТУь.ШХ ОБЛАСТЕЙ

В первой главе рассматриваются сравнительно медленные движения вещества, которые могут быть интерпретированы как виорожешше или дрейфовые при нзменетшях потенциального магнитного поля. Приведено решение краевой задачи для векторного потенциала при отсутствии влектрич-зекнх токов лад фотосферой, позволяющее в общем случае трехмерной госиетрки определить электрическое и магнитное поля в короне по данннч об в л но фотооферном уровне, н затем найти ноле

дрейфовых скоростей.

Подробные расчета дрейфового движения выполнены для эруптивного волокиз., наблюдавшегося 2 ноября 1980 г. в активной области нк 17340 . Магнитное поле области моделировалось семью иагнитяшет паззесашь Из велячипя к координата подбирались таким образом, чтоб;» суммарное поле отражало основные особенности поля активней области: сильные поля сконцентрированы в яяткал, арки силовых линий соединяют вспышечные ленты, липни раздела полярностей соответствуют положению волокон, арочшх систем, флоккул ызых коридоров. Хорошее соответствие расчетов наблюдаемой картине свидетельствует о правомерности применения такого подхода.

Глазная трудность, о которой.встречается дрейфовое описание движений состоит в тон, что характерное время смещений вещества во многих случая!: на 1-2 порядка меньше характерного времени изменения поля соответствующего масштаба, "то противоречие может быть_ разрешено лишь в отдельных случаях особой геометрии, п, вообще говоря, требует учета токов, протекающих в короне.

Вспышечный выброс в активной области чс н»и-> 1<зос>:< У из л 1Э79 г. представляет собой пример явления, в котором

усиление движешл может произойти благодаря геометрическим особенностям без значительных токов. Кольцевое волокно, иг{амдее роль проводящего витка, охватывающего изменяющийся магнитный поток плтна, опоообяо сконцентрировать олектричео-кое поле на небольшом участке с уменьшенной плотностью и увеличенным сопротивлением. Этот элемент получает возможность перемещаться поперек поля с высокой скоростью.

Если в 4 1.1 - I. 3 исследовались движения, происходящие преимущественно поперек магнитного поля, то 5 1.4 зкд;аящен движениям, которые, по всей видимооти, • направлены вдоль силовых линий. Это движения возвратных выбросов, спи-кул, движения в послевспышечных петлях, арках всплывающего магнитного потока и т. д, Хотя магнитное поле не оказывет влияния на движение вдоль силовых линий, его роль может быть определяющей в процессе формирования таких струй. В 5 I. 4 предложена модель образования нестационарных струйных течений вдоль магнитного поля в результате сжатия силовых трубок ^иотущим полем. Чнсленное решение гидродинамических уравнений, в которые введен дополнительный член, лредотавлякацнй магнитное ояатие, показывает, что сасатне основания силовой трубки приводит к возрастанию температуры там от ¿ю9 к до 5 i оэ к н подъему хромооферного вещества в корону. Волна сжатия при движении через газ с убывающей плотностью довольно быстро обретает ударные фронты. Хорошо развитая ударная волна сметает горячее коропальное вещество, оставляя после себя холодную область. Эффективность формирования струи зависит от характерного времени изменения поля Для достижения скоростей в десятка т/о и подъема хромооферного вещества в вертикальной трубке до высот *- 100 тыс. км необходим локальный рост поля ,с характерным временем т £ 300 с.

Глава и. ЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ТОКИ В СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ

Очень часто потенциальное приближение дня полей в хромосфере и короне можно очнтать удовлетворительный. Однако

ю

существуют случаи, когда этого приближения явно недостаточно для описания реальных полей активных областей. В § 2.1 приводятся данные наблюдений, содержащие признаки наличия электрических токов в солнечной атмосфере. К таким признакам относятся жгутовая структура волокон и спиральность суперполутени пятен. Если известен шаг винтовых линий в жгуте и удается оценить величину магнитного поля подфотосферннх источ1шков в его окрестностях, можно оценить интегральный алектрнческии ток в жгуте. В активной области ня> 16927 была прослежена эволюция волокна с внутренней винтовой структурой с момента появления его на восточном лимбе. С 20 по 27 июня 1980 г-, величина тока в волокне некялаоь от ю1°А . до зю"а, доотигнув максимального значения к моменту вспышки.

Если осуществляется магнитная поддержка волокна согласно модели Киппепхана - Шлютера ("нормальной" полярности), сала тяжести уравновешивается силой Лоренца тдо = tJ ш /с . При изменениях поля баланс нарушается, н вещество приходит в движение. Естествеино считать ¿в « в, поэтому в этой модели а « д0. Однако на Солнце нередко наблюдаются движения с ускорен л ем, значительно превышающим ускорение свободного падения. Движение волокна с ускорением, большим в0, может развиться только в том случае, когда масштаб сил, баланс которых определяет равновесие волокна, значительно превышает величину силы тяжести ">90. Такую возможность предоставляет модель, относящаяся к массу моделей инверсной полярности Сто есть с полем внутри волокна противоположно направленным фоновому).

В модели волокна с сильным током исследована устойчивость его равновесия во внешнем дщпольном поле и показано, что при превышении током критического значения, равновесие становится невозможным, и происходит эрупция волокна. Кинематика движения не зависит от быстроты изменений фонового поля, и величина ускорения не ограничена значением д0. Описываемая модель эруптивного процесса обладает существенной нелинейностью, обуславливавшей катастрофическую лере-

отройку магнятнсй конфигурации при малом изменении граничных условий вблизи критических значений параметров. В рамках этой модели получает разрежение отмеченное выше противоречие между сравнительно медленными изменениями поля в фотосфере и быстрыми движениями в короне.

В 5 2. 3 решается самосоглаоованнал задача о распределении плотности то1еа в двумерной модели! протуберанца. Заданными полагаются магнитное поле подфотооферных источников и плотность вещества в протуберанце. Задача сводится к интегральным уравнениям. В случае нормальной полярности устойчивое равновесие протуберанца, имеющего вид тонкого вертикального слоя, возможно только в поле, растущем с высотой, при токе большем некоторой. величины. Для инверсной полярности двумерная геометрия накладывает существенное ограничение на вертикальный размер слоя. Он должен бить того асе порядка, что и его толщина.

Для магнитного поля в двумерном случае формулируется краевая задача, решение которой определит поле типа <' < выше фотосферы. Вид нелинейного члена в квазилинейном эллиптическом уравнении и краевое условие определяются заданием вектора в на границе. Решение этой задачи (возможное, например, численными методами) позволит проследить за возникновением н эволюцией продольного тока над фотосферой.

Глава т. СВЯЗЬ ДВИЖЕНИИ ВЕЩЕСТВА В КОРОНЕ С ИЗМЕНЕНИЯМИ СТРУКТУРЫ ХРОМОСФЕРЫ

В модели волокна с линейным током равновесная конфигурация магнитного поля имеет характер гге. Ток находится в точке, где поле равно нулю. Это означает, что возмущение внешнего поля током волокна является не малым, поэтому нет возможности рассмотреть вопрос о непрерывном росте магнитной энергии тока, а также о том, каким образом движение в фотосфере создает электрический ток выше нее. В 5 2.4 показано, что ота задача моает быть решена в рамках НГД-уравнений

в случае распределенного тока. Она сводится к эллиптическому уравнению <• кркччш условием, определяемым заданием вектора в на поверхности фотосферы. В § 3. I ра смотрен другой способ решения задачи, заключающийся в Т"М, что решение удоапетворягадее условию {{<~ составляется из известных решений в дмух областях: внутренней, р. которой J * о, я внешней - области потенциального поля. На границе, имеющей достаточно простой вид (в данном случае она предстзпллет собой цилиндрическую поверхность), оСа поля могут бить саттк та кип образом, что не пояаняетсл поверхностных токов. Имеется ^свободный параметр «. эквивалентный току, и его измене-нне кожет бить прослежено во времени.

Рассчяташ движения на поверхности фотосфер«, приводящие к образованию из однородного поля структур с продольннм током. Движения имеют характер сдвига (шнра), а также растекания или сгребания к линии раздела полярностей в ззэискиос-ти от вида оволюции токовой системы. Именно такого типа ДВИЖеИИЛ КабЛЛОДШОТСЯ ВблИЗП ВОЛОКОН В ЛИНИИ С1 у X = ! 548

А.

В случае, если плазма равновесна, г> « 1 и плотность кинетической энергии макроскопических движений иеиыае, чем

в", магнитное поле представляет собой "жесткий .каркас", образованный силовыми трубками. Движения плазмы сводятся к "выдавливанию" газа вдоль трубок и его перемещению в поперечном полю направлении шесте с силовыми линиями в соответствии с условием внороженности. Обратное действие газового и кинетического давления па магнитное поле может не учитавать-ся в первом приближении разложения: МГД- уравнений по Р.

В этих условиях в уравнениях движения-, отсутствуют все члены, кроме магнитного, а последний может бить выражен через дивергенцию максвелловского тензора напряжений 1 . Интегрируя уравнение сохранения импульса по объему,, ограниченному поверхностью хромосфер«. * = о- и полусферой радиуса к, после сведения интеграла по объему к интегралу по поверхности и учета убывания компонент ~ 1 получим уравнение движения в интегральной форме, г - составляющая его

1 з

имеет следующий пид

—— (" р* «IV + д„ Г р ¿V = А— Гсв^-в'-в'эаз .

} ' * эО -Л ^ 8)7 л * » у

Интегрирование в левой части распространяется на объем, занимаемый плотной плазмой, то есть волокно, а интегрирование в правой - относится к поверхности хромосферы. Преимущество уравнений движения в интегральной форме перед обычными уравнениями движения волокна заключается в том, что в обычные уравнения входят величины, относящиеся к месту, где локализовано волокно, в интегральные же соотношения входят компиценти поля на поверхности хромосферы. Кроме того, для них совершенно несущественны распределения плотности вещества и тока в волокне.

Интегральное условие ртновесия использовано для опреде-лешш высоты убегания волокна в магнитном поле активной области. На примере распределения на плоскости поля, источниками которого являются линейный ток и диполь, показано, что интегральное условие равновесия действительно дает возможность получить соотношение параметров, при котором равновесие имеет место и когда оно становится невозможным.

Рассмотрен интеграл энергии волокна. Показано, что наб-лвдаемне изменения скорости эруптивных протуберанцев при их удалении от лимба легко могут быть получены из закона сохранения энергии волокна в магнитном и гравитационном полях в модели инверсной полярности. На основании кинематики эруптивного протуберанца, наблюдавшегося 30 июня 1989 г.. делается оценка его тока I •» 7-ю" А, близкая к оценке величины этого тока, сделанной по его спиральной структуре I » ею" а.

Глава xv. ОБРАТНАЯ' ЗАДАЧА 0 СТРУКТУРЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ХРОМОСФЕРЕ И КОРОНЕ

Тонкая структура хромосферы часто используется для конт-

1 4

роля правильности расчета магнитных полей по данным измерений в фотосфере. Вместе с тем, поскольку прямые измерения полей не всегда имеются, возникает вопрос насколько полно "записана'' информация о поле в хроыосфернок структуре я нельзя ли на основе только такях данных рассчитать поле э хромосфере и короне? Такую задачу, о нахождении поля по заданным силовым линиям, называют обратной задачей о геометрии поля. В общем случае произвольного шля она имеет неоднозначное решение, но лри наложении определенных условий на поле, например отсутствия электрических токов выше фотосферы, может быть найдено единственное (с точностью до множителя) решение. •

Потенциальное поле полностью определено, если задано поле направлений т в некоторой области на плоскости, при условии что эта область является замкнутой и односвязной, то есть вектор т задан однозначно во всех внутренних точках области. После нахождения интегрирующего множителя в дал выражения элемента длины силовой линии = т^ dx + т^ dy задача нахождения поля во всем полупространстве над хромосферой сводится к краевой задаче Дирихле.

Для поля типа frf может быть также применен алгоритм решения обратной задачи, который, правда, требует привлечения дополнительно некоторой информации о направлении паля э вертикальной плоскости. Поле в хромосфере находится с помощью итераций из интегрального соотношения, выражакщсго условие rte. Затем по известной методике определяется поле s плоскости отстоящей на az « 1 ц т. д.

Для характерных хромооферных структур типа розетки, лолурозеткн, "ветви" приведены примеры аналитического нахождения интегрирующего множителя," а также пример численного расчета поля при специальном граничном условии.

В 5 4. 4 решена однородная обратная задача для потенциального полл, в которой исходными дакшлга служат поле направлений т и положение линии раздела полярностей. Нетрудно видеть, что линии ортогональные к векторам т на плоскости z=o являются линиями постоянного потенциала и

1S

(в том случае, если таковой имеется). Для нахождения потенциала в плоскости 2=о необходимо, таким образом, определить его распределение вдоль какой-нибудь произвольной линии, пересекающей все оквипотенциали. Использование информации о положении линии раздела полярностей позволяет свести оту задачу к решению одномерного интегрального уравнения Фред^олъма первого рода. Как известно, нахождение решения ¡-■того уравнения представляет собой некорректную задачу, то есть отсутствует устойчивость его решения к малым отклонениям правой части. Существуют регуляризуюцие алгоритмы приближенного решения, сущность которых заключается в том, что дополнительная информация, уточняющая физический смысл решения, позволяет сузить множество функций, среди которых ищется решение, и тек самым уменьшить погрешность приближенного ращения. Поле находится решением одномерного интегрального уравнения Фредгольма первого рода с применением методов регуляризации. Алгоритм расчета продемонстрирован на модельной задаче, кмитируицей типичную для солнечных условий биполярную область.

При наличии особых точек поля т в области, в которой ищется решение, то есть точек, в которых вектор т не определен, предлагается другой способ решения обратной задачи. Поле представляется суммой полей точечных источников, координаты и величины которых находятся из решения алгебраической системы уравнений, составленной из условии равенства нули тангенциального поля в особых точках. Важную роль при этом играют особые точки типа седло. Их положение определяется крупномасштабной (для активной области) структурой поля, и поэтому является ее чувствительным индикатором. Найденное в первом приближении поле представляет собой наиболее крупномасштабную и медленно менлкщуюся часть поля. Однако направление его тангенциальной компоненты не во всех точках области следует направлению фибрилл. Второе приближение состоит во введении дополнительных источников (например поверхностных токов), поле которых соответствует указанной разнице. Эта часть доля мелкомасштабна и быстропеременна.

Поскольку ото поле находится по локальной ориентации фибрилл, то можно считать, что оно имеет такое же характерное время, как и соответствующие структуры хромосферы. Расчет поля активного комплекса и» г 6862-16864 показнвае? достаточно хорошее соответствие о измерениями продольной компоненты.

Глава V. ОСОБЫЕ ТОЧКИ МАГШТНОГО ПОЛЯ В АТМОСФЕРЕ СШПЩА

Для решения обратной задачи о структуре поля имеет существенное значение есть ли в рассматриваемой области особые точки поля направлений т или нет. Поскольку поверхность хромосферы в пределах активной области можно считать нлоо-костью, то речь идет об особых точках двумерного плоского поля. Третья, нормальная компонента поля, вообще говоря, отлична от нуля, поэтому особые точки тангенциального поля -ото такие точки, где поле нормально к поверхности хромосферы.

Из теории обыкновенных дифференциальных уравнений известно, что основными особыми точками двумерного векторного поля являются: узел, фокус, центр и седло. Особенности типа узел и фокус хорошо известии среди хромосферах образований так розетки и суперполутень пятен и овязанн о зкотремумами продольного магнитного поля. Поведение интегральных линий вблизи особой точки, определяющее, .в конечном итоге, ее тип, позволяет судить о некотормх общих свойствах поля в отой области, например о соотношении между моментами поля (напольным, квадруполкшн и т.д.), об относительном весе токовой составляющей по.ля.

В 5 5. I предложен метод графического анализа полай вблизи особых точек, позволяющий определить интегрэлмше характеристики поля. Метод заключается в получении огибала/,ей семейства касательных к направлениям фибрилл па окружности, концентричной с особой точкой. Форма огиоаюцея является чувствительным нщшкаторон свойств поля. Так, дня поля зарл-

ла огибающая вырождается в точку, для ыгоиапьно симметричного поля с ненулевым вертикальным током огибающая - окружность с радиусом, пропорциональным величине тока, для диполя огибающая имеет вид двух сложенных эллипсов.

Форма огибающей рассчитана для поля типа (ее, зависящего от трех параметров, меняющихся в достаточно широких пределах. Такое поле при соответствующем ьыборе параметров вполне может моделировать типичные поля пятен. Сравнение фор.гн огибающей для реального поля пятна с расчетной позволяет определить интегральные характеристики поля.

Описаний структур типа седла в хромосфере до недавнего времени Са именно до выхода в 1990 г. работы автора совместно с М.Молоденоким и .11. Старковой) в литературе не встречалось. Хотя на некоторых опубликованных фильтрограммах о высоким разрешением такие структуры встречаются. В $ Ь. 2 приведены снимки хромосферы, полученные автором и в^чтые из литературы, на которых хорошо видны седлопне точки.

Существует, по крайней мере, три причины, по которым нахождение оедяовнх точек в хромосфере важно для физики Солнца:

1. Чтобы составить общее представление о поле, используя методы качественной теории дифференциальных уравнений, необходимо знать положение всех особых.точек. В соответствии с выводами теории число седяовых точек должно быть на единицу меньше общего числа узлов и фокусов. Проверка выполнения этого соотношения будет служить дополнительным доказательством того, что структура хромосферы контролируется векторным полем. •

2. Седловые точки расположены на границе магнитных потоков, принадлежащих различным источникам. Через них проходят силовые линии, принадлежащие двум потокам одновременно -сепараторы. Эти линии играют важнейшую роль в теории вспы-шечных токовых слоев. Поэтому исследование свойств хромосферы в окрестностях седловых точек важно для проверки выводов теории вспышек.

. 3. Поведение интегральных линий и окрестностях седловок

1Й

точки, главная черта которого - величина угла между асимптотами, характеризует важнейшее для солнечной магнитогидродинамики соотношение между вихревой и потенциальной частями поля. В потенциальном С без токовом} поле угол между асимптотами всегда прямой (о учетом аффекта, проекции сферической поверхности хромосферы на картинную плоскость). Токовая компонента нарушает ортогональность асимптот. Таким образом, наблюдение седел дает аргументы в пользу потенциальности ¡¡ли непотенциал ьяоотн магнитных полей на Солнце,

Среди наблюдавшихся седел непрямоугольных Со учетом искажений из-за проекции при расположении точки вблизи лимба) пока не выявлено.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ'

В пяти главах диссертации изложена концепция, согласно которой в тонкой структуре хромосферы "записана" информация о характеристиках магнитного поля в солнечной атмосфере, условиях равновесия вещества в короне и законах его движения. Ото представление основано на том, что как в хромосфере, так и в короле в активных областях магнитная энергия доминирует над всеми другими видами энергии. ' В результате, движения вещества, распределения плотности и давления в той или иной мере контролируются магнитным полем. Наблюдаемая картина фибрилл, нрг-дстаачяет собой фактически юрту вертикальной компоненты векторного потенциала а линии, ортогональные фибриллам, - изолинии скалярного потенциала и (в том случае, если он существует). Необходимо только научиться расставлять численные значения 'па изолиниях - и мн получим полное описание ноля. Разработка методов и алгоритмов такого расчета - важнейшая часть диссертация.

В условиях лгалоети всех яллов эпоргкк во сравнения с магнитной, в уравнении движения вещества в кероне, з частности протуберанцев, отсутствуют все члены, кроме магнитного, а последний моисет быть выражен чероз компонента вектора

ю

в на поверхности хромосферы. Таким образом, в структура хромосферы, отражающей структуру магнитного поля, должны проявляться напряжения магнитного поля, ускоряющие вещество и приводящие к эруптивным процессам. В этом, на наш взгляд, перспективность данных исследований.

Перечислим основные результаты и выводы:

1. Показано, что сравнительно медленные движения вещества (< 30 км/с) могут быть интерпретированы как вмороженные или дрейфовые при изменениях потенциального магнитного поля. Ограниченность дрейфового приближения обусловлена различием на 1-2 поряд!са характерных времен изменения магнитного поля на фотосферном уровне и движения в коране. Благоприятные геометрические ф-iifTopii могут п несколько раз увеличить скорость движения при той же быстроте изменения поля.

2. Предложена модель образования направленного вдоль магнитного поля нестационарного течения хромосферного вещества при сжати;: силовых трубок растущим магнитным поле:!. Задача сводится к одномерным гидродинамическим уравнениям, н которые ...сбавляется дополнительный член, ответственный зс non-jpe-noe движение, ¡вызываемое магнитными силами. Численное pei.'-ii -i показывает, что для достижения высоты, плотности к ск .сти, характерах для возвратных выбросов, требуется измените поля, величиной ~ 100 Гс с характерным временем s 300 с.'

3. Приведены наблюдения хромосферннх структур, содержащих признаки наличия в них электрических токов. К ним относятся спиральные суперполутени пятен и жгутовые волокна. Прослежена эволюция тока волокна в активной области hr 1 от появления полокна на восточном лимбе до исчезновения тока после попытки. Величина тога менялась от а-ю10 А до зю11 л

4. При быстр}« движениях вещества, наблюдаемых, например при зруициях волокон, связь между изменениями поля в фотосфере и движениями имеет нелинейный характер. Предложена модель эрупцин волокна с сильным током при потере устойчивости его равл(..весил во внешнем поле. Кинематика такого

движения не зависит от быстроты изменения фонового поля, а величина ускорения не ограничена значением <л0.

5. Решена самосогласованная задача о распределении плотности тока в двумерной модели волокна. Требование одновременного выполнения условия вертикального равновесия волокна как целого и баланса даяпешш внутри и снаружи волокна приводит к противоречащим друг другу величинам тока в ролокге. Показано, что в двумерном случае Спри отсутствии продольной составляющей поля) затруднительно осуществить устойчивое равновесие внутри протуберанца, имеющего форму тонкого вертикального слоя.

6. На основе построенного решения типа (гг рассчитаны движения на поверхности фотосферы, приводящие к образованию из однородного ноля конфигурации с продольным током. Движения тлеют характер одвига и растекания или сгребания плазмы к линия раздела полярностей в зависимости от вида эволюции токовой системы.

7. Получены уравнения движения волокна в интегральной форме, содержащие только значения магнитного поля на поверхности хромосферы. С их помощью рассчитывается высота убегания волокна в поле активной области и находится интеграл! энергии волокна. Показано, что наблюдаемые изменения скорости эруптивных протуберанцев при их удалении от' лимба могут быть получены из закона сохранения энергии волокна в модели инверсной полярности.

8. Показаны способы решения обратной задачи о поле по данным о тонкой структуре хромосферы как при отсутствии особых точек поля г внутри исследуемой области, так л при их наличии. Для потенциального поля задача приводится к одномерному интегральному уравнению Фредголша первого рода, решение которого может быть найдено чнсдешю о помощью методов регуляризации.

9. Предложен метод графического анализа магнитных полей вблизи особых точек, позволяющий получить такие характеристики поля как соотношение между моментами поля, соотношение между токовой и потенциальной частно. Он заключается в про-

велении касательных к направлениям волоконец на окружности, концентричной с особой точкой. Огибающая семейства касательных - чувствительный индикатор свойств поля. Сравнение ее формы с трехпараметричеокой расчетной таблицей определяет значения цар-дметров.

10. Обнаружены седловые точки тангенциального магнитного лоля в хромосфере и короне. Положение седловых точек характеризует крупномасштабную структуру магнитного поля активной области, а угол между аоимптотамн - величину плотности тока.

Основное содержание диссертации изложено в следующих

работах:

1, Дел 0. Е., Нолоденосий Н. М., Филиппов Б. П. Вспышечннй выброс на Солнце по фильму в н<*. // ДАН. 1881. Т. 25?. С. 305-309.

2, Филиппов Б. П. Быстрые движения в атмосфере Солнца н изменения магнитных полей. // Письма в Астрон. журн. 1981. Т. 7. С. 748- 752.

3. Филиппов Е. 31. Динамические явления в солнечной короне и изменения магнитного поля. // Проблемы физики солнечных вспышек. М. : ИЗМИРАН, 1983. С. ]09-1.15.

4. Платов Ю. В., Филиппов Б. П. Исследование динамики возвратных выбросов па Солнце. // Астрон. журн. 1984. Т. 61. С. 549-556.

5/ Куликова Г. Н., Молоденский М. Ы., Филиппов Б. П. Определение структуры магнитного поля активных областей по ориентации волоконец. // Солнечные данные. Л. : Наука, 1986. № I. С. 57-64.

6. Молоденский М. М. . Филиппов Б. П. 0 движении волокон в магнитном поле активных областей // Вюлл. Абастуманской астрофиз. обе. 1985. Т. 60. С. 135-143.

?. КорЕиенко Г. И. , Молоденский Ы. М. , Филиппов Б. П. Описание выбросов плазмы лз активных областей дрейфом в скрещенных

гг

полях // Физика солнечных вспышек. М. : МЗМИРАН, .'986. С. 170-179.

8. Куликова Г. Н., Молоденский H. М., Старкова JÍ. И., Филиппов Б. П. Токи в активной облаоти "R ico27 ц0 дашшн наблюдений. // Солнеч1ше дашше. Л. : Наука, 1986. № 10. С. 60-66.

9. Молоденский M. М., Старкова JI. И., Филиппов В, П. Параметры магнитных полей пятен, определяемые по структуре сулерпо-лутени. // Солнечные дашше. J¡. : Kayica, 1987. If 4. С. 70-78.

10. Молоденский М. И., Филиппов Б. П. Быстрое движение подокон в солнечных активных областях. // Аотрон. жури. 190?. Т. 64. С. 825-835.

11. Молоденский М. М., Филиппов Б. Л. Быстрое движение волокон а солнечных активных областях. 11 // Аотрон. журя. 1907. Т. 64. С. 1073-1068.

12. Молоденский М. И. , Филиппов В. П. Быстрое движение волокон в солнечных активных областях. Поле с продольным током. // Аотрон. журн. 1988. Т. 65. U. 396-403.

13. Молоденский М. М., Филиппов В. Л. Еыетрое движение волокон в солнечных активных областям. Интегральная форма равновесия. Устойчивость. // Астрон. журн. 1968. T. 65. С. 1047-1058.

14. Куликова Г. Н, Молоденский М. М., Филиппов' Б. П. Особые точки поля в хромосфере и решение обратной задачи о структуре полей активных областей. // Солнечные данные. JÍ. : Наука, 1987. il- 7. С. 88-94.

15. Молоденский M. М.. Филиппов Б. П. Быстрое движение волокон в солнечных актив1шх областях. Интегральная форма уравнений движения. // Астрон. журн.- 1989. Т. 66. С. 1049-1061.

IÔ. Молоденский H.H., Филиппов В.П. Модель эруптивного протубершша. // Тезисы Всесоюзя. конф. "Физика Солнца", Алма-Ата, 198?. С. 18.

17. Mololdi?nsVy M. M. . SLarkova I.. I. . Fi 1 i ppov B P. rvt^rml-ni rvg sur-ispot nugnet t с field parameters from th*? jp-^г -umbra structure. //• Sol^r injgrwtlc ilnlds and corona,

Novosibirsk: Nauka,lQ89. P. 1Q3-197.

18. Kulikova G.N. Mololdensky M. M. , Starkova L. I. . filippov B. P. On electric currents in the active region HR 16927 //• Solar magnetic fields and corona. Novosibirsk: Nau-ка.ЮвЭ. P. 1SÜ-162.

19. Куликова Г. H., Ыолоденский М. М., Филиппов Б. П. О структуре магнитных полей активных областей. // Астрон. жури.

1989. Т. 66. С. Í27I-I283.

20. Куликова Г. Н., Молоденский М. М., Филиппов Б. П. Определение структуры магнитных полей активных областей в задаче с особыми точками. // Астрон. ж урн. 1990. Т. 6?. С. 6576.

21. Молоденский М. Ы., Старкова JI. И.. Филиппов Б. П. Седловые точки магнитных полей в атмосфере Солнца. // Астрон. журн. 1990. Т. 67. С. 622-630.

22. Молоденский М. М., Филиппов Б. П. Обратная задача о структуре магнитного поля активных областей. // Исследования по физике Солнца. Тезисы всесоюзн. конф. Ашхабад: Ылым,

1990. С. 17-18

23. Ыолоденский И. tí., Старкова JI. И., Филиппов Б. П. Особые точки тангенциального магнитного поля в атмосфере Солнца. // Исследования по физике Солнца. Тезисы всесоюзн. конф. Ашхабад: Ылым. 1990. С. 76-77.

24. Молоденский М. М., Старкова JI. И., Филиппов Б. П. Определение параметров магнитных полей пятен по структуре суперполутени. // Астрон. журн. 1991. Т. 68. С. 612-624.

25. Филиппов Б. П. 0 структуре магнитного поля активных областей. Однородная обратная задача. // Астрон. журн.

1991. Т. 68. С. 1299-1309.

26. Иолоденский И. И., Филиппов Б. П., Шилова Н. С. Быстрое движение волокон: эруптивные протуберанцы. // Астрон. журн. 1992. Т. 69. С. 181-192.

27. Молоденский М. М., Филиппов Б- П. Магнитные поля активных областей Солнца. М.: Наука, 1992. 152 с.

28. Филиппов Б. П. 0 распределении плотности тока в двумерной модели протуберанца. // Астрон. журн. 1Э93. Т. 70. С.

422- 429.

29. Филиипое Б. П. Продольное движение вещества в солнечной

атмосфере под действием магнитного сжатия. // Астрон.

журн. 1993. Т. 70. С. 1083-1089,

О?""'"