Введение к работе
Актуальность темы диссертации. Солнце — довольно обычная звезда спектрального типа G2V с абсолютной звездной величиной 4.8. Однако близость к Земле делает ее единственной в своем роде. Исследование Солнца имеет основополагающее значение для понимания поведения звезд и вообще космической плазмы.
Традиционно все солнечные явления делят на два класса: спокойные и активные. Спокой}ше Солнце рассматривается как статичный, сферически - симметричный плазменный шар, свойства которого в первом приближении зависят от радиального расстояния от центра и магнитным полем которого можно пренебречь. Активное Солнце включает в себя такие преходящие (не постоянно существующие на Солнце) явления, как активные области, входящие в них солнечные пятна, протуберанцы, петли и вспышки, выделяющиеся на фоне спокойной атмосферы. При этом все названные здесь формы солнечной активности обязаны своим существованием магнитному полю и, несмотря на кажущиеся различия, физически не столь уж различны, представляя собой лишь разнообразные формы проявления в солнечной плазме меняющихся характеристик солнечного магнитного поля. Для описания явлений активного Солнца в большинстве случаев исключительно хорошо подходит магнитогидродинами-ческая теория. В частности, основными задачами, стоящими перед ней являются: изучение особенностей возникновения, поведения и структуры магнитных петель, протуберанцев, а также активных областей в целом, и моделирование того многообразия движений, которые в них наблюдаются.
В настоящее время достигнут значительный прогресс в деле изучения на основе МГД уравнений разнообразных стационарных (d/dt = 0) задач, которые образовали собой крупный раздел в МГД теории Солнца, именуемый солнечной магннтогидроста-тикой. В рамках магнитогидростатики построены и исследованы модели равновесия различных солнечных плазменно-магнитных
структур, таких как протуберанцы [2-11] и всевозможные магнитные силовые трубки [12-16], получены критерии их устойчивости [9,17-23].
Вместе с тем, солнечная плазма и различные объекты солнечной атмосферы находятся в процессе непрерывного движения и трансформации [1].
При помощи наземных инструментов с высоким разрешением установлено, что фотосфера чрезвычайно неоднородна, а ее магнитное поле состоит из мелкомасштабных структур, морфология и поведение которых тесно связаны с явлением фотосферной конвекции. Основная часть (~ 90%) фотосферного магнитного потока вне активных областей концентрируется на границах супергранул, особенно в местах стыка 3-х ячеек, образуя так называемые поля сетки, состоящие из магнитных узлов или интенсивных магнитных силовых трубок. Напряженности поля в этих трубках достигают величины 1 Ч- 2 кГс, а характерные значения радиуса составляют 100 -г- 300 км.
Хромосфера состоит из холодных струй (спикулы, серджи, спайки), движение вещества в которых, по-видимому, происходит вдоль магнитного поля. Причины возникновения подобного рода течений оказываются тесно связанными с особенностями взаимодействия плазмы с полями высокой напряженности на границах супергранул.
Наконец, наблюдения в мягком рентгеновском диапазоне, проводимые на космических аппаратах, показали, что солнечная корона также имеет динамичную и в высшей степени сложную структуру. Было обнаружено существование областей двух различных типов. В одних магнитное поле имеет открытую конфигурацию, они носят название корональних дыр, в других магнитное поле замкнуто, и они состоят из множества корональних петель. Плазма активной области чрезвычайно динамична; ее непрерывная активность проявляется в виде широкого спектра потоков различного типа (эвершедовскпс спикульные, корональ-ные дожди, сифонные потоки).
При этом разнообразные течения плазмы не принимались во внимание при построении стационарных моделей.
Изменчивость и нестационарность характерны не только для активных областей на Солнце в целом, но и для отдельных их компонент, объектов, входящих в состав активной области. Как протуберанцы, так и магнитные петли не существуют бесконечно во времени, все они формируются в результате определенных процессов, развиваются в течение некоторого конечного времени жизни, по истечении которого исчезают, разрушаясь или трансформируясь в другие объекты. Например, нагрев плазмы протуберанца может сделать его невидимым в традиционном диапазоне длин волн На , что выглядит как исчезновение протуберанца (disparition brusque - внезапное исчезновение). В других случаях происходит активизация спокойных протуберанцев и их превращение в эруптивные, характеризующаяся мощными выбросами вещества, приводящими к разрушению волокна. В то же время, увеличение плотности плазмы в магнитной петле, сопровождаемое ростом потерь на излучение, создает условия для формирования плотного холодного петельного протуберанца.
Одним из проявлений мощных энергетических процессов, происходящих на Солнце, являются вспышки. Они могут быть самыми различными, от простого локализованного уярчения, до чрезвычайно сложного явления, захватывающего практически всю активную область. Проявления вспышки наблюдаются сразу во всем электромагнитном спектре. Кроме того, во время вспышки в солнечный ветер выбрасываются высокоэнергичные частицы и сгустки плазмы. При этом и протуберанцы, и магнитные петли являются "активными участниками" этого значительного и существенно нестационарного события.
Из сказанного выше следует, что роль динамических процессов в понимании природы и физики Солнца чрезвычайно велика. Это обстоятельство обуславливает повышенный интерес к нестационарным явлениям на Солнце и диктует необходимость их более детального изучения и построения динамических моделей известных объектов и феноменов. Кроме того, физические свойства
и арирода некоторых корональных потоков до сих пор пока еще не известны, что делает актуальным исследование и моделирование динамических процессов в активных областях и, в частности, в магнитных петлях и протуберанцах.
Таким образом, задачи, рассмотренные в диссертации, являются важными и актуальными.
Цель работы: построение и анализ ряда теоретических моделей, описывающих динамику плазмы н энергетические процессы в солнечных магнитных трубках и протуберанцах, и позволяющих объяснить некоторые их характерные особенности.
Научная новизна.
-
В предлагаемой в диссертации модели формирования интенсивной магнитной трубки в конвективном потоке частично ионизованной фотосфернои плазмы обращается внимание на то, что в условиях слабо ионизованной фотосфернои плазмы магнитное поле не может рассматриваться как вмороженное. Поэтому исследуемый в диссертации механизм формирования интенсивных магнитных трубок в условиях фотосфернои конвекции, отличается от традиционно рассматриваемого в аналогичных ситуациях механизма, основанного на эффекте "нагребания" вмороженного магнитного ноля сходящимся аксиально симметричным течением плазмы.
-
Дан качественный и количественный анализ одного из возможных механизмов формирования в короналыюй магнитной петле источника микроволнового и мягкого рентгеновского излучения.
(3) Сложности аналитического моделирования самосогласо
ванной динамики плазмы и магнитного поля, как в лаборатор
ных, так и космических условиях, обуславливают особый инте
рес к рассмотрению и применению к данным задачам различных
нестационарных автомодельных решений. Такой подход сужает
класс изучаемых процессов, накладывает на них определенную
специфику, но, вместе с тем, позволяет получить их более про
стое аналитическое описание [25-27]. На основе известных авто-
модельныех решений МГЦ, описывающих течения плазмы с од-
нородной деформацией, в диссертации предложены и исследованы неадиабатические динамические модели солнечных магнитных трубок. Кроме того, автомодельное решение системы МГД уравнений, описывающее течения с однородной деформацией, было обобщено на случай многокомпонентной плазмы, содержащей нейтралы, и применено для описания динамики частично ионизованной плазмы внутри фрагмента магнитной петли, заполненного веществом протуберанца. В предлагаемых неадиабатических моделях солнечной магнитной трубки рассматривается более полная, по сравнению с исследовавшимися ранее аналогичными моделями [24,25,36-38], форма уравнения энергии, в котором, наряду с Джоулевым нагревом, учитываются существенно превосходящие его в хромосфере и короне потери энергии, связанные с излучением, а также вклад теплопроводности и нагрев, обусловленный вязкостной диссипацией или волнами. Еще одно отличие рассматриваемых в диссертации моделей от предшествующих состоит в том, что в них учитывается связанная с пространственной неоднородностью температуры пространственная неоднородность проводимости плазмы ст(х) ос Т3/2(х).
(4) Наличие нейтральных атомов порой существенным образом влияет на динамику и энергетику плазменно-магнитных стук-тур, что обуславливает необходимость развития методов описания течений частично ионизованной плазмы в магнитном поле и учета наличия нейтралов. Новым и важным с этой точки зрения является осуществленный в диссертации, учет частичной ионизации плазмы и ее движения при построении динамических моделей магнитных трубок и протуберанцев. В частности, согласно предложенной динамической модели протуберанца, построенной на базе решений классической модели Киппенхана-Шлютера [1,2] и автомодельных решений МГД, описывающих течения плазмы с однородной деформацией, солнечный протуберанец, рассматриваемый в магнитогидростатической модели Кип-пенхана-Шлютера, оказывается неустойчивым. В нем возбуждаются колебания плотности, магнитного поля и скорости вещества, способные привести к разрушению протуберанца и полному раз-
лету его вещества (активизация протуберанца).
Проведенный в диссертации анализ энергетики модели протуберанца показал, что вследствие ионно-атомных соударений в условиях нестационарного потока частично ионизованной плазмы протуберанца существенным образом возрастает мощность энерговыделения, и в ряде случаев возникают благоприятные условия для нагрева волокна, что могло бы привести к юзникновению в нем вспышечного процесса.
(5) В настоящее время не вызывает сомнения факт, что ко-рональные магнитные петли играют фундаментальную роль в процессе накопления и освобождения энергии в солнечной короне. Вместе с тем, механизмы такого накопления и, иногда, взрывного освобождения запасенной энергии до сих пор оставались важнейшими из не решенных вопросов в физике магнитных петель.
Большинство существующих в настоящий момент моделей вспышечного энерговыделения в магнитных петлях так или иначе связаны с явлением магнитного пересоединения и формированием нейтрального токового слоя внутри или на периферии магнитной петли. Несмотря на то, что данные модели хорошо интерпретируют многие наблюдаемые свойства солнечных вспышек, они, в то же время, испытывают определенные трудности с объяснением импульсной, взрывной фазы вспышки, имеющей длительность около 1 — 10 сек. Это связано с тем, что характер-ное время развития резистивнои тиринг моды t = iaRm , где
tA = — — 1-r-lOs, Rm ~ 10lo-rl012 - магнитное число Рейнольдса
уа (Va и /q, соответственно, характерное значение альвеновской скорости и характерный пространственный масштаб), реализуемой в процессе магнитного пересоединения в токовом слое, является обычно много большим 10 сек в условиях солнечной короны и хромосферы. Данных сложностей удается избежать при рассмотрении контурной модели вспышки в магнитной петле, основанной на идее разрыва цепи тока в контуре "корональная магнитная петля - фотосфера". Ключевым моментом в контурной модели вспышки является учет эффектов, связанных с частичной иони-
зацией плазмы солнечной фотосферы или протуберанца [39,40], движение которой оказывает влияние на структуру магнитного поля трубки, а также приводит к росту джоулева энерговыделения, обусловленного столкновениями ионов с атомами.
Проведенное в диссертации исследование динамики энерговыделения в токонесущей магнитной петле в процессе проникновения, вследствие развития желобковой неустойчивости, в токовый канал трубки плотной частично ионизованной плазмы протуберанца, является дальнейшим развитием существующих контурных моделей солнечных вспышек.
(6) Не смотря на определенные успехи в понимании и моделировании динамических и энергетических процессов, происходящих в отдельной магнитной петле, до сих пор остается не решенным ряд вопросов, связанных с механизмами накопления энергии и ее выделения в ансамбле магнитных петель. В связи с этим в диссертации на основании простой модели находящегося в динамике магнитного поля активной области, учитывающей эффекты индукционного взаимодействия магнитных петель друг с другом, впервые было показано, что всплыванне одной из петель может обуславливать носящий характер тепловой вспышки, нагрев отдельных магнитных петель, тогда как некоторые другие петли при этом охлаждаются, а ряд петель не меняет существенным образом своей температуры.
Основные работы по теме диссертации выполнены в период с 1990 по 1997 год.
Научная и практическая значимость. Рассмотренные в диссертации теоретические модели позволяют интерпретировать и более детально описать особенности ряда основных явлений активного Солнца, движение вещества, процессы энерговыделения в магнитных петлях и протуберанцах, а также в активных областях в целом.
Предсказываемые теоретическими моделями наблюдательные характеристики реальных объектов и феноменов могут служить основой для диагностики соответствующих им параметров плазмы и физических условий. Кроме того, на основе полученных
результатов возможно целенаправленное планирование наблюдательного эксперимента с целью выявления у реальных солнечных объектов особенностей, прогнозируемых моделями.
Апробация работы. Публикации. По теме диссертации опубликовано 9 статей в научных журналах, 2 статьи в трудах конференций, 11 тезисов докладов. Одна статья находится в печати. Основные положения диссертации отражены в статьях [26-35].
Результаты диссертации докладывались:
на Межрегиональных конференциях по радиоастрономическим исследованиям Солнечной системы (Львов, 1990; Пущино, 1992);
на XXIV-й Конференции молодых европейских радиоастрономов (Швеция, 1991);
на Пленарном заседании Европейского Астрономического Общества (Франция, 1992);
на Российско-Финском симпозиуме по радиоастрономии (Metsahovi, 1992);
на Радиоастрономических конференциях (Харьков, 1991; Н.Новгород, "Зеленый Город", 1992; Пущино, 1993);
на Европейских конгрессах молодых физиков (Франция, 1993, 1994);
на Международных школах по физике космической плазмы (Нижний Новгород, Волга, 1993, 1995, 1997);
на 1-м Евроазиатском симпозиуме по космическим наукам и технологиям (Турция, 1993);
на Международной школе по вихревым и магнитным трубкам (Франция, 1996);
на ХХП-й Генеральной Ассамблее Европейского геофизического общества (Австрия, 1997);
- на XXVII-й Радиоастрономической конференции (Ст.-
Петербург, 1997);
- на семинарах в ИПФ РАН, ЛФТИ а РАС ФИАН.
Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и двух приложений. Общий объехМ диссертации - 214 страниц, рисунков - 30, библиография - 124 наименования.
