Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Магнитная природа протуберанцев 14
1.1. Магнитное поле в солнечной короне 14
1.2. Высота протуберанцев над хромосферой 17
1.3. Магнитное поле в протуберанцах 19
1.4. Магнитная поддержка протуберанцев 22
1.5. Формирование магнитной структуры волокон 26
1.6. Предельная (критическая) высота устойчивости волокна 29
1.7. Основные результаты главы 1 33
Глава 2. Распределение вещества протуберанцев во внешнем магнитном поле 34
2.1. Наклон протуберанцев к вертикали 34
2.2. Измерения наклона волокон 35
2.3. Положение нейтральной поверхности 42
2.4. Корреляция между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля 47
2.5. Основные результаты главы 2 55
Глава 3. Измерение высоты солнечных волокон на диске 57
3.1. Необходимость измерения высоты волокон на диске 57
3.2. Высота спокойных волокон 58
3.3. Метод стереоскопии или триангуляции 60
3.4. Метод с использованием нейтральной поверхности 71
3.5. Сравнение различных методик 79
3.6. Основные результаты главы 3 83
Глава 4. Прогнозирование эруптивных явлений 84
4.1. Космическая погода и ее влияние на современную цивилизацию 84
4.2. Геомагнитные бури и СМЕ 86
4.3. Взаимосвязь между СМЕ и эрупцией волокон 88
4.4. Дифференциация спокойных и эруптивных волокон по отношению к критической высоте 92
4.5. Статистические свойства полученных результатов и перспективы прогнозирования эруптивных явлений 107
4.5.1. Параметры 110
4.6. Основные результаты главы 4 117
Заключение 118
Литература 120
- Предельная (критическая) высота устойчивости волокна
- Корреляция между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля
- Метод с использованием нейтральной поверхности
- Дифференциация спокойных и эруптивных волокон по отношению к критической высоте
Введение к работе
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 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 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, целью данного исследования являлось:
1. Исследование таких характеристик волокон и протуберанцев, как высота и
угол наклона к вертикали, опущенной на поверхность Солнца.
Анализ взаимосвязи между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля в короне.
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 короне, 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
На достаточно большом статистическом материале показана связь распределения вещества в протуберанцах с геометрией коронального магнитного ноля.
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.
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:
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.
Метод определения вертикальной протяженности волокон с помощью одного изображения хромосферы и расчета структуры магнитного поля в короне.
Методика оценки вероятности эрупции протуберанца и образования коронального 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.
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 первом 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 определенной 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 па 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.
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 Нгх-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. 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 фильтрограмме 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.
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. 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.
Предельная (критическая) высота устойчивости волокна
В модели Мартенса и Цвана [Martens и Zwaan, 2001] формирование волокон происходит через механизм, который они назвали пересоединение «голова-хвост» (headoail reconnection). Основываясь на наблюдательном факте, что нет волоконец (фибрилл), которые бы пересекали канал волокна (например, [Foukal 1971 а, Ь]), данная модель начинается с допущения (в отличие от предыдущих моделей), что магнитные элементы по обеим сторонам канала волокон не связаны силовыми линиями в короне до образования волокна. В этой ситуации процесс взаимопроникновения и перезамыкания, давно известный в качестве причины формирования волокон, [Martin 1990]. может приводить к пересоединениям пар диполей и образованию спиралевидных магнитных жгутов с умеренным количеством изгибов. Шир, т.е. наличие компоненты магнитного поля, направленной вдоль канала волокон, - естественный элемент магнитной структуры этой модели с самого начала.
Принимая во внимание пространственные правила для направления возникающих диполей, выраженные в законах Хэйла и Джоя (эмпирическое правило, согласно которому т.н. «ведущее» - т.е. находящееся западнее -солнечное пятно в системе находится ближе к экватору Солнца, чем «ведомое» пятно [Hale et al., 1919]), так же как и дифференциальное вращение, наблюдаемое на поверхности Солнца, Мартене и Цван [Martens и Zwaan, 2001] находят объяснение обнаруженному Мартин др. [Martin, 1998] разделению волокон средних широт различной хиралыюсти по разным полушариям (северное/южное). Зиркер и др. [Zirker et al., 1997], показали, что эти тенденции также справедливы и для волокон на самых высоких широтах.
Развивающаяся связь НТТ (headoail) сегментов волокон приводит к образованию длинных волокон. Каждое такое событие «связывания» добавляет пол-оборота к спиралевидному магнитному жгуту волокна. Количество оборотов может увеличиваться пока, наконец, порог для начала винтовой неустойчивости не будет пройден [Кадомцев, 1963; Hood, Priest 1979; 1981] и волокно не начнет эруптировать. После эрупции волокна, изначальная магнитная структура с отсутствием магнитных связей вдоль нейтральной линии будет локально восстановлена [Martens, Zwaan, 2001], и процесс формирования волокна может возобновиться. Взаимопроникновение и перезамыкание продолжается, потенциально приводя к серии гомологичных эрупций волокон.
Другие модели, которые интерпретируют волокна как спиральные магнитные жгуты, а таких большинство, за исключением, например [Antiochos et al.. 1994], предполагают, что их возникновение - результат или процесса взаимопроникновения и перезамыкания, [Pneuman 1983; van Ballegooijen, Martens, 1989], закручивающих движений в основании ранее незакручешюго жгута [Priest et al., 1989], или возникновения жгута как целого из-под фотосферы [Rust, Kumar, 1994; Low, Hundhausen, 1995]. Согласно некоторым работам [van Ballegooijen, Martens 1989], взаимопроникновение и перезамыкание будут наблюдаться, если магнитный жгут волокна возникает как целое, или как «сшитый» воедино на фотосфере. Все эти модели предполагают ранее существующую корональную магнитную связь через нейтральную линию.
Как отмечалось выше, эти сценарии формирования волокон не соответствуют результатам наблюдений фибрилл и некоторых других структурных элементов в каналах волокон, которые показывают отсутствие ранее существующей короналыюй магнитной связи, и не объясняют отсутствия волокон в простых диполях, у которых есть магнитная связь через нейтральную линию.
Естественно, возникает вопрос, почему механизм, который кажется вполне убедительным (например, [van Ballegooijen, Martens, 1998]), и некоторые условия реализации которого часто наблюдаются на Солнце, не приводит к образованию волокон. Некоторые авторы [Martens, Zwaan, 2001] полагают, что ответ может заключаться в количестве витков/поворотов в волокне, которое этот механизм создает. Механизм, предложенный Ван Баллегуйеном [van Ballegooijen, 1999] предполагает, что первый акт пересоединения приводит к образованию 1.5 витков в спиралевидной магнитной трубке, в отличие от 0.5 витков в механизме headoail. Это может означать превышение порога устойчивости с самого начала, и протоволокно разрушится на стадии формирования. Это соответствует наблюдениям [Gaizauskas, 1990], что в простых диполях начальные стадии формирования волокон замечены, но такие «новорожденные» волокна не продолжают формирование. По данным [Vrsnak et al., 1991], 12 из 13 стабильных волокон имели всего один виток и только один из них - 1.5 витка. Крайне важными являются дальнейшие экспериментальные исследования магнитных связей в каналах волокон до формирования волокна: топология магнитного поля рядом с каналом волокон может быть определена с помощью скоординированных наблюдений с высоким разрешением на различных длинах волн (от На до мягкого рентгена).
Корреляция между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля
Углом О можно пренебречь, поскольку даже угловой диаметр всего диска Солнца при наблюдении с Земли составляет лишь около 0.5, что существенно меньше точности расчета (порядка ±7) исследуемого параметра, определяемой ошибками считывания и пределом разрешения опорных фильтрограмм.
Поэтому, в общем случае можно довольствоваться приближением: или, поскольку углы отклонения от вертикали к поверхности Солнца у большинства волокон сравнительно невелики (соответственно и долгота, на которой их видимая толщина минимальна, отстоит от центрального меридиана лишь на 15-20 градусов), в работах [d Azambuja М., d Azambuja L., 1948; Загнетко и др., 2005] использовалось выражение: для оценки величины угла отклонения от вертикали к поверхности Солнца (т.е., фактически, гслиоцентрального угла для волокна, в момент, когда его видимая толщина оказывается минимальной). Ошибка, вносимая при этом, составляет примерно 1% [Загнетко и др., 2005], что существенно меньше ошибок измерения параметра / (около 15% от исследуемой величины).
Таким образом, суть метода заключается в измерении отрезка /, определяющего угол наклона плоскости протуберанца к вертикали. Очевидно, что когда / = 0, наклон отсутствует; в проиллюстрированном случае (рис 2.1) наклон положительный.
Положение и геометрия протуберанцев определялись по Н фильтрограммам, выставленным на сайте обсерватории Биг Бэр (BBSO) http://\v\v\v.bbso.iijit.edu. и других обсерваторий, входящих в систему Global High Resolution Н alpha Network. Первоначально отбирались снимки, на которых присутствовали достаточно крупные протуберанцы с развитой, но не чрезмерно беспорядочной структурой. При этом просматривался ряд снимков, позволяющих проследить эволюцию данного протуберанца на протяжении по крайней мерс 7 дней, для того, чтобы убедиться в том, что исследуемый объект существенно не меняет форму и не переходит в эруптивную фазу через 1-2 дня после даты, для которой проводятся расчеты. Было исследовано более 300 снимков Солнца, сделанных на трех различных обсерваториях (Big Bear, Kanzelhoehe Solar Observatory, Yunnah Astronomical Observatory) в лучах H , на которых для исследования были выбраны 24 волокна (табл. 2.1 а). В эту выборку вошли снимки, сделанные с 1999 по 2004 гг. Позднее выборка была расширенна данными для еще 14 волокон. Наилучшее качество и разрешение имели фильтрограммы Big Bear Solar Observatory (New Jersey University). Угловой размер и ориентация всех изображений одинаковы.
Как уже было сказано, позже были рассчитаны углы наклона для ряда волокон и соответствующей им нейтральной плоскости (2.3) к вертикали с поверхностью Солнца, в том числе, для волокон эруптировавших вскоре после даты соответствующих вычислений (табл. 2.1 Ь). Угол наклона волокна в этих случаях определялся по методу стерео, о котором будет подробней рассказано в третьей главе диссертации Около 70% подробно исследованных протуберанцев имеют отклонение от вертикали к поверхности Солнца но направлению вращения (к западу). Угол наклона колеблется от - 15 до 40.
Можно сказать, что полученные результаты в целом совпадают с результатами д Азамбужа. Конечно, статистика представленная в работе д Азамбужа fd Azambuja М, d Azambuja L, 1948] существенно больше той, что была набрана в данной работе [Загнетко и др., 2005]. Сравнивая результаты, можно констатировать, что полученные нами данные (табл. 2.1) дают в среднем большие значения угла наклона протуберанцев. Это расхождение можно объяснить тем, что, в отличие от д Азамбужа, бравших весь массив наблюдений за определенный период, в настоящей работе, исследовались, главным образом, хорошо заметные, крупные стабильные протуберанцы, вне активных областей, значительная ширина которых вблизи центрального меридиана, вероятно, как раз связана с тем, что они имеют существенное отклонение от вертикали. С этим же, по-видимому, связан тот факт, что для рассмотренных волокон, в отличие от результатов полученных д Азамбужа, мы выявили сравнительно мало событий, в которых протуберанцы были бы отклонены от вертикали в восточном направлении. Таким образом, расхождения могут быть связаны с эффектами селекции.
Основными источниками ошибок оценке угла наклона плоскости симметрии протуберанца к вертикали являются: изменчивость формы и размеров протуберанцев за период прохождения по диску; сложная форма поверхности, которую трудно аппроксимировать одной плоскостью; отсутствие наблюдений в необходимый момент времени; предел разрешения снимков, с которыми велась работа. Строго оценить можно только последние два параметра, о влиянии остальных можно судить только по статистическому разбросу результатов. Следует отметить, что в нашем распоряжении были фильтрограммы с временным «шагом» около 12 часов. Таким образом, среднее расстояние, которое проходит за это время волокно, расположенное в умеренных широтах составляет около 50 Мм, что, безусловно, вносит ошибку в определение параметра /. Однако ключевым фактором, который позволяет оценить величину ошибки вычислений является следующий факт: толщина почти 70% протуберанцев составляет но разным выборкам от 6 Мм [d Azambuja М., d Azambuja L, 1948] до 9 Мм [Загнетко и др., 2005]. Один пиксел на изображениях, с которыми велась работа, составляет на поверхности Солнца 0.7 Мм (одна угловая секунда), однако среднее качество (разрешение) изображений, как правило, почти вдвое хуже. Таким образом, ошибка при определении угла наклона протуберанца составляет в лучшем случае около 15% от исследуемой величины.
Для расчетов магнитного поля использовались магнитограммы SOHO/MD1. Совместив снимок в Н и магнитограмму, устанавливались координаты области, в которой находится протуберанец. Затем выделенная область магнитограммы использовалась в качестве краевых условий для численного расчета трех компонент магнитного поля в исследуемой области и профилей линий В, = 0 на различных высотах над фотосферой, что позволяло построить трехмерное изображение нейтральной поверхности, на основе алгоритма, описанного в первой главе (пакет компьютерных программ расчета был любезно предоставлен О.Г. Депом, использовавшим данный алгоритм в работе [Ден, 2002b]. Локальная система координат выбиралась таким образом, что ось z вертикальна, то есть Вх = Вг
Метод с использованием нейтральной поверхности
Таким образом, полученные профили силовых линий для исследованных областей и их последующее совмещение с профилями нейтральных поверхностей позволяет говорить, что, по крайней мере, для рассмотренных областей, не наблюдается требуемого моделью Киппенхана-Шлютера прогиба силовых линий вблизи зоны раздела полярностей. Рассчитанные силовые линии имеют достаточно правильную арочную форму, и лишь в отдельных случаях видны признаки небольшой «примятости» вершин линии. Следует отметить, что при структуре линий магнитного ПОЛЯ, требуемого для реализации модели Кнппенхана-Шлютера, в области протуберанцев мы должны были бы получить, вообще говоря, не одну, а три нейтральных линии, расположенных практически параллельно. Это видно, например, на рис. 2.14, где авторы [Godoli et al., 1974] попытались смоделировать такое поле двумя диполями, и можно видеть, что в выделенной области у каждой силовой линии имеются три точки, где они строго горизонтальны. Однако ни для одного из исследованных волокон такая картина не наблюдалась. На вершине арок силовых линий не может устойчиво удерживаться плотная плазма. Иное дело если в отой плазме протекает электрический ток достаточной величины и соответствующего направления. Такой ток имеет положение устойчивого равновесия как раз на вершине арки (при учете взаимодействия с индукционными токами в фотосфере). Как отмечалось, на этом построены модели магнитного равновесия волокон инверсной полярности. Прямые измерения магнитного поля в протуберанцах и косвенные оценки дают все больше свидетельств пользу этого типа равновесия.
Наличие сильного тока в короне сводит проблему поддержки протуберанца к равновесию этого тока. Равновесие плазмы, вес которой в данном случае мал по сравнению с электромагнитными силами, обеспечивается довольно легко, если принять во внимание геометрию силовых линий тока. На рис. 2.15 изображены силовые линии прямого тока, находящегося в равновесии над проводящей плоскостью в поле вертикального линейного диполя. Такая модель волокна была рассмотрена в работе Молодснского и Филиппова [1987]. Линейный диполь (два близко расположенных линейных тока) находится под фотосферой в точке х = О, z = -1. Пунктирная линия на рисунке показывает положение нейтральной поверхности ноля диполя в отсутствие токов. Корональный ток создаст собственное изображение в фотосфере, индуцируя токи, препятствующие проникновению поля коронального тока в недра Солнца. Сплошная жирная линия показывает геометрическое место точек, где кривизна силовых линий направлена вверх, то есть «ямок». В этих ямках может накапливаться и удерживаться плазма, составляющая тело протуберанца. Как видно, хотя эта линия и не совпадает с нейтральной поверхностью, но она тяготеет к ней. Таким образом, протуберанец будет иметь наклон, близкий к наклону нейтральной поверхности подфотосферного источника.
Составить детальную картину распределения вещества в данной магнитной конфигурации удается только при некоторых довольно произвольных предположениях [Aulanier et al., 1999]. Вместе с тем ясно, что вершины арок должны быть как-то выделены, поскольку это места равновесия токов. Паше исследование [Загнетко и др., 2005] показало, что, действительно, вещество протуберанцев концентрируется вблизи поверхности, проходящей через вершины магнитных арок, нейтральной поверхности. Таким образом, геометрическая форма протуберанцев, их наклон к вертикали отражают структуру магнитного поля, создаваемого в короне подфотосферными токами. Факт этого соответствия указывает на справедливость модели инверсной полярности для спокойных протуберанцев.
Исследована геометрия солнечных протуберанцев (волокон) и ее связь со структурой магнитного поля в короне, создаваемого источниками (токами) расположенными иод фотосферой. 1. Подтверждены результаты более ранних работ о том, что крупные спокойные волокна в области умеренных широт имеют систематический наклон к вертикали в сторону Запада. 2. Поверхность, вблизи которой в основном сконцентрировано вещество протуберанцев, близка к поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность Вг = О или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам. 3. 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.
Дифференциация спокойных и эруптивных волокон по отношению к критической высоте
Таким образом, для волокон, ориентированных преимущественно по меридиану, морфология которых не претерпевает быстрых изменений, при выделении «хребта» метод стерео может давать весьма точные оценки высоты волокна. Однако нельзя забывать о том, что в данном случае мы исследовали волокно, которое можно считать вполне стабильным, его крупномасштабная морфология оставалась низменной на протяжении долгого времени (что. вообще говоря, происходит с солнечными волокнами весьма редко) и, кроме того, для данного волокна задача выделения хребта также не представляла больших трудностей.
Нейтральную поверхность можно считать своеобразным "каркасом" или "вешалкой" для вещества волокна. Совмещая ее с видимой проекцией волокна на диск, мы можем найти приблизительное трехмерное распределение вещества волокна, в том числе вертикальную протяженность и высоту. Похожая методика с использованием расчета геометрии силовых линий коронального поля, применяется, например, для восстановления трехмерной структуры корональных петель [Wiegelmann et al., 2005J. Принципиально важным здесь является тот факт, что искомые параметры (угол наклона и высота) могут быть получены по единственной паре магнитограмма-фильтрограмма, т.е. расчет может быть выполнен «мгновенно», без привлечения снимков за другие дни.
Точное совмещение магнитограмм, фильтрограмм и полученных в ходе расчетов профилей требует определенной аккуратности. Необходимо выделять соответствующие области, по крайней мере, с точностью до одного градуса. Более предпочтительно - до 10 угловых секунд. В сложных случаях (волокно активно меняет морфологию и/или его топология не может быть аппроксимирована плоскостью) здесь существенную помощь могут оказывать разнообразные характерные детали магнитных структур, играющие роль реперов. Гелиографические координаты реперов можно считать неизменными за время прохождения волокна по диску, поэтому отсчеты координат характерных деталей структуры волокна и линии раздела полярностей ведутся относительно них (рис. 3.10).
На практике наличие таких реперов и, соответственно, привязанной к ним координатной сетки, позволяет проверить, при необходимости, точность определения координат выделенной области, а в случае обработки данных за несколько дней, заметить изменения в морфологии волокон и, в частности, определить момент, когда нижняя кромка волокна начинает подниматься над поверхностью хромосферы (см. рис 3.10 и 3.11). Для этого необходимо убедиться, что положение нейтральной поверхности (в первую очередь, нижней, «нулевой» линии) осталось неизменным, по отношению к реперным точкам. Тогда соответствующее смещение нижнего края волокна на исследуемом снимке можно интерпретировать как начало фазы его подъема.
В более общем случае последовательность действий при вычислении высоты по описанной методике такова. На первом этане На фильтрограмма Солнца и магнитограмма SOHO/MDI выравнивались по размеру, затем на них накладывалась одинаковая координатная сетка (рис. 3.12 - 3.13). Благодаря такой общей сетке при необходимости можно легко переносить элементы с одного изображения на другое. В качестве примера на рис. 3.12 -3.13 приведена реперная точка, выбранная на магнитограмме и соединенная с характерными деталями рассчитанной линии «критической высоты». Эти векторы могут быть легко отображены и на фильтрограмме в лучах На в результате переноса их общего начала в точку с теми же координатами, что были у избранной в качестве реперной точки на магнитограмме. Это позволяет при необходимости контролировать изменения координат нейтральной поверхности и самого волокна, благодаря тому, что координаты реперной точки пли совокупности реперных точек, избранных в качестве базиса, считаются неизменными на протяжении времени наблюдений.
Затем вырезалась исследуемая область на магнитограмме, с границами, координаты которых определялись с точностью до градуса. Рассчитанная по этой выделенной области нейтральная поверхность, соответственно, также четко привязана к определенным координатам (рис. 3.14). После этого ее легко можно было перенести на фильтрограмму, связав координаты нейтральной поверхности с координатами волокна. В данном случае (рис 3.12 - 3.13) реперная точка может использоваться, несмотря на значительное удаление от исследуемой области, т.к. дифференциальным вращением Солнца можно пренебречь, из-за того, что репер находится примерно на той же широте, что и исследуемый объект (правда, в другом полушарии).
Изменение положения волокна или нейтральной поверхности, не связанное с вращением (видимым перемещением на угловое расстояние, соответствующее скорости вращения поверхности Солнца для данной широты), удобно отслеживать по изменению расстояния между теми или иными участками этих объектов и базисными точками на более мелкой координатной сетке непосредственно в окрестностях волокна, положение которых изменилось лишь на угол (по долготе) определяемый из скорости дифференциального вращения Солнца на данной широте (рис. 3.15 - 3.16). Можно заметить, что на втором снимке нижняя кромка волокна начинает отрываться от поверхности хромосферы (появляется разрыв между «ножками волока и нижней (фотосферной) нейтральной линией).
