Введение к работе
Актуальность проблемы. Неизменность основного энергетического потока солнечного излучения обеспечивает постоянство климата на Земле. Солнечная постоянная действительно является таковой с большой точностью (до ~ 0.4 э. Однако такая стабильность имеет место не во всем спектре электромагнитного излучения, и уж совсем не свойственна корпускулярному испусканию. В потоке солнечного ветра различает три компоненты, по разному ведущие себя во времени:
13 непрерывное истечение из короны над всей поверхностью Солнца;
-
долгоживущне потоки ограниченного сечения, связанные с определенными корональними структурами;
-
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 (трапзнентов) при помощи орбитальных коронографов показало, что среди явлений солнечной активности в нижних слоях атмосферы наиболее тесно связанными с ними являются эруптивные протуберанцы. Самые мощные и быстрые корональные транзиенты обычно бывают при вспышках, однако они сопровождаются и эруптивными явлениями, доля энергии которых Свместе с ударними волнами) в общен вспышечном энерговыделении оценивается не менее, как в 50. Возможно, эрупции протуберанцев и корональные выбросы представляют собой проявления на разных уровнях солнечной атмосфер* единого процесса перестройки магнитной конфигурации, в то время как оптическое излучение вспышки, как полагает ряд исследователей,- вторичный эффект. Таким образом, для физически обоснованного прогнозирования нагнитосферішх возмущений необходимо разобраться в причинах я характере эруптивных явлений на Солнне.
Рамювесне протуберанцев (волокон) контролируется маг-
иитшш полем. Исмененіш поля меняют положение равновесия, вызывая движение волокон, и могут одедать его невозможный вообще. Свлзь нзменеіші поля о движениями в короне - одно кз главных направлений настоящего исследования. Наиболее неясным в данном вонроое является несоответствие характерного времени изменения поля и характерного времени изменение смещения. Если для первого типичный значение» служит величина - 10 сек С известны наблюдения и более бистрих изменений, но, как правило, мелкомасштабных), то для второго - ГО" ое;с. Следовательно, между измененный поля и движением оуществуе''.' lie простая линейная свлзь. В работе исследуется модель раь-новееия волокна, которая, о одной стороны, проста и наглядна, а, о другой, демонстрирует ьа-кнне нелинейные свойства, обусловливавшие катастропическую потерю устойчивости полосной и его движение с ускорением, преишиамции ускорение свободного падения на Солнца '0.
Измерения ь;агш;тн!о: нолей на Солнце ведутся во миогі'"-" обсерваториям мира. Однако достаточно надежны и доступа: лишь измерения продольной сос'іавллмцей поля и то с не ucerj'-удовлетворнтельнпм простринствешіж и временным разрешение:.'. Поэтому, хотя, ;сак покааано в работе, движения в коронт-могут быть рассчитаны из данных об аво.гаишп ноля на поверхности фотосферы, осуществить такой расчет на практике і, і всегда возможно из-за нехватки информации о поле. Вместе с тем, существует богатая база данных о поле, которая пока мало используется надлежащим образом, заключенная в ориентации фибрилл в хромосфере. Как известно, фибриллы вытлиути вд.шь ооотавлякщей магнитного поля, тангенциальной гюаер:--ности Солнца. Тем самым, тонкая структура хромосферы представляет собой своеобразную карту направлении поперечної! лучу зрения составлякщеи поля, как раз той, точность намерения которой на основе эффекта Зеемала минимальна. В раооте разрабатываются методы и алгоритмі расчета поля над поверь костью хромосферы, исходя из данных о топкой структуре хромосферы. Особенностью такого подхода является то, что пространственное разрешение ограничено, в принципе, только раэре-
шением телеокопа, а временное разрешение может определяться интервалом между парой снимков. Предлагаемый метод может существенно дополнить данные магнитографических измерений, и, 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 патрульних наблюдений хромосферы, когда измерения полей были эпизодическими.
Цель работы состоит в осуществлении следугадего алгоритма: на основе данных о направлении фибрилл в хромосфере Споле единичных векторов т).рассчитать магнитное поле в короне в и его изменение 8ъ;б\* f а затем найти компоненты максвеллоаского тензора ,i . и силу *", действустую на волокно, ИЛИ П0ЛЄ ДреЙфоВНХ СКОроетеЯ * = Е BJ/cB*. в этой
программе исследований можно выделить слелукщпе отдельные задачи.
-
Разработка методов расчета магнитного поля по данным об ориентации хромосферних фибрилл.
-
Изучение связи изменений поля на хромосфернои уровне о движениями вещества в короне.
-
Исследование уоловпй равновесия протуберанцев в магнитном поле.
-
Анализ проявлений непотеяциальноети поля в хромосфере н короне.
Научная новизна обусловлена использованием полхода, связывающего изменения структуры хромосферы с движениями в короне (т * в - v), и заключается в том что:
-
Впервые решена задача о структуре магнитного поля в короне по данным о направлении его тангенциальной компоненты в хромосфере.
-
Впервые обнаружена седловые особые точки в солнечной атмосфере и показано тя значение для исследования кагяигных полей активных областей.
-
Исследованы проявления непотеяциальноети поля в сол-
печной атмосфере и оценены величины токов Сили параметра а ^ rot ВУВ),
4. Разработана модель динамики волокна в поле активной области.
6. Вшюлнеш расчеты движений вещества при изменениях фотосферного магнитного полл.
Практическая ценность работа:.
В диссертации показано, что эруптивный 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 принципе, наблюдаемы, и контроль за токами волокон может быть полезен для прогнозирования орупций.
Предложенный метод расчета поля на оонове данных об ориентации фибрилл существенно дополняет результат прямо: намерений, а в тої*; случае, когда такие намерения отсутствуют, является незаменимым источником информации о структуре поля.
Обнаружение сеяловых точек в хромосфере служит подтверждением того, что структура хромосферы контролируется вектор-ішм полем, а вид седла (угол между асимптотами) связан о величиной ПЛОТНОСТИ ТОІ&.
Б диссертации выносятся на защиту :
-
Решение задачи о структуре магнитного поля в короне по данным об ориентации хромосферних фибрилл и положении линии раздела полярностей,
-
Обнаружение хромосферних и корональних образовании, соответствушлх оедловым особым точкам тангенциального магнитного поля.
-
Модель эруптивного процесса, основанная на неустойчивости электрического тока в волокне, включашдая уравнения -движения в интегральной форме. Расчет высоты "убегания" волокна, закона движения. Решение самосог-
ласованной задачи о распределении плотиооти тока в двумерной модели волокна.
4. Нетод графического анализа полей вблизи особых точек
я исследование магнитного поля в хромосфере на основе
распределения фибрилл.
5. Расчети движений вещества в короне при изменениях
фотоофирного магнитного поля. Расчеты фотосферинх
движений, приводящих к появлешпо и развитию жгутовых
магнитных конфигураций над фотосферой.
Личный вклад автора.
Примерно треті, наблюдений", использованных в диссертации получены автором к та при его непосредственном участии в организации и проведении экспериментов. Еще около трети данных отобрано из негативов фнльмотеїга гелиофизическои лаборатории ИЗМИРАЯ, любезно предоставленных ее руководством. Остальные снимки взяты из литературы.
В работах, выполненных в ооавторотве, вклад автора в основном соответствует его относительной доле в численности соответствующего авторского коллектива. В частности:им била предложена идея модели волокна с сильніш током, выполнена практически все численные расчеты; нм были получены вкраяе-ння, определяющие равновесие волокна и критическое значение тока, осуществлялось моделирование поля активной области набором точечных источников и расчет дрейфовых скоростей и траекторий. Автором впервые было обращено внимание на хромо-сферные 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 Я ИХ' зволкшшо.
Апробация. Соновшіе результаты диссертации докладывались на їх
иенинградском международном семинаре по космофизике CI9773, 1' союзных семинарах "Актуальные проблемы физики солнечных вспышек" (Троицк, 1981; Рига, 1983), Совещании секции протон-пых событий Совета "Солнце-Земля" (Алма-Ата, 1982), Всесоюзных конференциях "Физика Солнца" (Алма-Ата, 198?; Ашхабад, -1990), Всесоюзной научной школе памяти Г. Н. Никольского (Аба-отумаии,1984), Консультативном совещании КАПГ по физике Солнца (Одесса, 1988), II? Коллоквиуме МАС (Хвар, Югославия,-1989), 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. Обилий объем составляет 267 страниц, в той числе 67 рисунков, з таблицы. Список интироваяной литературы содержит с!60 наименований.
