Структура магнитного поля активных областей солнца и эруптивные явления тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ ЗЕМНОГО МАГНЕТИЗМА, ИОНОСФЕРЫ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ РАДИОВОЛН

^ 1 На правах рукописи

УДК 523.98

ФИЛИППОВ Корне Петрович

СТРУКТУРА МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ СОЛНЦА И ЭРУПТИВНЫЕ ЯВЛЕНИЯ

01.03.03 -'Гелиофизики и физика солнечной системы

Лпгорефераг диссертации ни спискам»? »-¡смой «пепени доктора ф тчко-мат с>!ат»г»сскнч »тук

Москва 1997

Работа выполнена в Институте немного магнетизма, ионосферы :< распространения радиоволн РАН

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор

Могилевскии Э.И. доктор физико-математических наук, профессор

Веселовский И.С. доктор физико-математических наук, профессор

Соловьев А. А.

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН Санкт-Петербург, Пулково

Защита состоится "(О "сиг. и // час. Зо мин. на заседании Диссертационного совета Д 002.83.02 при Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН. Адрес: 142092, г. Троицк, Московской области, ИЗМИРАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН

Автореферат разослан

Ученый секретарь Диссертационного совета

кандидат фих-мат. наук — Е.А.Ерошенко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА ГАБОТЫ

Актуальность проблемы. Неизменность основного энергетического потока солнечного излучения обеспечивает лостоянсп'о климата на Земле. Солнечная постоянная действительно является такопой с большой точностью (до ~ 0,4 '.'■>). Однако такая стабильность имеет место не по всем спектре злектроуагннтного излучения, и уж совсем не свойственна корпускулярному испусканию. В потоке солнечного ветра различают три компоненты, по разному ведущие себя во времени:

1) непрерывное истечение из короны над всей иоперхностыо Солнца:

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

3) кратковременные выбросы плазмы.

Последние окап.шают наиболее значимое вочдействие на элекгромаг-ннтнме процессы и околоземном пространстве. поскольку имеют наибольшие плотность и скорость, генерируют ударные волны в межпланетном пространстве и начинаются внезапно.

Исследование выбросов вещества в короне (гранзнентоа) при помощи орбшальных коронографов показало, что среди явлений солнечной активности в нижних слоях атмосферынаиболее тесно связанными с ними являются эруптивные протуберанцы. Самые мощные и быстрые короналыше транзиенты обычно бывают при вспышках, однако они сопровождая»«! и эруптивными явлениями, доля энергии которых (вместе с ударными волнами) в общем вспышечиом энерговыделении оценивается не менее, как в 50%. Возможно, эрупции протубе-ранцег- и короналыше выбросы представляют собой проявления на разных уровнях солнечной атмосферы единого процесса перестройки магнитной конфигурации в то время как оптическое излучение вспышки, как полагает ряд исследователей, - вторичный эффект. Та-

кнм образом, для физически обоснованного прогнозирования лшгнр тосферных возмущений необходимо разобраться в причинах и характере чруп и!иных явлении на Солние.

Равновесие протуберанцев (волокон) контролируется магнит* ным полем. Изменения поля меняют положение равновесия, вызывая движение волокон, и могу! сделать его невозможным вообще. Связь изменений поля с движениями в короне - одно из главных направлений настоящего исследования. Наиболее неясным в данном вопросе является несоответствие характерного ьремени изменения поля и характерного времени изменения положения волокон. Если'для первого типичным значением служит величина - 105 сек (известны наблюдения и более быстрых изменении, но, как правило, мелкомасштабных), то для второго ~ 103 сек. Следовательно, между изменениями поля и движением существует не простая линейная связь. В работе исследуется модель рапновссия волокна, которая, с одной стороны, проста и наглядна, а, с другой,- демонстрирует важные нелинейные свойства, обусловливающие катастрофическую потерю устойчивости волокном и его движение с ускорением, превышающим ускорение свободного падения на Солнце.

Измерения магнитных полей на Солнце ведутся во многих обсерваториях мира. Достаточно надежны и доступны лишь измерения продольной составляющей поля, но не всегда с удовлетворительным пространственным и временным разрешением. Поэтому, хотя, как показано ь работе, движения в короче могут быть рассчитаны из данных об эволюции поля на поверхности фотосферы, осуществить такой расчет на практике не всегда возможно из-за нехватки информации о ноле. Вместе с тем, существует богатая база данных о поле, которая пока мало используется надлежащим образом, заключенная в ориентации фибрилл в хромосфере. Как известно, фибриллы вытянуты вдоль со-

ставлнюшей магнитного поля, тангенциальной поверхности Солнца. Тем самым, тонкая слрч'ктурп хромосферы представляет собой своеобразную карту направлении поперечной лучу зрения составляющей поля, как раз той, точность и iMcpciuni которой на основе зффекта Зеема-на мпннмпльна. В работе разрабатываются методы и алгоритм).' расчета поля над поверхностью хромосферы, мечодя из данных о тонкой структуре хромосферы. Особенностью такого подхода япл.чется то. что пространственное разрешение ограничено, a принципе, только paspe-шепнем телескопа, а временное разрешение .может оппедедп:i,c;< инзер-налом мехе;у парой снимков. Предлагаемый метод может сушест пенно дополнить данные магнитографических измерений, н, kjjomc того, бы п. единственным источником информации о структуре поли и ¡ ом случае, когда прямые измерении отсутствуют. Эго особенно »ажио при анализе явлений активности, накопленных а архива* патрульных наблюдении хромосферы, когда измерении полей были эпизодическими.

Цс.'м работы состояла п том. чтобы на основе данных о направлении фибрилл в хромосфере определить магнитное поле в и короне и его изменения с В/с) /, а затем найти компоненты максвелловского тензора суи и силу F, действующую па подокно. В этой программе исследований .можно выделить следующие отдельные задачи.

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

2. Изучение связи изменении поля на хромосферном уровне с движения vit вещества и короне.

3. Исследование условий равновесия протуберанцев в магнитном поле.

4. Определение магнитной конфигурации, поддерживающей вещество протуберанцев в короне. -

-ь-

5. Исследование механизма эрулцнн волокон и аффектов, вызываемых подьемом волокна в короне н хромосфере.

Научней! новизна заключается в том что:

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

2. Впершие обнаружены седловые особые точки в солнечной атмосфере и показано их значение дтя исследования магнитных полей активных областей.

5. Найдены новые свидетельства инверсной полярности волокон, заключающиеся в существовании сепаратрис, параллельных волокнам, в ноте направлений фибрилл.

4. Разработана оригинальная модель корональных выбросов, инициируемых эруптивными протуберанцами.

5. Пре;ь:ожеи новый механизм образования эмиссионных лент при эрупции волокна.

Практическая ценность работы.

В диссертации показано, что эруптивный процесс, являющийся причиной возмущений межпланетной среды, оказывающих влияние на магнитосферу Земли, возникает при катастрофической потере устойчивости волокном, когда ток в нем достигает критического значения. Проявлен::] токов, в принципе, наблюдаемы, и контроль затоками волокон :.нгл'от быть полезен для прогнозирования эрупцин.

Предложенный метод расчета поля на основе данных об ориентации фибрилл существенно дополняет результаты прямых измерений, а в тол: случае, когда такие измерения отсутствуют, является незаменимым нет очником .нпформац; гн о структуре поля.

Обнаружение седлсвых точек в хромосфере служит подтчержде-нпем того, что структура хромосферы контролируется векторным полем, а вид седла (угол между сепаратрисами) связан с величиной плотности тока.

Положения выносимые па л.и/пту :

1. Решена задача расчета структуры магнитною поля в короне по данным оо ориентации хрсмосферных фибрилл и положении линии раздела полярностей.

2. Впервые выявлены хромосфериые образования, соответствующие седловым особым точкам ташсоциально: о магиигного поля, которые демонстрируют границы распределения магнитных потоков. Геометрия седла характеризует относительную величину вихрении соетанлчющей поля. Показано, что и центре седлог.ых короилльных структур, наблюдаемых п мягком рснпенонском излучении, существуют небольшие короиальные дыры, свидетельствующие о »«потенциальности магнитного поля » этих областях.

3. Найдены новые доказательства инверсной полярности волокон, заключающиеся в наличии в структуре хромосферы сепаратрис, параллельных подокнам.

4. Разработана модель коронального выброса инициируемого -фупнией волокна. Сложная структура гранзиента, состоящая из внешней петли, полости и плотного ядра создается вмороженным движением корональкой плазмы в поле движущегося волокна, описываемого известной моделью инверсной полярности.

5. Разработана модель возвратных выбросов, образуемых магнитным сжатием в хромосфере, и модель формирования эмиссионных лент в хромосфере за счет изменений магнитного поля, сжимающего хромосферную плазму при эрупцни волокна.

-s-

Личиъш ак:ик) пег,юра.

Примерно треть наблюдений. использованных в диссертации подучены автором пли нри его непосредственном участии в организации .ч проведении, экспериментов. Еще около треп: данных отобрано из негамшов фильмотеки [слнофизической лаборатории ИЗМИРАН, любезно предостанленных ее руководством. Остальные снимки взяты из лтерачуры.

В работах, выполненных в соавторстве, вклад автора в основном соответствует его относительной доле в численности соотвсг-ствующсч) авторского коллектива. В частности: им была предложена идея модели волокна с сильным током, выполнены 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 траектории. Автором впервые было обращено внимание на хромосфериые образования, соответствующие се.гтовым особым точкам магнитного поля, предложен метод решения обратной задачи о поле при наличии особых точек, сделаны оценки величины токов по их'внутренней структуре и кинематике, выполнены расчеты скоростей на поверхности фотосферы, ответственных за формирование жгутовых структур и их эволюцию.

Апробация,

Основные результаты диссертации докладывались на IX ленинградском международном семинаре по космофизнке (1977), Bcecoioi-ных семинарах "Актуальные проблемы физики солнечных вспышек" (Троицк, 1981; Рига, 1983), Совещании секции протонных событий Со-

»era "Солнце-Земля" (Лл.ма-Ата, ! 982), Всесоюшых конференциях "Физика Солнца" (Алма-Ата, 1987; Ашхабад, 1990), Всесоюзной научной школе памяти Г.М.Никольского (Абастумани, 1984), Консульта-швном совещании КАП Г пп физике Солнна (Одесса, 19HS), 1!7 Коллоквиуме MAC (Хвар, Югославия, 19159), Всесоюзном семинаре по солнечным протуберанцам (Ленинград, 1989), Юбилейной конференции памяш А.Б.Сенерпого "Магнсшзм Солнца и звезд" (Крым, 1993), XII и XIII школах-семинарах "Космическая электродинамика и физика Солнца" (Пущино-на-Оке, 1995; Москва, 1996), Рабочей группе "Теоретические и наблюдательные проблемы, связанные с солнечными затмениями" (Синая, Румыния, 1996), Ш симпозиуме SOLTIP (Пекин, КНР, 1996), 165 Коллоквиуме MAC (Асуа, Франция, 1997), научных семинарах ИЗМНРАН, ФИ M l, ГАО, ГА И III, КГУ.

По теме диссертации опубликовано 42 работы в том числе монография.

Структура и объем работы.

Диссертации состоит и» введения шести глав, заключения и библиографии. Общий объем составляет 362 страницы, в том числе 97 рисунков, 5 таблиц. Список цитированной литературы содержит 31& наименований.

СОД Е РЖЛ ПНЕ Г'Л БОТ Ь!

ГЛАВА 1. ОБРАТНАЯ ЗАДАЧА О СТРУКТУРЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ХРОМОСФЕРЕ И КОРОНЕ.

Тонкая структура хромосферы часто используется для контроля правильности расчета магнитных полей по данным измерений в фотосфере. Вместе с тем, поскольку прямые измерения полей не всегда имеются, »ошикает вопрос насколько полно "записана" информация о поле в хромосферной структуре и нельзя ли на оспонс только таких данных рассчитать поле п хромосфере н короне 1 Такую задачу, о нахождении поля по заданным силовым линиям, называют обратной задачей о геометрии поля. Она исследуется в перноп главе диссертации. В общем случае произвольного поля она имеет неоднозначное решение, мо при наложении определенных условий на поле, например усло-1ШЯ гармоничности, может быть найдено единственное (с точностью до множители) ре|иепме-

Потенциальное поле полностью определено, если заданы направления т тангенциального вектора и некоторой замкнутой и одно-епязнон области плоскости И значения поля на границе области. После нахождения ннтегрпруюшсго множителя ц для выражения элем ел та длины сидешон линии сН=гл&к+т> с!у задача нахождения поля во с.еем полупространстве над хромосферой сводится к краевой задаче Дирихле-.

Ц п. 1.-+ решена однородная обратная задача для потенциального подл, 0 которой исходными данными служат поле направлении е И положение линии раздела полярностей. Поле находится решением одномерного интегрального уравнения Фредгольма первого рода с применением методов регуляризации. Алгоритм расчета продемон-

■лрнропак па модельной задаче, имитирующей типичную длч солнечных условий биполярную область.

При наличии особых точек поля т в области, 1! которой ищстся решение, то есть точек, в которых некгор е не определен, предлагается другой способ решении обратной задачи, Поле представляется суммой полей точечных нсточиикои, координаты н величины которых находятся из решете.; алгебраической системы уравнении, составленной из условий равенст ва нулю тангенциального поля в особых точках. Важную роли при тгом играют особые точки тина седло. Их положение определяется крупномасштабной (для актианой области) структурой поля, и поэтому является ее чувствительным индикатором. Расчет поля активного комплекса НК. 16862-16864 показывай достаточно хорошее соответствие с измерениями продольной компоненты.

ГЛАВА И. ОСОБЫЕ ТОЧКИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА.

Для решения обратной задачи о структуре поля имеет существенное значение есть ли в рассматриваемой области особые точки поля направлении т или нет. Поскольку поверхность хромосферы в пределах активной области можно считать плоскостью, то речь идет об особых точках двумерного плоского поля. Третья, нормальная компонента поля, вообще говоря, отлична от нуля, поэтому особые точки тангенциального поля - это такие точки, где поле нормально к поверх-юсти хромосферы. Вторая глзвя посвящена изучен»» особых точек -аш енцйального магнитного поля з солнечной атмосфере.

Из теории обыкновенных дифференциальных уравнений извсст-о, что основными особыми точками двумерного векторного поля яв»

ляю'тся: узел, фокус, центр и седло. Особенное;'!! типа узел и фокус хорошо известны среди хримосферных образований как розетки н суперполутени пятен и связаны с экстремумами продельного магнитного поля. Поведение интегральных линий вблизи особой точки, определяющее, в конечном >«тоге, ее тип, позволяет судить о некоторых общих свойствах поля в ".той области, например о соотношении между моментами поля (дппольным, квадрупольным п т.д.), об относительном весе токовой составляющей поля.

В п. 2.1 описан метод графического анализа полей вблизи особых точек, позволяющий определить интегральные характеристики поля. ívleгод заключается в получении огибающей семейства касательных к направлениях: фибрилл на окружности, концентричной с особой точкой. Форма огибающей является чувствительным индикатором свойств пиля. Так, для поля заряда огибающая вырождается в точку, для аксиально симметричного поля с ненулевым вертикальным током огибающая - окружность с радиусом, пропорциональным величине тока,'для дчполя огибающая имеет вид двух сложенных эллипсов.

Форма огибающей рассчитана для поля типа П1", зависящего от трех параметров, меняющихся в достаточно широких пределах. Такое поле при соответствующем выборе параметров вполне может моделировать типичные поля пятен. Сравнение формы огибающей для реального поля пятна с расчетной позволяет определить интегральные характеристики поля.

Описаний структур типа седла в хромосфере до выхода в 1990 г. работы автора совместно с М.Молоденским и Л.Старковой в литературе не встречалось. Хотя на некоторых опубликованных фильтро-граммах с высоким разрешением такие структуры можно обнаружить. В п. 5.2 приведены снимки хромосферы, полученные автором и взятые из литературы, на которых хорошо видны седловые точки. Как отлю-

- ¡:.-

чалось, положение седел являете:; чувствительным индикатором крупномасштабной структуры поля активной области, к эти данные валим для решения обратной задачи. Кроме того, сам вид седла (угол между его сепаратрисами) даст информацию о наличии или отсутствии тока м окрестностях особой точки. 3 потенциальном поле сепаратрисы седло-пых точек всегда ортогональны; чем больше плотность тока - тем больше y¡ о л между сепаратрисами отличается от прямого. Среди наблюдавшихся седел непрямоугольных (с учетом искажений из-за проекции при расположении области вблизи лимба) пока не выявлено.

Ма рентгеновскиv изображениях Солнца, получаемых на спутнике Yohkoii. довольно час:о присутствуют седлоиые структуры, центральная часть которых темная, то есть является короиальнон дырой. Очертания дыры имеют вид астроиды или креста. Сопоставление с картами магнитных полей покатывает, что седловые корональные дыры возникают в ¡аиирутольнои конфигурации магнитного поля, вероятно, именно поэтому корональные седла наблюдают см » приэкваториальной тоне, где комбинация полей активны;; областей северного и южного полушарий чаще, чем где бы то ни было, может создать необходимую конфигурацию. Хотя таким высокая степень симметрии кажется маловероятной, она может существовать длительное время; отдельные седла наблюдаются на протяжении -1-5 оборотов Солниа.

Расчет вида силовых линии для простых моделей свидетельств -ст, что невозможно получить область открыты.", силовых линий, похожую по форме на кпрональное седло. Обычные нулевые точка мап><г:-пою поля, возникающие, например, мелщу двумя пятнами одной пс-лярности и проявляющиеся в структуре хромосферы, не могуг еозднт • корональмого седла, так как закрываются сверху петлями силовых линий. В квадруиольпоП конфигурации силовые линии имеют необходимую геометрию. но в центральной части, где должна располагаться;

кпрональиая дыра, псе снлог:,!с линии закрытые (креме особой нулс-ьун линии яа оси симметрии) при любом положении поверхности источника. По-видимому, несмотря на то, что силовые линии в центральной части изначально замкнутые, дойду слабости поля вблизи нулевой липни, оно не в состоянии удержать горячую короиальнугз плазму, которая расширяется, увлекая за собой поле и формируя коро-иальпую дыру. Ни при каком положении поверхности ксточпщсг расчет потенциального поля ¡¡е может смоделировать такую магккп'уш конфигурацию.

ГЛАВА Ш. ТОШС-'Л:СТРУКТУРА йОЛОКОК II ГЕРНЛЕГАСОЕЦЕЙ ХРОМОСФЕРЫ.

'] начале третьей глевь; приводятся данные наблюдений, содержащие свидетельства наличия электрических токо» в солнечной атмосфере. К ним относятся хаугозая структура волокон и спирального сулерподутеии пятен. Вожчшгг тоха з активной области НИ 16927 к моменту начала с ¡¡ей ссздшгссс оценивается в 3 • 10" А.

Г» п. 3.3. ебсузкдаготся дза тала ыапштной поддержки волокон гсд поиертостыэ хромосффы. В персом, представляемым моделью ЕСг'.ззпенхана-Шлготера, сила Лоренца, с которой поле гаадфотегфервш: ггеючиакоз азанмодействует с током, протекающий в шш&г, ка-ирдцдела вверх и уравновешивает силу тяжести. Со «торой, шредег»^-Лйемым моделью ¡Суперуса-Рааду, поле подфотосфершлх исгочшижв прижимает ток .волокна к фотосфере, а поддерживающей силой является отталкивание тока от индуцированных им же на осфере поверхностных токов. Эти два типа равновесия вотокоь . азличаются не только направлениями токов, но и их относительг : величиной. В

псрвом - ток мало иозмущает ({юг.оьос поле, так что поле внутри протуберанца в основном определяется подфотосфсрными источниками. При рапноиесни агорою типа поле тока должно быть доминирующим внутри волокна и на удалении от него па расстояние, сравнимое с вы-сотон 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 модификации модели Киппенхаиа-Шлютсра - моделей нормальной полярности. Прямые измерения магнитных полей в протуберанцах обнаруживают и гот и другой случай. В п. 3.4. рассматривается, какие аргументы в пользу того или другого способа равновесия можно извлечь из наблюдении структуры хромосферы вблизи волокон. Некоторые выводы можно сделать на основании исследований С. Мартин о магнитной структуре волокон. Во-первых, "хвосты" розеток вблизи волокон всегда направлены под некоторым углом от нейтральной линии. Значит поперечная компонента поля здесь противоположна фоновой. Во-вторых, поско тьку "ножки" волокон представляют собой пучки ни теп выдающихся из основною тела волокна, то по ич ориентации мижно определить направление поперечного поля. Наконец, в третьих, "ножки" никогда не укореняются в местах концентрации фонового магнитного потока - узлах хромо-сферной сетки. Напротив, они избегают их.

Нами замечена еще одна особенность структуры хромосферы вблизи волокон, которая важна для выяснения магнитной конфигурации а зоне линии инверсии. На многих фильтрограммах, можно видеть, что фибриллы с одной стороны волокна (а на Некоторых с обеих строи) располагаются "елочкой", образуя структуру, которая похожа на сепаратрису вблизи седла. Фибриллы искривлены таким образом, что в центральной части структуры они вытянуты вдоль волокна. Это

озиачает, что ось симметрии "елочки" представляет собой линию, на которой компонента магнитного поля, поперечная волокну, обращается в ноль.

Модели нормальной полярности не предполагают наличия каких-либо особенностей в тангенциальном поле под волокном. Наоборот, существование сепаратрисы является прямым следствием выполнения условии равновесия для моделей инверсной полярности.

ГЛАВА IV. РАВНОВЕСИЕ И ЭРУПЦИЯ ВОЛОКОН ИНВЕРСНОЙ ПОЛЯРНОСТИ.

В четвертой главе анализируются условия равновесия волокон инверсно/! полярности в двумерной и трехмерной геометрии. В п. 4.1. на простои двумерной модели волокна с,сильным током показано, что при превышении током критического значения, равновесие становится невозможным, и происходит эрупция волокна. Кинематика движения не зависит от быстроты изменений фонового поля, н величина ускорения не ограничена значением % . Таким образом, в рамках этой модели получает разрешение противоречие между сравнительно медленными изменениями поля в фотосфере и быстрыми движениями в короне.

В п. 4.2. решается самосогласованная задача о распределении плотности тока в двумерной модели протуберанца. Заданными полагаются магнитное поле подфотосферных 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 существен-

- j7 -

ное ограничение на вертикальный размер слоя. Он должен быть того же порядка, что и его толщина.

В п. и .{.4. рассмотрена модель, в которой волокно представляет собой растяжимый контур с током, находящийся во внешнем магнитном поле. Направление тока соответствует моделям инверсной полярности. Концы волокна закреплены на фотосфере, которая полагается плоской жесткой поверхностью с идеальной проводимостью. Внешнее поле, ортогональное плоскости в которой находится контур, задается однородным диполей, расположенных под поверхностью фотосферы.

Численное решение уравнений движения с добавлением искусственной диссипации позволяет найти стационарное состояние, которое соответствует устоичипаиу положению равновесия волокна. Закрепление концов волокна на проводящей поверхности вынуждает прилегающие к ним участки ориентироваться почти нормально к поверхности. При малой относительной величине продольного поля,

обеспечивающего натяжение вдоль волокна, это приводит к образова-

i

мшо петель у концов волокна. Таким образом силовая трубка, а которой заключено волокно оказывается с прогибом в центральной части. Именно такой прогиб являете:! одним кз необходимых условий накопления холодного плотного пещества протуберанца высоко в короне.

В убывающем с высотой внешнем поле (диполя или нескольких диполей), как и для двумерных моделей с прямым током, существует критическое значение тока, при превышении которого равновесие ста-нопится невозможным. Небольшое изменение внешнего поля или тока вблизи критического значения вызывает катастрофический процесс эрупции, начинающийся в той части волокна, которая расположена выше других над фотосферой. .

Если фоновое поле минимально г. средней части волокна, то эрупцня может произойти в этом месте, вовлекая тем меньший участок волокла, чем слабее натяжение продольного поля. Учет закона индукции, заключающегося в данном случае в сохранении магнитного потока между волокном и фотосферой, оказывает на волокно стабилизирующее деисг«ие и ограничивает скорость эрупцни.

ГЛАВА V СВЯЗЬ ДВИЖЕНИЙ ВЕЩЕСГВА В КОРОНЕ С ИЗМЕНЕНИЯМИ В ХРОМОСФЕРЕ.

В модели полокна с линейным током равновесная конфигурация магнитного поля имеет характер ilT. Ток находится п точке, где поле равно нулю. В пятой главе решение с распределенными токами, удовлетворяющее условию ЯГ, составляется из известных решений в двух областях: внутренней, в которой j # 0, и внешней - области потенциального поля. На границе, имеющей достаточно простой вид (в данном случае она представляет собой цилиндрическую поверхность), оба поля могут быть сшиты таким образом, что не появляется поверхностных токов. Имеется свободный параметр а, эквивалентный току, н его изменение может быть прослежено во времени.

• Рассчитаны движения на поверхности фотосферы, приводящие к образованию из однородного поля структур с продольным током. Движения имеют характер сдвига {тира), а также растекания или сжатия к линии раздела полярностей в зависимости от вида эволюция токовой системы. Именно такого типа движения наблюдаются вблизи волокон в линии C!V Х - 15-18 А.

Получено уравнение движения волокна в интегральной форме. Преимущество уравнений движения в интегральной форме перед

обычиымп yp^n::c;:t::i.Mi: дппженпя т.олокна заключается в том, что в oui,i4!ti.!o уравнения »ходят ¡j.'::;!':;относящиеся к месту, где локализовано волокно, :: интегральные же соотношения входят компоненты поля на поверхности хрсмосфсры, доступные измерениям. Кроме ¡ото, для них совершенно несущественны распределения плотности яешестиа и т ока в волок;ге.

Мнтетрллыюе условие равновесия использовано для определения высоты убегания подокна 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 г.озможность получить соотношение параметров, при котором равновесие имеет место и когда оно ст."!renn тс:: невозможным.

Рассмотрен интеграл энергии волокна. Показано, что наблюдаемые изменения скорости эруптивных протуберанцев при их удалении от лимба легко могут быть подучены из закона сохранения энергии волокна в магнитном i; гравитационном полях в модели инверсной полярности. На основании исследования кинематики эруптивного протуберанца, наблюдавшегося 30 июня Ш9 г,, делается оценка его тока 1 = 7* 10м А, близкая к оценке яшгояш Ü згого то», аздгзге-!юн по спнралыюсти его структуры I = 5 -10 л А.

П. 5.5. посвящен движениям, которые, по всей сндимосп;, ггд> правлены вдоль силовых линий. Это движения возвратных выбросов, ягикул, движения в послевспышечных петлях, арках всплывающего магнитного потока ч т.д. Хотя магнитное поле не оказывает влияния па движение вдоль силовых линий, его роль может быть определяющей в процессе формирования таких струи. В п. 5.5.2. предложена модель образования нестационарных струнных Течений вдоль магнитного поля п результате сжатия силовых трубок растущим полем. Численное

решение гидродинамических уравнении, з которые введен дополнительный член, представляющий магнитное сжатие, покатывает, что для достижения скоростей в десятки км/с и подъема хромосфсрного вещества в вертикально:'! трубке до высот ~ 100 тыс. км необходим локальный рост коля с характерным временем < 300 с.

ГЛАВА VI. ПОСЛЕДСТВИЯ ЭРУПЦИЙ ВОЛОКОН.

Шестая глава посвящена эффектам, которые способен вызвать эруптивный протуберанец в окружающей короне и нижележащей хромосфере. Конфигурация магнитного поля соответствует модели инверсной полярности. В топ части короны, где магнитное давление поля токи больше тазового (р < 1), движение можно считать дрейфовым. Ею характер таков, что скорость возрастает по мере удаления от волокна. Такое движение приводит в разрежению плазмы и формированию полости вокруг полокна.

Однако величина тока в эруптивных протуберанцах, оцениваемая из наблюдений такова, что область fi < 1 имеет ограниченные размеры. Вблизи границы = ! происходит торможение вещества и как следствие - увеличение плотности. Накопление плазмы у поверхности !> - 1 приводит к формированию плотной оболочки, которую можно сопоставить с внешней петлей короиальиого выброса. Скорость перемещения уплотнения превышает скорость протуберанца. Соотношение между этими скоростями зависит от конкретного распределения поля, плотности, формы петли, протуберанца. Вообще, движение трапзиента в данной интерпретации определяется движением протуберанца, балансом сил, иозпеПстпующих на него. Двумерное: чис-

ленное моделирование наглядно демонстрирует процесс образования полости и плотной оболочки.

В п. 6.4. показано, что структура магнитного поля л модели волокна инверсной полярности и характер его изменения при эрупцин таковы. что поле скоростей при вмороженном движении плазмы создает области сжатия и разрежения также и в хромосфере. Положение областей сжатия, имеющим вид полос, параллельных волокну по обе его стороны, хорошо соответствует положению вспышечных лент. По мере подъема волокна области сжатия отодвигаются от волокна, что согласуется с раздпижением лент с развитием вспышки. Сжатие хромосфер-ного газа магнитным полем неизбежно должно сопровождаться его нагревом и повышением излучатсльнон способности, что, собственно говоря, и регистрируется как На вспышка. Механизм этот эффективен лишь на начальной стадии зрупции, поэтому кратковремснен. Как только волокно достигнет высоты, сравнимой с расстоянием между лентами, сжатие в хромосфере становится пренебрежимо малым.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В диссертант; изложена концепция, согласно которой в тонкой структуре хромосферы "записана" информация о характеристиках магнитного поля в солнечной атмосфере, условиях равновесия вещества з короне и законах его движения. Это представление оснозано на том, что как в хромосфере, так и в короне 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, представляет собой фактически карту вертикальной компо-

.»сигм ::екзорпого потенциала А?. , а линии, ортогональные фибриллам, - изолинии скалярного потенциала и (п том случае, если он существует), Необходимо только научиться расставлять численные значения на изолиниях - и мы получим полное описание поля. Разработка методов и алгоритмов такого расчета - важнейшая часть диссертации.

В условиях малости всех видов энергии по сравнению с магнитной. в уравнении движения вещества в короне, в частности протуберанцев, отсутствуют все члены, кроме магнитного, а последний может быть выражен через компоненты вектора В на поверхности хромосферы. Таким обраюм, в структуре хромосферы, отражающей структуру магнитного поля, должны проявляться напряжения магнитного поля, ускоряющие вещество и приводящие к эруптивным процессам. В этом, па наш взгляд, перспективность данных исследований.

Перечислим основные результаты и выводы:

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

ч 2. Предложен метод графического анализа магнитных полей вблизи особых точек, позволяющий получить такие характеристики поля как соотношение между моментами поля, соотношение между токовой и потенциальной частью. Он заключается в проведении касательных к направлениям волоконец на окружности, концентричной с особой точкой. Огибающая семейства касательных - чувствительный

ннднкаюр свойств no:::i. Сравнение ее форм;.! с трсхпараметрической расчетной таблицей определяет значения параметров.

3. Обнаружены еедловыс точки тангенциального магпн гного поля н хромосфере я короне. Положение седдовых точек характеризует крупномасштабную структуру магнитного поля активной области, а угол между сепаратрисами - величину плотности тока.

4. На рентгеновских изображениях Солнца найдены гедлоаые структуры, центральная часть которых темная, то есть является коро-нальнои дырой. Очертания дыры имеют :шд астроиды или креста. Расчет вида силовых линий язя простых моделей свидетельствует, что невозможно получить область открытых силовых линий, похожую по форме на корональное седло. Ни при каком положении поверхности источника расчет потенциального поля не может смоделировать такую магнитную конфигурацию.

5. Приведены наблюдения хромосферных структур, содержащих признаки наличия в них электрических токов. 1С ним относятся спиральные суперполутенн пятен и жгутовые волокна. Прослежена эволюция тока волокна в активной области HR. 16927 от появления волокна на восточном лимбе до исчезновения тока после вспышки. Величина тока менялась от 3-Ю10 Л до 3 -1011 А

6. Показано, что тонкая структура волокон и окружающей хромосфер!.! свидетельствует в пользу инверсной полярности поперечного осп волокна магнитного поля как в самом волокне, так и в соответствующем ему канале волокна.

7. При быстрых .'••шженпях вещества, наблюдаемых, например при .»рулинях волокон, связь между изменениями поля в фотосфере и движениями имеет нелинейный характер. Предложена модель эрупцин волокна с сильным гоком при потере устойчивости его равновесия во внешнем поле. Кинематика такого движения не зависит от быстроты

изменения фонового поля, а »сличила ускорения не ограничена значением й-

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

9. Исследована форма кривой, являющейся продольной осью волокна (протуберанца) инверсной полярности ограниченной длины, находящегося в положении равновесия во внешнем магнитном поле. Продемонстрирована возможность эрулцнн небольшого участка волокна при сохранении в равновесии большей его части. Предложен механизм образования прогиба а силовых линиях магнитного поля волокна. Существование такого прогиба являегся одним из необходимых условии накопления холодною плотного вещества протуберанца высоко в короне.

10. На основе построенного решения типа ЛИГ рассчитаны движения на поверхности фотосферы, приводящие к образованию из однородного поля конфигурации с продольным током. Движения имеют характер сдвига и растекания или сгребания плазмы к линии раздела полярностей в зависимости от вида эволюции токовой системы.

И. Получены уравнения движения волокна в интегральной форме, содержащие только значения магнитного поля на поверхности хромосферы. С их помощью рассчитывается высота убегания волокна н поле активной области и находится интеграл энергии волокна. Показано, что наблюдаемые изменения скорости эруптивных протубе-

ранцем при их удалении от лимба могут быть получен!.? in закона сохранения энергии волокна » модели инверсной полярности.

12. Предложена модель образования направленного вдоль магнитного поля нестационарного течения хромосфсрного вещества при сжатии силовых трубок растущим магнитным полем. Задача сводится к одномерным гидродинамическим уравнениям, в которые добавляется дополнительный член, ответственный за поперечное движение, вызываемое магнитными силами. Численное решение показывает, что длм достижения высоты, плотности и* скорости, характерных для'возвратных выбросов, требуется изменение поля, величиной ~ 100 Гс с характерным временем < 300 с.

13. Проведено сопоставление положения н протяженности вдоль лимба нескольких эруптивных протуберанцев и корональных тран-зиентов, соответствующих им. Петли трпнзнентоп в 2-3 раза шире протуберанцев по позиционному углу, но располагаются симметрично относительно них. Разработана модель формирования коронального выброса п результате вмороженного движения корональной плазмы в

, магнитном поле эруптивного протуберанца. Выполнено двумерное численное МГД моделирование образования СМЕ при эрупции волокна.

14. Рассмотрено сжатие при начале движения волокна хромо-сферного газа и двух полосах, расположенных симметрично относительно линии раздела полярностей. Сжатие сопровождается нагревом плазмы и усилением эмиссии в линий На. Оценки показывают, что этот механизм может быть достаточным для описания динамики очагов На эмиссии в двухленточных вспышках.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1.ДеиО.Е.. Молоденский М.М., Филиппов П.П. ВспышсчныП выброс на Солнце по фильму u H«. // ДАН. 1981. Т. 257. С. 305-309.

2. Филиппов Б.П. Быстрые движения в атмосфере Солнца и изменения . магнитных полей. // Письма в Астрой, жури. 1981. Т. 7. С. 748-752.

3. Филиппов Б.П. Динамические явления в солнечной короне и изменения магнитного поля. // Проблемы физики солнечных вспышек. М.: ИЗМИРА К, 1983. С. 109-115.

4. Платов 10.В., Филиппов Б.П. Исследование динамики возвратных выбросов на Солние. /У Астрой, журн. 1984. Т. 61. С. 549-556.

5. Куликова Г.Н., Молоденскнй М.М., Филиппов Б.П. Определение структуры магнитного поля активных областей по ориентации волоконец.//Солнечные данные. Л.: HayKit,!9S6. № 1. С. 57-64.

6. Молодеисшй М.М., Филиппов Б.П. О движении волокон в магнитном поле активных областей // Бюлл. Абастуманской астрофиз. обе. 1985. Т. 60 С. 135 143.

7. Корниенко Г,И., Молоденский М М., Филиппов Б.П. Описание выбросов плазмы из активных областей дрейфом в скрещенных нолях. //Физика солнечных вспышек. М,- ИЗМИРАН, 1986. С. 170-179.

8. Куликова Т.Н., Молоденский М.М., Старкова Л.И., Филиппов Б.Г1. Токи пактивней области HR 16927 по данным На наблюдений. // Солнечные данные. Л.: Наука, 1986. № 10. С. 60-66.

9. Молоденский М.М., Старкова Л.И., Фшнтпоз Б.П. Параметры магнитных полей пятен, определяемые по структуре суперполутсни. // Солнечные данные. Л.: Наука, 1987, № 4. С. 70-78.

10. Молоденский М.М., Филиппов Б.П. Быстрое движение волокон в солнечных активных областях. И Астрон. жури. 1987. Т. 64. С, 825-835.

i 1. Молодснскнй M.M., Филиппов Б.П. Быстрое движение волокон в солнечных активных областях.!!. И Астроп. жури. 1987. Т. 64. С. 1079-i OSS.

12. Молодснскнй М.М.. Филиппов Б.П. Быстрое движение волокон в солнечных активных областях. Поле с продольным током. //Лстрон. жури. 19SS. Т. 65. С. 396-403.

13. Мододеиский М.М., Филиппов Б.П. Быстрое движение волокон в солнечных активных областях. Интегральная форма равновесия. Устойчивость.//Астрой, жури. 19S3. Т. 65. С. 10-17-1058.

14. Куликова Г.Н, Мододеиский М.М., Филиппов Б.П. Особые точки поли в хромосфере и решение обратной задачи о структуре полей активных областей.// Солнечные данные. Л.: Наука, 19S7. Л'?7. С. SS-94.

15. Молодснскнй М.М., Филиппов Б.П. Быстрое движение волокон г, солнечных активных областях. Интегральная форма уравнении движения. // А строи. жури. 19S9. Т. 66. С. 10-19-1061.

16. Молодснскнй М.М., Филиппов Б.П. Модель эруптивного протуберанца. // Тезисы Всесоюзн. конф. "Физика Солнца", Алма-Ата, 19S7. С. KS.

11. Mololdenskv М.М., Starkova L.I., Filippov В.Р. Determining sunspot magnetic field parameters from the superpenumbra structure. // Solar magnetic ileitis and corona. Novosibirsk: Nauka,1989. P. 192-197. IS. Kulikova G.N. Mololdenskv M.M., Starkova L.I., Filippov B.P. On electric currents in the active region HR 16927. //Sola; magnetic fields and corona. Novosibirsk: Nauka,19S9. P. 156-162.

¡9. МолоденскпП M.M., Филиппов Б.П., Шилова H.C. О конфигурации вспышек с ядрах пятен. // Атмосфера Солнца, межпланетная среда, атмосфера планет. М.: ИЗМИРАН, 1989. С. 30-46.

20. Куликова Г.Н., Молоденский М.М., Филиппов Б.П. О структуре • магнитных полей активных областей. И Астрон. жури. 1989. Т. 66. С.

1271-1283.

21. Куликова Г.Н., Молодснский М.М., Филиппов Б.П. Определение структуры магнитных полей активных областей в задаче с особыми точками.//Аарон, жури. 1990. Т. 67. С. 65-76.

22. Молоденский М.М., Старкова Л.И., Филиппов Б.П. Седдовые точки магнитных полей в атмосфере Солнца. // Астрон. жури. 1990. Т. 67. С. 622-630.

23. Молоденский М.М., Филиппов Б.П. Обратная задача о структуре магнитного поля активных областей. // Исследования по физике

; Сольца. Тезисы всессюзн. конф. Ашхабад: Ы.гшм, 1990. С. 17-18

24. Молоденский М.М., Стапкова Л.И., Филиппов Б.П. Особые

• j

точки тангенциального магнитного поля в атмосфере Солнца. // Исследования по физике Солнца. Тезисы всесоюзн. конф. Ашхабад: Ылым, 1990. С. 76-77.

25. Молоденскнй М.М., Старкова Л.И., Филиппов Б.П. Определение параметров-магнитных нолей пятен по структуре суперполутепи. // Астрон. журн. ,1991. Т. 58. С. 6 j 2-624.

26. Филиппов Б.П. О структуре магнитного поля активных областей. Однородная обратная задача. II Астрон. жури. 1991. Т. 68. С. 12991309,. •

27. Молоденскнй М.М., Филиппов Б.П., Шилова Н.С. Быстрое движение волокон: эруптивные протуберанцы. //Асгрон. жури. 1992. Т. 69. С. 181-192.

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

29. Филиппов Б.П. О распределении плотности тока в двумерной модели протуберанца. // Асгрон. журн. 1993. Т. 70. С. 422-429.

30. Филиппов Б.П. Продольное движение вещества в солнечной атмосфере под действием магнитного сжатия. П Астрон, журн. 1993. Т. 70. С. 10S3-I0S9.

31. Филиппов Б.П. Тонкая структура хромосферы вблизи волокон. // Письма в Астрон. журн. 1994. Т. 20. С. 770-775.

32. Филиппов Б.П., Шилова Н.С. Эруптивные протуберанцы и коро-нальные траизиенты. И Астрон. журн. 1995. Т.72. С. 222-229,

33. Filippov 8.Р. The manifestation of topological singularities of solar magnetic fields in the chromospheric structure. U Astron. Astrophys. 1995. V. 303. P. 242-248.

34. Филиппов Б.П. Обратная задача о структуре магнитного поля в хромосфере н короне. // Изв. Крымской Астрофнз. обе. 1995. Т. 92 С. 90-97.

35. Filippov В.P. Coronal mass ejections caused by filament eruptions. // Astron. Astrophys. 1996. V. 313. P. 277-284.

36. Филиппов Б.П., Шилова Н.С. Корональные дыры с седловой структурой по данным наблюдений Yohkoh. Н Изв. ВУЗов Радиофизика. 1996. Т. 39. С. 1275-1279.

37. Филиппов Б.П.Воздействие электромагнитного поля эруптивного протуберанца на плазму короны и хромосферы (формирование траи-знента н На эмиссии). // Изв. ВУЗов Радиофизика. 1996. Т. 39. С. 13621368.

3S. Филиппов Б.П. Отображение топологических особенностей солнечных магнитных полей в структуре хромосферы. // Изв. РАН. Сер. физ. 1996. Т. 60. № S. С. 95-102.

39. Филиппов Б.П. Моделирование равновесия и эрупции волокна ограниченной длины. // Астрон. жури. 1996. Т. 73,. С. 827-832.

40. Филиппов Б.П., Шилова Н-С. О седловых структурах в короне. // Астрон. журн. 1997. Т. 74. С. ¡26-130.

41. Филиппов Б.П. Дпухлснточная На-эмиссия при эрупцни волокна. // Астрон. жури. 1997. Т. 74. С. 635-640.

42. Filippov В.Р. The chromosphcric response due to filament eruption. // Astron. Astrophys. 1997. V. 324. P. 324-328.