Структура протуберанцев и магнитное поле в короне тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ ЗЕМНОГО МАГНЕТИЗМА, ИОНОСФЕРЫ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ РАДИОВОЛН нм НВ Пушковя

На правах рукописи

ЗАГНЕТКО Александр Михайлович

СТРУКТУРА ПРОТУБЕРАНЦЕВ И МАГНИТНОЕ ПОЛЕ

В КОРОНЕ

01 03 03 - Физика Солнца

Автореферат диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Троицк - 2007

003071075

Работа выполнена в Институте земного магнетизма, ионосферы и распро странения радиоволн им Н В Пушкова РАН

Научный руководитель

доктор физ-мат наук Филиппов Борис Петрович Официальные оппоненты

доктор физ-мат наук Молоденский Михаил Михайлович кандидат физ-мат наук Ким Ираида Сергеевна

Ведущая организация

Институт солнечно-земной физики СО РАН

Защита состоится 29 мая 2007 г в 16 час 00 мин в конференц-зале ИЗМИРАН на заседании диссертационного совета Д 002 237 01 по адресу 142190, Московская область, г Троицк, ИЗМИРАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН Автореферат разослан 28 апреля 2007 г Ученый секретарь диссертационного совета

доктор физ-мат наук

Михайлов Ю М

Общая характеристика работы

Введение

Актуальность темы и современное состояние проблемы

Совокупность процессов, развивающихся на Солнце, как во внутренних областях, так и на его поверхности оказывает огромное влияние на всю Солнечную систему Для нестационарных спорадических явлений ключевым фактором, «управляющим механизмом» является магнитное поле В нижней и средней короне Солнца отношение газового давления к магнитному, как правило, оказывается существенно меньшим единицы, поэтому магнитное поле является определяющим почти во всех процессах, происходящих здесь К сожалению, измерения магнитного поля в короне в настоящее время технически невозможны, если не считать некоторых оценок, получаемых косвенными методами На уровне фотосферы, вне областей сильного магнитного поля, измерения, основанные на эффекте Зеема-на, позволяют определять только продольную по лучу зрения компоненту поля Магнитное поле в короне приходится рассчитывать, основываясь на этих данных, в рамках определенных физических предположений

Такие процессы, как вспышки или корональные выбросы вещества (СМЕ - Coronal Mass Ejection) очень существенно воздействуют на гелио-сферу в целом и Землю в частности Достаточно сказать, что магнитные бури, порой выводящие из строя оборудование энергосистем и линий коммуникаций на поверхности нашей планеты и электронные устройства на космических аппаратах в околоземном пространстве, являются прямым следствием масштабных явлений, охватывающих фотосферу, хромосферу и солнечную корону К сожалению, достоверной и общепризнанной теории, которая описывала бы такие, например, события, как эрупции проту-

беранцев и последующие выбросы солнечного вещества в межпланетное пространство или, тем более, позволяла предсказать их, в настоящее время не существует

В настоящей работе предпринимается попытка проанализировать взаимосвязь структуры и динамики солнечных протуберанцев (волокон) с геометрией и эволюцией магнитного поля в солнечной короне, а также разработать некоторые подходы к предсказанию эрупции протуберанцев и последующих СМЕ

Исходя из вышеизложенного, целью данного исследования являлось

1 Установление взаимосвязи между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля в короне, в частности, сравнение средних углов наклона протуберанцев к вертикали с углами наклона поверхности, проходящей через вершины магнитных петель потенциального поля фотосферных источников

2 Сопоставление известных и разработка новых методов измерения высоты волокна над хромосферой и его вертикальной протяженности во время прохождения волокна по диску Солнца

3 Выявление параметров, которые характеризуют устойчивость равновесия волокон в короне, и на этой основе поиск подходов к предсказанию эрупций протуберанцев и развития корональных выбросов

Научная новизна работы состоит в том, что

1 На достаточно большом статистическом материале показана связь распределения вещества в протуберанцах с геометрией коронального магнитного поля

2 Предложен новый способ оценки высоты волокон и разработана методика, позволяющая вносить необходимые поправки при вычислении этого параметра с учетом сложной морфологии волокна, его динамики и дифференциального вращения Солнца

3 Выявлена четкая корреляция между характеристиками протуберанцев и магнитного поля, позволяющая предсказывать характер поведения протуберанцев и вероятность начала эрупции

Практическая и научная значимость работы

Разработанные в ходе настоящего исследования методы позволяют существенно упростить целый ряд расчетов, необходимых при изучении волокон, достаточно быстро вычислять такие параметры, как, например, вертикальная протяженность волокна в любой день его прохождения по видимому диску Солнца

Развитие использованных в диссертации подходов даст возможность на основе мониторинга солнечных волокон прогнозировать возникновение корональных выбросов вещества, возмущающих земную магнитосферу и вызывающих геомагнитные бури

На защиту выносятся следующие положения

1 Вывод о том, что вещество протуберанцев в основном сконцентрировано вблизи поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность В, = 0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам

2 Метод определения вертикальной протяженности волокон с помощью одного изображения хромосферы и расчета структуры магнитного поля в короне

3 Методика оценки вероятности эрупции протуберанца и образования коро-нального выброса на основе сравнения критической высоты устойчивости с реальной наблюдаемой высотой протуберанца и результаты мониторинга волокон в течение второй половины 2005 — начала 2006 гг

Апробация результатов и публикации Основные положения и результаты диссертации представлялись на

- Всероссийской астрономической конференции (ВАК — 2004, Москва, МГУ, 3 - 10 июня 2004 г )

- Международной конференции «КОРОНАС-Ф три года наблюдений активности Солнца 2001 - 2004 гг », (г Троицк, 31 января — 5 февраля 2005 г ),

- Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности» (г Троицк, 10-15 октября 2005 г )

- Международной конференции «Modeling and Computer Simulation in Material Technologies» (Ариэль, Израиль, 11-15 сентября 2006 г ),

- Международном симпозиуме «Recent Observations and Simulations of the Sun - Earth System», (Варна, Болгария, 18-22 сентября 2006 г ),

- на семинарах ИЗМИРАН

Публикации

По теме диссертации опубликовано 3 статьи в рецензируемых научных журналах и 3 статьи в трудах конференций

Личный вклад автора

Автор самостоятельно исследовал около четырех десятков волокон, наблюдавшихся в 1999-2003 гг и провел сопоставление их формы и структуры с геометрией рассчитанного потенциального магнитного поля в короне Это исследование показало, что вещество протуберанцев концентрируется вблизи поверхности, проходящей через вершины магнитных арок, нейтральной поверхности

Автором предложен новый способ оценки высоты волокон над хромосферой во время их прохождения по диску Солнца, основанный на связи распределения вещества в протуберанцах с геометрией магнитного поля

Автором проведен мониторинг крупных солнечных волокон за период второй половины 2005 г с оценкой их стабильности и перспектив перехода в эруптивную фазу На этой базе сформулированы критерии, позволяющие делать прогноз эрупций волокон и развития корональных выбросов

Структура и объем диссертации Диссертационная работа состоит из Введения, 4 глав и Заключения Работа содержит 128 страниц текста, в том числе 38 рисунков и 9 таблиц Список цитируемой литературы включает 149 наименований

Автор выражает самую искреннюю благодарность научному руководителю Б П Филиппову, а также О Гым Дену за предоставленный пакет программ для расчета ряда исследуемых параметров

Содержание работы

В первой главе представлен краткий обзор основных сведений о протуберанцах, их морфологии, динамике, взаимосвязи с магнитным полем в короне В первой параграфе обсуждаются некоторые проблемы, связанные с получением данных о магнитном поле в солнечной короне Подчеркивается, что поскольку прямых измерений магнитного поля в короне пока нет, большое значение имеют расчеты поля по фотосферным измерениям путем решения краевых задач Приведены аргументы в пользу достаточности потенциального приближения для поля короны при рассмотрении ряда задач, особенно для участков Солнца вне активных областей

Во втором параграфе изложены результаты работ по изучению распределения протуберанцев по высоте над хромосферой Высота протуберанцев - важный параметр характеризующий условия их равновесия и определяющий в значительной степени характер дальнейшей эволюции Ранее были попытки связать наблюдаемую высоту протуберанцев с параметрами магнитного поля (напряженностью поля, горизонтальным градиентом и др ), но ясной физической связи установить не удалось

В третьем параграфе представлены сведения о магнитных полях в протуберанцах, полученных на основе измерений, использующих эффекты Зеемана и Ханле, а также анализе тонкой структуре волокон и протуберанцев и распределении поля в фотосфере в канале волокна и ближайших окрестностях Экспериментальные данные служат основой для разработки теоретических представлений о магнитной поддержке плазмы протуберанцев магнитным полем В четвертом параграфе обсуждаются два типа магнитных конфигураций, которые обычно используются при моделировании равновесия протуберанцев Модель Киппенхана - Шлютера, или модель нормальной полярности, предполагает наличие прогиба силовых линий

внешнего поля над линией раздела полярностей и точного баланса между электромагнитной силой (силой Лоренца) и весом протуберанца Модель Куперуса - Раду, или модель инверсной полярности, принимает во внимание еще и диамагнитную силу, которая действует на электрический ток, связанный с волокном, со стороны индукционных токов в верхнем слое фотосферы

В пятом параграфе приводятся наблюдательные данные и идеи, которые были выдвинуты для объяснения формирования волокон области над хромосферой вблизи линии раздела полярностей, именуемой каналом волокна В шестом параграфе рассматривается обоснование существования предельной высоты устойчивого равновесия в модели инверсной полярности Этот параметр будет использован в четвертой главе диссертации для разделения наблюдаемых волокон и протуберанцев на два типа склонных к эрупции в ближайшие дни и стабильных волокон

Вторая глава посвящена исследованию соотношению между геометрией (формой, положением) протуберанцев и структурой потенциального магнитного поля в окружающей области Отмечается, что большая часть волокон, которые имеют заметную протяженность вдоль меридиана, имеет систематический наклон по отношению к вертикали с поверхностью Солнца в направлении запада Этот факт был обнаружен д'Азамбужа в середине прошлого века Гипотезы, которые предлагались позднее для качественного объяснения наблюдаемого наклона волокон, основывались на модели Киппенхана — Шлютера и вряд ли могут считаться в настоящее время убедительными, хотя основная идея о связи наклона со структурой поля, вероятно, справедлива

к

/

1'нс 1. Наложение проекции нейтральной поверхности на фильтрограммч для волокна 04.03.2002.

В диссертации предпринимается попытка более детального сопоставления геометрии протуберанцев со структурой поля, рассчитанного по реальным магнитограммам. Во втором параграфе описана методика, которую предложил д'Азамбужа для измерения наклона волокон, и результаты применения ее к нескольким десяткам волокон, которые были выбраны и прослежены более чем на 300 Н«-фильтрограммах. В следующем параграфе изложена процедура расчета потенциального магнитного поля и определения «нейтральной» поверхности, то есть поверхности составленной из линий раздела полярностей (нейтральных линий! на различной высоте.

В четвертом параграфе показано, что нейтральная поверхность чаще всего имеет достаточно простой вид и может быть аппроксимирована плоскостью с определенным углом наклона к вертикали. Вещество волокна в основном сосредоточено вблизи этой поверхности, о чем свидетельствует примерное равенство углов наклона волокон, определенных по методике

д'Азамбужа и углов наклона нейтральных поверхностей, рассчитанных по фотосферным магнитограммам в потенциальном приближении На рис 1 показано наложение проекции нейтральной поверхности на фильтрограм-му Расчеты показывают также, что нейтральные поверхности в исследованных случаях проходят через вершины арок силовых линий, не обнаруживающих никаких прогибов Концентрация плазмы вблизи нейтральной поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий, указывает на направление электрического тока в этой плазме, которое соответствует магнитной конфигурации, используемой в моделях волокон инверсной полярности

В третьей главе рассматриваются методы, позволяющие оценивать и измерять высоту солнечных протуберанцев над хромосферой в то время, когда они видны как волокна на солнечном диске Обоснована необходимость определения высоты волокон над хромосферой в то время, когда они находятся на диске Солнца Проанализированы известные методы оценки высоты волокон над хромосферой в произвольный день их прохождения по диску Солнца В первую очередь это способ, основанный на методике д'Азамбужа определения наклона волокон к вертикали, описанный в предыдущей главе Знание наклона волокна позволяет рассчитать высоту волокна по фильтро-грамме в произвольный день (по одной проекции) в предположении, что наклон не меняется существенным образом в течение рассматриваемого интервала времени

В третьем параграфе анализируются методы, основанные на стереоскопии или триангуляции В них высота волокон рассчитывается, исходя из наличия двух проекций под различными углами, которые могут быть получены вследствие вращения Солнца Здесь тоже важным условием является неизменность объекта за время, прошедшее между моментами получения отдельных снимков Это ограничивает применимость методов стерео (точнее

псевдо-стерео) только к достаточно спокойным, не меняющим свою форму волокнам

В четвертом параграфе предложен новый метод, основанный на связи распределения вещества в волокнах со структурой внешнего магнитного поля, исследованной во второй главе Показано, что этот метод имеет ряд преимуществ, в особенности при рассмотрении быстро эволюционирующих волокон, с изменяющейся формой Для вычисления высоты достаточно данных - фильтрограммы и магнитограммы, - относящихся к одному моменту времени Расчет положения нейтральной поверхности дает наклон волокна, и эта информация используется для расчета высоты по единственной проекции

В пятом параграфе проводится сравнение различных методов вычисления высоты волокон Сопоставляются вычисления, проведенные разными методами, с «эталонной» высотой волокна, которая получена по прямым измерениям высоты данного волокна (протуберанцев) на восточном и западном лимбе Показано, что расчеты по предлагаемой методике дают хорошую точность

В четвертой главе обосновывается актуальность прогнозирования СМЕ для решения целого ряда проблем, порождаемых возмущениями магнитосферы Земли, как для инфраструктуры на поверхности планеты, так и для объектов в космическом пространстве Приведены результаты ряда работ, в которых получены данные, свидетельствующие о прямой связи между СМЕ и магнитными бурями в окрестностях Земли Продемонстрировано, что многие СМЕ, в свою очередь, непосредственно связаны с эрупцией волокон Рассматриваются различные сценарии такой взаимосвязи, в том числе с точки зрения временных параметров, указывающих на то, что эрупция либо предшествует СМЕ, либо практически совпадает с ним по времени

Нг МП1

Нг Мш

Рис 2 Диаграмма, иллюстрирующая соотношение между предельной высотой устойчивого равновесия волокна Нс и высотой протуберанца

Излагаются предпосылки для подготовки методики прогнозирования эрупции и СМЕ, основываясь на вычислениях высоты волокна и критической высоты его устойчивости в крупномасштабном магнитном поле Представлены результаты мониторинга волокон в течение второй половины 2005 — начала 2006 гг, во время которого определялись такие параметры, как высота волокна, критическая высота устойчивости и, в тех случаях, когда параметры претерпевали существенные изменения, значения их ежедневного изменения за соответствующий промежуток времени В собранном массиве данных насчитывается 56 волокон

Выявлены тенденции в распределении указанных параметров для стабильных волокон, которые прошли по видимому диску Солнца и скрылись за западным лимбом, и тех, что исчезли/эруптировали за время наблюдений (рис 2) На рис 3 показано распределение числа наблюдавшихся волокон в зависимости от величины параметра Яр///с, а на рис 4 изменения высоты волокон и критической высоты в последние дни перед эрупцией

ктффииисиг Н^Н,,

Рис 4 Пример изменения высоты волокон и критической высоты для эруптировавших волокон

Получены распределения исследуемых параметров и проведена оценка вероятности эрупции/исчезновения волокна для различных значений этих параметров Выделены пороговые значения для скорости изменения высоты волокна и отношения высоты волокна к критической высоте, превышение которых позволяет с высокой (более 90%) вероятностью прогнозировать эрупцию волокна

В Заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации, и обсуждаются возможные пути дальнейших исследований

Основные результаты работы сводятся к следующему

Получены значения углов отклонения от вертикали с поверхностью Солнца для 38 волокон и нейтральных поверхностей с которыми они связаны Подтверждены результаты более ранних работ о том, что крупные спокойные волокна в области умеренных широт имеют систематический наклон к вертикали в сторону запада

Поверхность, вблизи которой в основном сконцентрировано вещество протуберанцев, близка к поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность В^ = 0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам

Разработана методика определения вертикальной протяженности волокон и их высоты над хромосферой по данным наблюдений на диске Солнца, полученным в один момент времени (фильтрограмма и магнитограмма) Для этого предлагается использовать данные о параметрах нейтральной поверхности магнитного поля, с которой связано волокно

Проведено сравнение методов, предложенных в настоящей работе для вычисления высоты волокон, и метода стерео в различных его интерпретациях Оценены ошибки в расчетах при использовании рассматриваемых методов

Проведен мониторинг солнечных волокон, в ходе которого на протяжении 7 месяцев ежедневно вычислялись значения высоты и критической высоты для средних и крупных волокон, наблюдавшихся на диске Солнца с августа 2005 по февраль 2006 года Получены данные о значениях высоты 57 «стабильных» и эруптировавших/исчезнувших волокон, а также соответствующие им значения критической высоты

Проанализировано распределение величины (У (скорость изменения высоты волокна, [Мм/день]) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон Показано, что в случае, когда значение (У превышает 2 5 Мм/день вероятность наступления эрупции в течение ближайших 72 часов составляет порядка 0,9

Проанализировано распределение параметра Яр/#с (отношение высоты волокна к критической (предельной) высоте) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон Показано, что в случае, когда значение параметра Н^НС превышает 0 75 вероятность наступления эрупции в течение ближайших 48 часов составляет более 0,9

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах-

1 Загнетко А М , Филиппов Б П , Ден О Г Геометрия солнечных протуберанцев и структура магнитного поля в короне, Астрономический журнал 82, 474, 2005

2 Fihppov В Р , Den О G , Zagnetko А М CMEs Associated with Eruptive Prominences How to Predict 7 Coronal and Stellar Mass Ejections, Proc IAU Symp 226, К P Dere, J Wang & Y Yan (eds ), 2005, p 462

3 Филиппов Б П , Загнетко А М , Аджабширизаде А, Ден О Г, Некоторые возможности прогнозирования корональных выбросов, Астрономический вестник 40, 350, 2006

4 Загнетко А М , Филиппов Б П , Измерение высоты солнечных волокон на диске, Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности, Троицк, ИЗМИР АН, 2006, 115

5 Zagnetko А , Filippov В , Den О , 2006, The novel approach to earth magnetosphere perturbation forecasting, The Fourth International Conference on Mathematical Modeling and Computer Simulations of Material Technologies, 2006, Ariel - Israel conf series, V 1, p 3 25, MMT 2006 Proceedings, Ariel - Israel Israel Materials & Processes Society, 2006

6 Filippov В , Zagnetko A , Prominence height shows the proximity of an ejection, Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 2007

Подписано в печать 24 04 2007 г Формат 60x84/16 Печ л 1 5 Тираж 100 экз Заказ 20046

Издательство «Тровант» ЛР 071961 от 01 09 1999 г

Отпечатано с готового оригинал-макета в типографии издательства «Тровант» 142191, г Троицк Московской обл , м-н «В», д 52 Тел (495) 334-09-67, (4967) 50-21-81 E-mail tro\ dnt(«ilk_Ql, http ftraw trovant ru'

Введение

Глава 1. Магиитиая природа протуберанцев

§1.1. Магнитное поле в солнечной короне

§ 1.2. Высота протуберанцев над хромосферой

§1.3. Магнитное поле в протуберанцах

§1.4. Магнитная поддержка протуберанцев

§1.5. Формирование магнитной структуры волокон

§1.6. Предельная (критическая) высота устойчивости волокна

§1.7. Основные результаты главы

Глава 2. Распределение вещества протуберанцев во внешнем магнитном поле

§2.1. Наклон протуберанцев к вертикали

§2.2. Измерения наклона волокон

§2.3. Положение нейтральной поверхности

§2.4. Корреляция между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля

§2.5. Основные результаты главы

Глава 3. Измерение высоты солнечных волокон на диске

§3.1. Необходимость измерения высоты волокон на диске

§3.2. Высота спокойных волокон

§3.3. Метод стереоскопии или триангуляции

§3.4. Метод с использованием нейтральной поверхности

§3.5. Сравнение различных методик

§3.6. Основные результаты главы

Глава 4. Прогнозирование эруптивных явлений

§4.1. Космическая погода и ее влияние на современную цивилизацию

§4.2. Геомагнитные бури и СМЕ

§4.3. Взаимосвязь между СМЕ и эрупцией волокон

§4.4.Дифференциация спокойных и эруптивных волокон по отношению к критической высоте

§4.5. Статистические свойства полученных результатов и перспективы прогнозирования эруптивных явлений

4.5.1. Параметры Яр/Яс и U

§4.6. Основные результаты главы

Актуальность темы и современное состояние проблемы.

Совокупность процессов, развивающихся на Солнце, как во внутренних областях, так и на его поверхности оказывает огромное влияние на всю Солнечную систему. Для нестационарных спорадических явлений ключевым фактором, «управляющим механизмом» является магнитное поле. В нижней и средней короне Солнца отношение газового давления к магнитному, как правило, оказывается существенно меньшим единицы, поэтому магнитное поле является определяющим почти во всех процессах, происходящих здесь. К сожалению, измерения магнитного поля в короне в настоящее время технически невозможны, если не считать некоторых оценок, получаемых косвенными методами. На уровне фотосферы, вне областей сильного магнитного поля, измерения, основанные на эффекте Зеемана, позволяют определять только продольную по лучу зрения компоненту поля. Магнитное поле в коропе приходится рассчитывать, основываясь на этих данных, в рамках определенных физических предположений.

Такие процессы, как вспышки или коропальпые выбросы вещества (СМЕ - Coronal Mass Ejection) очень существенно воздействуют на гелиосферу в целом и Землю в частности. Достаточно сказать, что магнитные бури, порой выводящие из строя оборудование энергосистем и линий коммуникаций на поверхности нашей планеты и электронные устройства на космических аппаратах в околоземном пространстве, являются прямым следствием масштабных явлений, охватывающих фотосферу, хромосферу и солнечную корону. К сожалению, достоверной и общепризнанной теории, которая описывала бы такие, например, события, как эрупции протуберанцев и последующие выбросы солнечного вещества в межпланетное пространство или, тем более, позволяла предсказать их, в настоящее время не существует.

В настоящей работе предпринимается попытка проанализировать взаимосвязь структуры и динамики солнечных протуберанцев (волокон) с геометрией и эволюцией магнитного поля в солнечной короне, а также разработать некоторые подходы к предсказанию эрупции протуберанцев и последующих СМЕ.

Исходя из вышеизложенного, целыо данного исследования являлось:

1. Исследование таких характеристик волокон и протуберанцев, как высота и угол наклона к вертикали, опущенной на поверхность Солнца.

2. Анализ взаимосвязи между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля в короне.

3. Сопоставление известных и разработка новых методов измерения высоты волокна над хромосферой (его вертикальной протяженности) во время прохождения по диску Солнца.

4. Изучение статистических закономерностей и взаимосвязей между параметрами волокон и магнитных полей в коропе, которые характеризуют устойчивость состояния волокон и склонность их к эрупции.

5. Поиск подходов к предсказанию эрупции протуберанцев и развития корональных выбросов.

Научная новизна работы состоит в том, что

1. На достаточно большом статистическом материале показана связь распределения вещества в протуберанцах с геометрией коронального магнитного ноля.

2. Предложен новый способ оценки высоты волокон и разработана методика, позволяющая вносить необходимые поправки при вычислении этого параметра с учетом сложной морфологии волокна, его динамики и дифференциального вращения Солнца.

3. Выявлена четкая корреляция между характеристиками протуберанцев и магнитного поля, позволяющая предсказывать характер поведения протуберанцев и вероятность начала эрупции.

Практическая и научная значимость работы.

Разработанные в ходе настоящего исследования методы позволяют существенно упростить целый ряд расчетов, необходимых при изучении волокон, достаточно быстро вычислять такие параметры, как, например, вертикальная протяженность волокна в любой день его прохождения по видимому диску Солнца.

Развитие использованных в диссертации подходов даст возможность на основе мониторинга солнечных волокон прогнозировать возникновение корональных выбросов вещества, возмущающих земную магнитосферу и вызывающих геомагнитные бури.

Па защиту выносятся следующие положения:

1. Вывод о том, что вещество протуберанцев в основном сконцентрировано вблизи поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность Вг = 0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам.

2. Метод определения вертикальной протяженности волокон с помощью одного изображения хромосферы и расчета структуры магнитного поля в короне.

3. Методика оценки вероятности эруиции протуберанца и образования короналыюго выброса на основе сравнения критической высоты устойчивости с реальной наблюдаемой высотой протуберанца и результаты мониторинга волокон в течение второй половины 2005 - начала 2006 гг.

Апробация результатов и публикации. Основные положения и результаты диссертации представлялись на Всероссийской астрономической конференции (конференции ВАК - 2004, Москва, МГУ, 3-10 июня 2004 г.), Международной конференции «КОРОНАС-Ф: три года наблюдений активности Солнца 2001 - 2004гг.», (г. Троицк, 31 января - 5 февраля 2005 г.), Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности» (г.Троицк, 10-15 октября 2005 г.), Международной конференции «Modeling and Computer Simulation in Material Technologies» (Ариэль, Израиль, 11-15 сентября 2006 г.), Международном симпозиуме «Recent Observations and Simulations of the Sun - Earth System», (Варна, Болгария, 18-22 сентября 2006 г.), на семинарах ИЗМИРАН.

По теме диссертации опубликовано 6 работ.

Личный вклад автора

Автор самостоятельно исследовал около четырех десятков волокон, наблюдавшихся в 1999-2003 гг. и провел сопоставление их формы и структуры с геометрией рассчитанного потенциального магнитного поля в короне. Это исследование показало, что вещество протуберанцев концентрируется вблизи поверхности, проходящей через вершины магнитных арок, нейтральной поверхности.

Автором предложен новый способ оценки высоты волокон над хромосферой во время их прохождения по диску Солнца, основанный на связи распределения вещества в протуберанцах с геометрией магнитного поля.

Автором проведен мониторинг крупных солнечных волокон за период второй половины 2005 г. с оценкой их стабильности и перспектив перехода в эруптивную фазу. На этой базе сформулированы критерии, позволяющие делать прогноз эрупций волокон и развития корональпых выбросов.

Структура и объем диссертации. Диссертационная работа состоит из Введения, 4 Глав и Заключения. Работа содержит 128 страниц текста, в том числе 38 рисунков и 9 таблиц. Список цитируемой литературы включает 148 наименований.

§4.6. Основные результаты главы 4

Приведены результаты исследования 57 волокон, для которых проводились ежедневные измерения высоты над хромосферой и расчеты критической высоты устойчивости. Показано, что эруптивные волокна достигают или приближаются к критической высоте за день-два до начала эрупции.

Указаны два критерия, по которым можно оценивать запас устойчивости волокна (Яр/Яси U).

Изложены подходы к прогнозированию эруптивных явлений, основанные на сравнении наблюдаемых параметров с критическими величинами.

Сформулированы критерии выбора пороговых значений исследуемых параметров, с точки зрения прогнозирования эрупции.

Заключение

Подводя итоги проведенных исследований, суммируем кратко основные результаты:

Получены значения углов отклонения от вертикали с поверхностью Солнца для 38 волокон и нейтральных поверхностей с которыми они связаны. Подтверждены результаты более ранних работ о том, что крупные спокойные волокна в области умеренных широт имеют систематический наклон к вертикали в сторону запада.

Поверхность, вблизи которой в основном сконцентрировано вещество протуберанцев, близка к поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность Bz =0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам.

Разработана методика определения вертикальной протяженности волокон и их высоты над хромосферой по данным наблюдений на диске Солнца, полученным в один момент времени (фильтрограмма и магнитограмма). Для этого предлагается использовать данные о параметрах нейтральной поверхности магнитного поля, с которой связано волокно.

Проведено сравнение методов, предложенных в настоящей работе для вычисления высоты волокон, и метода стерео в различных его интерпретациях. Оценены ошибки в расчетах при использовании рассматриваемых методов.

Проведен мониторинг солнечных волокон, в ходе которого на протяжении 7 месяцев ежедневно вычислялись значения высоты и критической высоты для средних и крупных волокон, наблюдавшихся на диске Солнца с августа 2005 по февраль 2006 года. Получены данные о значениях высоты 57 «стабильных» и эруптировавших/исчезнувших волокон, а также соответствующие им значения критической высоты.

Проанализировано распределение величины U (скорость изменения высоты волокна, [Мм/день]) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон. Показано, что в случае, когда значение U превышает 2.5 Мм/день вероятность наступления эрупцни в течение ближайших 72 часов составляет порядка 0,9.

Проанализировано распределение параметра #р/Яс (отношение высоты волокна к критической (предельной) высоте) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон. Показано, что в случае, когда значение параметра #р/#с превышает 0.75 вероятность наступления эрупции в течение ближайших 48 часов составляет более 0,9.

1. Бархатов Н, Левитин А, Ревунов С, 2005, Солнечно-земная физика. Вып. 8. С.129.

2. Веденов А.А, Кутвицкий В.А, Кучми С, Молоденский М.М., Ораевский В.Н, Астрон. журн. 2000. Т.77. С. 134.

3. Вентцель Е.С, 1969, Теория вероятностей, М: Главная редакция физико-математической литературы.

4. Гопасюк С.И, 1979. Изв. Крымской астрофиз. обе. Т.60. С. 108.

5. Ден О.Г., 2002. Письма в Астрон. журн. Т. 28. С. 393.

6. Ден О.Г, 2003, Диссертация на соискание степени к.ф-м.н, Троицк, ИЗМИРАН.

7. Ермолаев 10., Ермолаев М, 2003. Космнч. Исслед. Т.41. № 6. С. 115.

8. Ермолаев Ю.И, Ермолаев М.Ю, 2002. Космич. Исслед. Т.40. № 1. С.1.

9. Ермолаев Ю.И, Застенкер Г.Н, Николаева Н.С, 2000. Космич, Исслед. Т.38. № 6. С.563

10. Загнетко A.M., Филиппов Б.П, Ден О.Г, 2005. Астрон. журн. Т.82 №5 С. 474.

11. Кадомцев Б.Б, 1963. Вопросы теории плазмы, вып. 2, ред. М.А. Леонтович, М.: Госатомиздат, С. 132.

12. Ким И.С, Клепиков В.Ю, Кучми С, Степанов А.И, Штельмахер Г, 1988. Солнечные данные. № 1. С.75.

13. Ким И.С, Клепиков В.Ю, Кучми С, Степанов А.И, Штельмахер Г, 1988. Солнечные данные. № 5. С.77.

14. Ким И.С, Увакина В.Ф, 1989. Атмосфера Солнца, межпланетная среда, атмосфера планет (ред. Гуляев Р.А.), Москва: ИЗМИРАН. С. 125.

15. Макаров В.И, Тавастшерна К.С, Давыдова Е.И, Сивараман К.Р, 1992. Солнечные данные. № 3. С.90.

16. Максимов В.П, Ермакова Л.В, 1985. Астрон. журн. Т.62. С.558.

17. Минасянц Г, Минасянц Т, 2004. Солнечно-земная физика. Вып. 6 С. 188.

18. Молоденский М.М., Филиппов Б.П., 1987. Астрон. жури. Т.64. С. 1079.

19. Рагульская М.В., Обридко В.Н., и др., 2000. Журнал Радиоэлектроники, Биомедицинская радиоэлектроника (электронный журнал РАН). № 10.

20. Сборник лекций по математической обработке наблюдений, МГУ им. Ломоносова, ГАИШ, 2000

21. Филиппов Б.П., Шилова Н.С., 1995, Астрой, жури. Т.72, С. 222.

22. Филиппов Б., Ден Г., 2000, Письма в Астрон. жури. Т.26 №5; С. 384.

23. Филиппов Б.П., Гопалсвами Н., Ложечкин А.В., 2002, Астрон. журн. Т. 79, С. 462.

24. Alexeeva, I. V.; Bougaenko, 0.1.; Kim, I. S.; Popov, V. V.; Seleznev, D. A., 2002. In: SOLMAG, Noordvvijk, Netherlands: ESA Publications Division, 2002, p. 325.

25. Ananthakrishnan R., 1961. Astrophys. J. V.133. p. 969.

26. Antiochos, S. K., Dahlburg, R. В., Klimchuk, J. A., 1994, Astrophys. J, V.420, p.41

27. Anzer U., 1969, Solar Phys. V.8, p.37.

28. Aulanier G. et al., 1999, Astron. Astrophys. V.342, p.867.

29. Aulanier G., Demoulin P., van Driel-Gesztelyi L., Mein P., DeForest C., 1998, Astron. Astrophys., V 335, p. 309.

30. Babcock H.W., Babcock H.D., 1955, Astrophys. J. V.I21, p.349.

31. Bateman, G., 1978, MHD Instabilities, MIT Press, Cambridge, Mass. p.84.

32. Becker U., 1956, Z. Astrophys, V.40, p.65.

33. Bommier V., Landi degl'Innocenti E., Leroy J.-L., 1994, Solar Phys. V. 154, p.231.

34. Brueckner G. E., Delaboudiniere J.-P., Howard R. A., Paswaters S. E., St. Cyr О. C., Schwenn R., Lamy P., Simnett G. M., Thompson В., Wang D., 1998. Geophys. Res. Lett. V. 25. № 15. p.30I9.

35. Cane H. V., Richardson I. G., St. Cyr О. C., 2000. Geophys. Res. Lett. V.27. № 21, p.359.

36. Cane, H. V.; Richardson, I. G.; St. Cyr, О. C. 1998, Geophys. Res. Lett. V.25. № 14, p.2517.

37. Cliver E. W„ Crooker N. U., 1993, Solar Phys. V.145. № 2, p.347.

38. D'Azambuja, M. D'Azambuja L., 1948. Ann Obs. Paris-Meudon, VI

39. Demoulin P., (eds. Webb D., Rust D., Schmieder В.), ASP Conference Series. 1998. V.150. p.78.

40. Demoulin P., Priest E.R., 1993, Solar Phys. V. 144, p.283.

41. Dungey, J.W., Loughhead, R.E., 1954, Australian Journal of Physics, V.7, p.5

42. Emilia K., Huttunen J., Koskinen I-Iannu E.J., Schwenn Rainer., Ibid. 2002. V. 107,№A7, p.1121.

43. Engvold O., 1998, IAU Colloquium 167, ASP Conference Series, V. 150. p.23.

44. Feynman, J., & Martin, S.F. 1995, J. Geophys. Res., V.100, p.3355.

45. Filippov B.P., Den O.G, 2001, J. Geophys. Res, V. 106. p.25177.

46. Filippov, B.P.; Den, O.G.; Zagnetko, A.M., 2005., Proceedings of the IAU Symposium 226 of the International Astronomical Union, Cambridge: Cambridge University Press, p.464.

47. Forbes T. G, Priest E. R, 1995, Astrophys. J. V.446, p.377.

48. Foukal P. 1971a, Solar Phys, V.20, p.298

49. Foukal P. 1971 b, Solar Phys, V. 19, p.59

50. Gaizauskas V, 1990, Physics of Magnetic Flux Ropes, ed. С. T. Russel,

51. Gaizauskas V, Zirker J. В. Sweetland C, Kovacs A, 1997, Astrophys. J, V.479, p.448.

52. Gary G.A, Moore R.L, 2004, Astrophys. J, V.611, p.545

53. Gibson S, Fan Y, 2006, J. Geophys. Res, V. 111, p. 12103

54. Gibson S.E, Fan Y, 2006, Astrophys. J. Lett, V.637, p.65.

55. Gibson S.E, Fan Y, Toeroek T, Kliem B, 2006a, Solar Dynamics and its Effects on the Heliosphere and Earth, Springer, New York.

56. Gilbert H.R, Holzer Т.Е., Burkepile J.T, Hundhausen A.J, 2000, Astrophys. J, V.537, p.503.

57. Godoli G. et al, 1974, Skylab Solar Workshop, Preprint.

58. Gold Т., Hoyle F., 1960, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, V.120, p.89.

59. Gopalswamy N., Lara A., Lepping R.P. et al., Geophys.Res.Lett. 2000. V. 27. p.145.

60. Gopalswamy N., Shimojo M., Lu W., Yashiro S., Shibasaki K., Howard R. A., 2003, Astrophys. J. V.586, p.562.

61. Gosling J. Т., McComas D. J., Phillips J. L„ Bame S. J., 1991. J. Geophys. Res. V.96. p.7831.

62. Hale G., Ellerman F,Nichlson S., Joy A., 1919, Astrophys. J , V. XLIX p. 153.

63. Harrison R.A., Sime D.G., 1989, J. Geophys. Res. V.94, p.2333.

64. Harvey K.L., Jones H.P., Schrijver C.J., Penn M.J., 1999, Sol. Phys., V.190, p.35.

65. House L.L., Wagner W.J., Hildner E„ Sawyer C., Schmidt H.U., 1981, Astrophys. J. V.244,p.ll7.

66. Hood A.W., Priest E.R., 1979, Solar Phys., V.64, p.303.

67. Hood A. W., Priest E.R., 1981, Geophys. Astrophys. Fluid Dyn., V. 17, p.297

68. Hori It., Culhane J.L., 2002, Astron. Astrophys., V.382, p.666.

69. Howard R.F., Harvey J.W., 1964, Astrophys. J„ V. 139, p.l328.70. loshpa B.A., 1968, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p.261.

70. Isenberg P. A., Forbes T. G., Demoulin P., 1993, Astrophys. J. V.417, p.368.

71. Jing J., Yurchyshyn V., Guo Yang, Yan Xu, Wang H., 2004, Astrophys. J., V.614, p. 1054.

72. Kadomtsev A. in Reviews of Plasma Physics, 1966, ed.M. A. Lentovich, V.2 p. 153

73. Kim I.S., 1990, in Dynamics of quiescent prominences, (ed.) V. Ruzdjak (New York: Springer) p.49.

74. Kim I.S., 2000, NATO Science Series, Series C: Mathematical and Physical Sciences, Vol. 558, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, p.67.

75. Kippenhahn R., Schluter A., 1957. Zeitschrift fur Astrophysik. V.43. p.36.

76. Kliem В., Toeroek Т., 2006, Phys. Rev. Lett., V.96, p.255.

77. Krajcovic S., Krivsky L., 1982, Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin, V.33. № l.p.47.

78. Kuperus M., Raadu M.A., 1974. Astron. Astrophys. V.31. p. 189.

79. Leroy J.-L., 1989, Proceedings of the Workshop, Palma de Mallorca, 1987, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p.77.

80. Leroy J.L., Bommier V., Sahal-Brechot S., 1984. Astron. Astrophys. V.131. p.33.

81. Li J., Mickey D.L., LaBonte B.J., 2005, Astrophys. J, V.620, p. 1092.

82. Liggett M., Zirin, H., 1985, Solar Phys., V.97, p.51.

83. Lin J., Forbes T.G., Isenberg P.A., Demoulin P., 1998, Astrophys. J., V.504, p.1006.

84. Low B.C., Hundhausen J.R., 1995, Astrophys. J., V.443, p.818.

85. Mackay D.H., Gaizauskas V., van Ballegooijen A.A., 2000, Astrophys. J, V.544, p.1122.

86. Malherbe J.-M., Priest E.R., 1983, Astron. Astrophys. V.123, p.80.

87. Martens P., Zwaan C., 2001, Astrophys J, V.558, p.872.

88. Martens P.C.H., Kuin N.P.M., 1989. Solar Phys. V. 122. p.263.

89. Martin S.F., 1990, in IAU Colloq. 117, Dynamics of Quiescent Prominences, ed. E. Tandberg-Hanssen (Zagreb: Univ. Zagreb)

90. Martin S.F., Bilimoria R., Tracadas P.W., 1993, AAS Meeting

91. Martin S.F., 1998, Solar Phys., V. 182, p. 107.

92. Martin S.F., Echols, Ch.R., 1994., Proceedings of the NATO Advanced Research Workshop, Kluwer Academic Publishers, p.339.

93. Mcintosh P.S., 1972, Rev. Geophys. Space Phys. V.10, p.837.

94. Mouradian Z., Soru-Escaut I., Pojoga S., 1995, Solar Phys., V.158, p.269.

95. Munro R.H., Gosling J.T., Hildner E„ MacQueen R.M., Poland A.E., Ross C.L. 1979, Solar Phys. V.61,p.201.

96. Neupert W.M., 2005, Hvar Obs. Bull., V.29, p. 187/

97. Park Y.D., Moon Y.-J., Kim, I.S., Yun H.S., 2002, Astrophysics and Space Science, V. 279, Issue 4, p.343.

98. Pettit E., 1932. Astrophys. J. V.76. p.9.

99. Pneuman G. W., 1983, Solar Phys., V.88, p.219.

100. Ploceniak S., Rompolt В., 1973, Solar Pliys., V.29, p.399.

101. Priest E.R., Forbes T.G., 2002, The Astrophys. Astron. Rev. V.10. p.313.

102. Priest E.R., 1981, Solar Flare Magnetohydrodynamics, New York, Gordon and Breach Science Publishers (The Fluid Mechanics of Astrophysics and Geophysics. Volume 1).

103. Priest E.R., 1998, in IAU Colloq. 167, New Perspectives on Solar Prominences, ed. D. Webb, D. Rust, B. Schmieder (ASP Conf. Ser. 150; San Francisco: ASP), p.453.

104. Priest E.R., Hood A.W., Anzer U., 1989, Astrophys. J , V.344, p. 1010.

105. Priest E.R., Van Ballegooijen A.A., MacKay D.H., 1996, Astrophys. J, V.460, p.530.

106. Proceedings of the Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference, 2002, ESA SP-477.

107. Romano P., Contarino L., Zuccarello F., 2003, Mem. S.A.It. V.74, p.651.

108. Rompolt В., 1990. HvarObs. Bull. V.14. p.37.

109. Rudenko G.V., 2001, Solar Phys. V. 198, p.5.

110. Rust D.M., 1967, Astrophys. J. V.150, p.313.

111. Rust D.M., 2001, J. Geophys. Res. V. 106, p.25075.

112. Rust D.M., Kumar A., 1994, Solar Phys., V. 155, p.69.

113. Schmieder В., 1989. in E. R. Priest (ed.), Dynamics and Structure of Quiescent Solar Prominences, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p. 15.

114. Schmieder В., Mallorca, Universitat de les Illes Balears. 1987. p.5.

115. Shibata K., 1999, Astrophys. Space Sci. V. 264. p.129.

116. Smith S.F., Ramsey H.E., 1967, Solar Phys. V.2, p. 158.

117. Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, eds. K.S. Balasubramaniam, S.L. Keil, R.N. Smartt, ASP Conference Series, 1996. V.95.

118. Space Weather, eds. P. Song, H. J. Singer, G. L. Siscoe, Geophysical Monograph Series, 2001. V.125.

119. St. Cyr O.C, Howard R.A., Sheeley N.R. Jr., Plunkett S.P. et al, 2000. J. Geophys. Res. V. 105. № A8. p. 18169.

120. St. Cyr O.C, Webb D.F., 1991, Solar Phys. V.136, p.379.

121. Sterling A.C, Moore R.L, 2004a, Astrophys. J, V.602, p. 1024.

122. Titov V.S, Demoulin P, 1999, Astron. Astrophys, V.351, p.707.

123. Toeroek T, Kliem B„ 2005, Astrophys. J. Lett, V.630, p.97.

124. Van Tend W„ Kuperus M, 1978, Solar Phys. V.59. p.l 15.

125. Vennerstroem S„ 2001. J. Geophys.Res. V. 106. p.29175.

126. Vrsnak B, Rosd A, Bozic H, Brajsa R, Ruzdjak V, Schroll A, Wohl H„ 1999, Solar Phys. V. 185.p.207.

127. Vrsnak, B. 1993, Hvar Observatory Bulletin, V.17, p.23.

128. Vrsnak B, Rifzdjak V, Rompolt B, Aulanier G, DeLuca E.E, Antiochos S.IC, McMullen R.A, Golub L, 2000, Astrophys. J, V.540, p.l 126.

129. Wang Y.M, Ye P.Z, Wang S, 2003. Ibid. V.108, № A10. p.l370.

130. Wang Y.M, Sheeley N.R, Jr., 1999, Astrophys. J, V.510, p. 157.

131. Wang Y.M, Ye P.Z, Wang S, Zhou G.P., Wang J.X, 2002. J. Geophys. Res. V. 107. № A11, p. 10.1029.

132. Webb D.F, Krieger A.S, Rust D.M, 1976, Solar Phys. V.48, p. 159.

133. Webb D.F, Hundhausen A.J, 1987, Solar Phys. V.108, p.383.

134. Webb D.F, Jackson B.V, Hick P, 1996. Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference Series, V. 95. p. 167.

135. Webb D.F, Hundhausen A.J, 1987, Solar Phys. V.108, p.383.

136. Wiegelmann Т., Inhester В., Lagg A., Solanki S.K., 2005, Solar Phys., V.228, p.67.

137. Wu C.-C., Lepping R.P., 2002. J. Geophys. Res. V. 107. №.A10 p.19.

138. Yan Li, Luhmann J., 2006, Astrophys. J., V.648, p.732.

139. Yurchyshyn V.B., Wang H., Goode P.R., Deng Y., 2001, Astrophys. J, V.563, p.381.

140. Zagnetko A., Filippov В., Den O., 2006, Modeling and Computer Simulation in Material Technologies conf. series, V.l, p. 3.25.

141. Zhang J., Dere K.P., Howard R. A., Bothmer V., 2003. Astrophys. J. V.582. p.520.

142. Zirker J.B., Martin S.F., Harvey K., Gaizauskas V., 1997, Solar Phys, V.l75, p.27.

143. Zwaan C, 1996, Solar Phys., V.l69, p.265.