Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Рассмотрена проблема теоретического моделирования наблюдаемых в солнечной короне и межпланетном пространстве корональных выбросов массы (КВМ). Эти явления, наряду с солнечными вспышками, играют определяющую роль в формировании гелиосферы и космической погоды, поэтому исследования природы КВМ весьма...
Збережено в:
| Дата: | 2008 |
|---|---|
| Автор: | |
| Формат: | Стаття |
| Мова: | Російська |
| Опубліковано: |
Радіоастрономічний інститут НАН України
2008
|
| Теми: | |
| Онлайн доступ: | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8420 |
| Теги: |
Додати тег
Немає тегів, Будьте першим, хто поставить тег для цього запису!
|
| Назва журналу: | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| Цитувати: | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы / А.А. Соловьев // Радиофизика и радиоастрономия. — 2008. — Т. 13, № 3. — С. 114-123. — Бібліогр.: 32 назв. — рос. |
Репозитарії
Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine| _version_ | 1859595554689908736 |
|---|---|
| author | Соловьев, А.А. |
| author_facet | Соловьев, А.А. |
| citation_txt | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы / А.А. Соловьев // Радиофизика и радиоастрономия. — 2008. — Т. 13, № 3. — С. 114-123. — Бібліогр.: 32 назв. — рос. |
| collection | DSpace DC |
| description | Рассмотрена проблема теоретического моделирования наблюдаемых в солнечной короне и межпланетном пространстве корональных выбросов массы (КВМ). Эти явления, наряду с солнечными вспышками, играют определяющую роль в формировании гелиосферы и космической погоды, поэтому исследования природы КВМ весьма актуальны. Показано, что имеющиеся сегодня теоретические модели петельных выбросов массы основаны на неверных представлениях о структуре магнитных жгутов на Солнце и нуждаются в пересмотре. Проанализирована динамика скрученной магнитной петли в квазипродольном внешнем магнитном поле. Показано, что даже при относительно небольшой скрученности магнитного поля такая петля может быть выброшена на высоту до 100 000 км. Теоретически рассчитанный режим движения петли хорошо соответствует динамике одного из наблюдавшихся на TRACE финитных выбросов.
Розглядаеться проблема теоретичного моделювання спостережуваних у сонячній короні та міжпланетному просторі корональних викидів маси (КВМ). Ці явища, разом із сонячними спалахами, відіграють визначальну роль у формуванні геліосфери та космічної погоди, тому дослідження природи КВМ є вельми актуальними. Показано, що існуючі сьогодні теоретичні моделі петельних викидів маси грунтуються на хибних уявленнях про структуру магнітних жгутів на Сонці та потребують перегляду. Проаналізована дінаміка скрученої магнітної петлі у квазіподовжньому зовнішньому магнітному полі. Показано, що навіть з відносно невеликою скрученістю магнітного поля така петля може бути викинута на висоту до 100 тисяч км. Теоретично розрахований режим руху петлі добре відповідає дінаміці одного з спостережуваних на TRACE фінітних викидів.
The problem of building up the theoretical models for the CME (coronal mass ejections) observed in solar corona and interplanetary space is investigated. Studying these phenomena are of great importance, because CME, as well as the solar flares, play the governing role in forming heliosphere and cosmic weather. The existing theoretical models of loop-like mass ejections are shown to be based on wrong understanding of the magnetic rope structure on the Sun and need to be revised. We have undertaken theoretical analysis of dynamics of twisted magnetic loop in a quasi-longitudinal external magnetic field. We have proved that for this type configuration even the slight twisting of the rope can be sufficient to provide the rising of the top part of the loop to the heights up to 100 thousand kilometers. A theoretically derived mode of the loop movement corresponds well to the dynamics of the loop observed by TRACE.
Работа выполнена при поддержке Программы ОФН-16 и гранта СПбНЦ №77.
|
| first_indexed | 2025-11-27T21:09:46Z |
| format | Article |
| fulltext |
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3, с. S114-S123
© А. А. Соловьев, 2008
Скрученные магнитные петли в короне Солнца
и корональные выбросы массы
А. А. Соловьев
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН,
Пулковское шоссе 65, г. Санкт-Петербург, 196140, Россия
E-mail: solov@gao.spb.ru
Рассматривается проблема теоретического моделирования наблюдаемых в солнечной короне
и межпланетном пространстве корональных выбросов массы (КВМ). Эти явления, наряду с сол-
нечными вспышками, играют определяющую роль в формировании гелиосферы и космической
погоды, поэтому исследования природы КВМ весьма актуальны. Показано, что имеющиеся сегодня
теоретические модели петельных выбросов массы основаны на неверных представлениях о
структуре магнитных жгутов на Солнце и нуждаются в пересмотре. Проанализирована динамика
скрученной магнитной петли в квазипродольном внешнем магнитном поле. Показано, что даже
при относительно небольшой скрученности магнитного поля такая петля может быть выброшена
на высоту до 100000 км. Теоретически рассчитанный режим движения петли хорошо соответст-
вует динамике одного из наблюдавшихся на TRACE финитных выбросов.
Введение
В последние десятилетия, благодаря активному использованию космических телескопов, выяс-
нилось, что геоэффективное воздействие солнечной активности, космическая погода, состояние
магнитосферы и ионосферы Земли обусловлены, не только солнечными вспышками, но и таким
явлением, как корональные выбросы массы (КВМ). Это явление представляет собою сложный не-
стационарный процесс, связанный с быстрым квазирадиальным движением неравновесных маг-
нитных трубок (магнитных жгутов) в солнечной атмосфере. Внутри этих скрученных магнитных
трубок (петель, колец), выбрасываемых со скоростями до 2000 км/с, и в их непосредственной окре-
стности находится горячая плазма, ускоренные частицы, множественные токовые слои ([1-4] и др.).
КВМ тесно связаны с солнечными вспышками, но, вообще говоря, не являются, как считалось ра-
нее, простой составной частью вспышечного процесса. КВМ – достаточно самостоятельное явле-
ние, оно может как предшествовать вспышке, так и сопровождать ее, оно может происходить и в
отсутствие видимой вспышечной активности. Общим в солнечной вспышке и в КВМ является то,
что в обоих случаях мы имеем дело с резким, взрывообразным выделением магнитной энергии, запа-
сенной ранее в той или иной квазиравновесной магнитной конфигурации (см., например, [2, 3]). Раз-
ница лишь в том, что в одном случае основная часть этой энергии идет на нагрев плазмы и ускоре-
ние частиц (вспышка), а в другом – тратится на механическое ускорение макроскопических масс
газа вместе с вмороженным в него магнитным полем (КВМ). В тех случаях, когда магнитная энер-
гия распределяется более или менее равномерно по всем возможным “направлениям”, возникает
впечатление тесной генетической связи КВМ и солнечной вспышки. Все вышесказанное обеспечи-
вает большой интерес к исследованиям природы корональных выбросов, и количество работ, по-
священных этой тематике, в последние годы быстро растет.
Мы станем рассматривать только теоретический аспект проблемы, т. е. теоретические модели,
описывающие механизмы формирования и развития КВМ. Таких работ также довольно много, но
общим для них является признание того, что основной движущей силой выброса является магнит-
ная сила – другого механического движителя, эффективно и длительно действующего против силы
Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S115
тяжести, предложить невозможно. Известно, что не менее 1/3 всех выбросов имеют геометриче-
скую форму раздувающейся и поднимающейся петли, поэтому одним из основных направлений
развития теоретических моделей КВМ является моделирование выбросов, имеющих выраженную
петельную форму, т. е. в качестве основного “драйвера” всего явления рассматривается скрученный
магнитный жгут – петля, концы которой закреплены в фотосфере. Такого рода петельные модели
описаны еще в известной книге Э. Приста 1985 г. [5]. (В обсуждаемых там петельных моделях
транзиентов магнитная сила рассчитывается очень грубо, по порядку величины, оценки эти прово-
дятся без учета специфики электрических токов в плазме, о чем подробно будет сказано ниже, и
делается необоснованный вывод о том, что магнитная сила меняется с высотой, как и сила тяжести,
по закону обратных квадратов.) В книге “Магнитное пересоединение” 2005 г. [6] Э. Прист и
Т. Форбс, рассматривая проблему КВМ с точки зрения магнитного пересоединения, подчеркивают
([6], с. 408), что судя по результатам наблюдений последних лет основным типом пересоединения
является пересоединение магнитных силовых линий в области под поднимающейся магнитной
петлей. Это приводит к нарастанию потока азимутального магнитного поля в объеме жгута, что, в
свою очередь, служит основой для непрерывного ускорения всей петли в целом вплоть до некото-
рой максимальной скорости. Таким образом, доминирующей в теории КВМ сегодня остается кон-
цепция подъема магнитной петли, которая по тем или иным причинам в какой-то момент оказыва-
ется неуравновешенной в солнечной атмосфере вследствие скрученности, т. е. наличия в ней жгу-
товой структуры. Жгутовые модели КВМ активно развиваются в последние годы ([1, 7-12] и др.).
К сожалению, во всех аналитически построенных жгутовых моделях КВМ используются непра-
вильные формулы для магнитной силы, не учитывающие эффект экранировки электрических то-
ков, присущий магнитным жгутам в хорошо проводящей космической плазме, о котором пойдет
речь ниже. При разработке теории КВМ важно с самого начала взять за основу достаточно простую
базовую модель явления, в которой все элементы были бы прояснены и поняты с максимально воз-
можной степенью полноты. В качестве такой базовой модели КВМ мы и предлагаем в настоящей
работе модель скрученной магнитной петли во внешнем магнитном поле.
1. Экранированность магнитных жгутов в космической плазме
Речь идет об учете фундаментального электродинамического эффекта, который до сих пор
не осознан в должной мере. Дело в том, что магнитные поля, возникающие и исчезающие в фо-
тосфере Солнца на очень малых временах (часы, сутки, десятки суток), являются сугубо ло-
кальными образованиями. Для каждого из них можно мысленно выбрать такой замкнутый кон-
тур, в точках которого магнитное поле изучаемого объекта (пятна, волокна, петли) заведомо
отсутствует. Магнитное поле, вышедшее на поверхность Солнца в виде локальной магнитной
силовой трубки, может распространяться в окружающее пространство только двумя способами:
1) механически расталкивая в стороны окружающую плазму за счет своего магнитного дав-
ления, без проникновения магнитного поля силовой трубки в подвижные элементы внешней
среды, и
2) непосредственно проникая в окружающую среду за счет диффузии магнитного поля, обу-
словленной конечной проводимостью плазмы.
Второй способ не играет сколь-либо существенной роли, поскольку скорость диффузии, обу-
словленная омическими потерями электрических токов в космической плазме, обычно очень низка,
и толщина скин-слоя оказывается поэтому ничтожна мала по сравнению с характерными размера-
ми исследуемого активного образования. Согласно известной формуле, 2 2(4 ) ,cτ = πσδ связы-
вающей между собой толщину скин-слоя δ и характерное время процесса ,τ в условиях солнечной
фотосферы при проводимости плазмы (по Каулингу [13], с. 539, 545) 1210σ = (в ед. СГС – обрат-
ных секундах, 1 c) и характерном времени изменения 510 с (1 сутки) глубина слоя проникновения
поля в окружающую плазму составит всего 30 км. В хромосфере и короне эта величина окажется на
несколько порядков меньше за счет быстрого роста температуры и, соответственно, проводимости
с высотой. Аналогичные оценки можно получить и для магнитных звезд.
А. А. Соловьев
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S116
Таким образом, магнитные поля активных областей на Солнце, выходя в фотосферу и более
высокие слои солнечной атмосферы, просто механически расталкивают окружающую плазму
(вместе с вмороженным в нее внешним по отношению к всплывающему потоку магнитным
полем), резко расширяясь и ослабляясь по мере своего подъема вверх. При этом всегда со-
храняется достаточно резкая граница между образовавшейся новой магнитной структурой и ее
внешним окружением. Плазма этого внешнего окружения, как правило, также имеет свое прежде
в ней существовавшее магнитное поле, которое деформируется по мере “расталкивания” окру-
жающей среды более сильным всплывающим и расширяющимся новым потоком, но важно под-
черкнуть, что это именно внешнее магнитное поле, которое пространственно не перемешивается
с полем всплывающего элемента вследствие малости эффектов омической диффузии. Тонкая
подвижная граница между всплывающим новым потоком и его окружением обычно находится на
периферии объекта, в области довольно слабых полей, и, как правило, никак не отслеживается
наблюдательными средствами. Для этого необходима постановка особой наблюдательной задачи,
что никогда не делается. Но сам факт существования такой границы несомненен.
Если некоторую магнитную силовую трубку скрутить на ее торцах локальными вихревыми дви-
жениями плазмы, то вдоль оси этой трубки потечет электрический ток. На периферии выделенного
цилиндрического объема, где вихревое поле достаточно резко обрывается (падает с расстоянием от
оси быстрее, чем 1 ),r ток будет иметь другой знак. Поскольку магнитное поле вне трубки exB оста-
ется нескрученным (невозможно скрутить все пространство!), полный электрический ток через сече-
ние магнитного жгута обратится в нуль (рис. 1). Вот такие скрученные магнитные трубки, “плаваю-
щие в океане” высокопроводящей космической плазмы, и называют магнитными жгутами.
В приближении МГД током смещения пренебрегают, и тогда связь вихревого магнитного
поля и плотности тока задается уравнением Ампера:
4ro tB .
c
jπ
=
В интегральной форме оно имеет вид:
4 4 ,
S
I
c c
π π
= =∫ ∫Bdl jds (1)
т. е. циркуляция магнитного поля по любому произвольно выбранному замкнутому контуру
напрямую связана с полным электрическим током, который охватывается этим контуром.
Если внешнее по отношению к жгуту магнитное
поле достаточно слабое или отсутствует вовсе, то, про-
водя произвольный замкнутый контур через точки этой
внешней среды, мы, согласно (1), получаем, что дан-
ный ток равен нулю: 0I = (см. рис. 1, а также рис. 2).
В этом и заключается эффект экранировки электриче-
ских токов (current confinement) в высокопроводящей
космической плазме.
Если внешнее по отношению к жгуту магнитное поле
не мало и определенным образом деформировано
всплывшим магнитным элементом, то циркуляция маг-
нитного поля вдоль некоторого произвольного замкнуто-
го контура, имеющего относительно небольшие размеры,
сравнимые с размерами области всплытия, вообще гово-
ря, не обратится нуль, т. е. в области локальной деформа-
ции внешнего магнитного поля может наблюдаться неко-
торый интегральный электрический ток. Однако под-
Рис. 1. Магнитная трубка, скручиваемая
на торцах локальными вихревыми движе-
ниями плазмы. Вне области скручивания
азимутальное магнитное поле равно нулю
(локальный вихрь не может скрутить все
пространство вокруг жгута)
Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S117
Рис. 2. Слева изображено всплытие скрученной магнитной силовой трубки в солнечной фотосфере,
полный продольный ток равен нулю. Справа: так выглядела бы картина магнитных силовых линий в слу-
чае неэкранированного линейного тока. Магнитное поле такого тока было бы распределено не только
над фотосферой, но и во всем теле Солнца, в плотных высокопроводящих слоях, самоиндукция такого
тока была бы колоссальна, характерные времена его изменения составляли бы миллионы и миллиарды
лет, а не часы или сутки, как это происходит в действительности
черкнем, это – именно локальный эффект: если выбрать замкнутый произвольный контур доста-
точно удаленным, проходящим по таким точкам, где вихревое магнитное поле отсутствует, или, по
меньшей мере, убывает с расстоянием от области локальной деформации быстрее, чем по закону
1 ,r то мы снова приходим к условию 0I = . Этот факт сам по себе давно и хорошо осознан в кос-
мической электродинамике еще в 40-х и 50-х годах, когда обсуждались проблемы, связанные с тем,
что крупномасштабные электрические токи в космической плазме, не будь они экранированы, об-
ладали бы огромной самоиндукцией, и характерные времена их изменения измерялись бы не часа-
ми и сутками, как это наблюдается в действительности, а миллионами и миллиардами лет. В более
позднее время этот эффект, в частности, рассмотрен и явно учтен в известной книге Е. Паркера
[14], его принципиально важное для космической электродинамики значение было особо подчерк-
нуто в замечательном обзоре Б. Кадомцева [15], где даже приведен соответствующий рисунок ло-
кального замыкания электрических токов в магнитной силовой трубке, неоднородно закрученной
по ее длине: когда участки сильно скрученного поля перемежаются участками, на которых магнит-
ная силовая трубка слабо скручена или не скручена вовсе.
К сожалению, даже авторитет Паркера и Кадомцева не повлиял на ситуацию. При описании
динамики магнитных жгутов на Солнце до сих пор сохраняется инерция чисто “лабораторного”
подхода, при котором подразумевается, что вокруг каждого квазистационарного тока в косми-
ческой плазме со скоростью света автоматически устанавливается и каким-то непонятным об-
разом поддерживается во всем окружающем пространстве внешнее потенциальное магнитное
поле (т. е. имеется “дальнодействующая” магнитная “оплетка”, в которой азимутальное поле
падает с расстоянием от оси медленно, как 1 :r
( ) 2 .B r I crϕ = (2)
Процесс формирования вокруг провода с постоянным током внешнего потенциального
магнитного распределения, как известно из элементарной физики, действительно имеет место
при протекании квазипостоянного тока по проводнику (тонкому проводу), находящемуся в
А. А. Соловьев
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S118
вакууме (или в воздухе), где электромагнитное поле может беспрепятственно распростра-
няться со скоростью света, но он совершенно исключен в плазме, где наибольшая скорость
распространения относительно медленных (описываемых в рамках магнитной гидродинами-
ки) возмущений ограничена скоростью “быстрой магнитозвуковой волны” (корень квадрат-
ный из суммы квадратов альвеновской и звуковой скоростей), а скорость проникновения са-
мого магнитного поля в окружающую плазму – скоростью его диффузии, обусловленной
проводимостью плазмы (см. выше).
Тем более непонятно, как неэкранированные электрические токи, имеющие дальнодейст-
вующую магнитную оплетку (2), могли бы всплывать с больших глубин из подфотосферных
слоев Солнца, ведь окружающее их медленно спадающее магнитное поле распределено в ог-
ромном объеме – практически во всем теле Солнца, и оно вморожено в этом объеме! Всплытие
такой магнитной структуры потребовало бы кардинальной и очень быстрой перестройки всех
слоев Солнца, чего, конечно, не наблюдается.
Магнитные токовые петли, находящиеся в солнечной атмосфере, могут взаимодейство-
вать друг с другом только при непосредственном механическом контакте (этот процесс де-
тально описан, в частности, в широко известной работе Голда и Хойла [16]), но тем не ме-
нее спустя почти полвека, продолжают появляться работы, в которых рассматривается ин-
дукционное взаимодействие двух электрических токов в солнечной атмосфере, когда изме-
нение одного из них наводит через внешнее магнитное поле провода (2) э.д.с. в соседнем
контуре, в точности так, как если бы шла речь о проводах с токами, находящимися в вакуу-
ме или в воздухе [17, 18].
Tакой “лабораторный” подход резко противоречит основным положениям МГД и физики
космической плазмы. Он приводит, в частности, к тому, что имеющиеся на сегодня теоретиче-
ские модели петельных корональных выбросов, рассматривающие в качестве движителя энер-
гию скрученного магнитного поля, оказываются основанными на формулах, в которых выра-
жения для магнитной энергии и коэффициентов самоиндукции содержат члены вида
ln(8 ),R a где R – радиус кривизны магнитной петли, а – радиус ее малого (поперечного) сече-
ния ( ).R a I Это однозначно говорит о том, что авторы (иногда, возможно, и сами того не
подозревая, поскольку на рисунках поле (2) обычно не показывается!) используют представле-
ния о наличии внешнего потенциального магнитного поля (2) во всем пространстве вокруг
электрического тока в плазме.
2. Силы, действующие на магнитный жгут
Эффект экранированности электрических токов радикально меняет условия равновесия и
устойчивости жгутовых магнитных структур в космической плазме, в частности, на поверх-
ности Солнца. В работах [19-24] нами были выведены и использованы для различных прило-
жений формулы для сил, действующих на единичный элемент магнитного жгута, находяще-
гося в плазме, свободной от поля. Эти формулы записаны для величин, усредненных по попе-
речному сечению жгута. Такая форма особенно удобна для астрофизических приложений,
поскольку конкретное распределение магнитного поля внутри скрученной магнитной трубки
нам, как правило, из наблюдений неизвестно. Позже на несколько лет часть этих формул в
той же усредненной форме была получена и Е. Паркером в его статьях и в монографии [14].
Ссылок на наши более ранние работы, в которых были выведены аналогичные выражения, в
[14] нет, но в данном случае речь идет не о приоритете, а о том, что сам физический эффект
экранировки электрических токов в магнитных жгутах так до сих пор и остается незамечен-
ным и непонятым.
Ниже мы приводим основные формулы, необходимые для расчета динамики магнитных
жгутов в солнечной атмосфере при тех или иных внешних условиях.
1. Условие поперечного равновесия магнитного жгута в среде без внешнего магнитного по-
ля, выраженное через средние по сечению жгута 2aπ величины, имеет вид:
Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S119
2
ex .
8
zBP P< >
= + < >
π
(3)
Использована локальная цилиндрическая система координат, значком “ex” отмечены ве-
личины, относящиеся к внешней среде, угловые скобки означают усреднение по сечению
жгута. Магнитное поле в жгуте имеет продольную и азимутальную составляющие:
( )0, ( ), ( ) .zB r B rϕ=B Азимутальное поле не входит в (3) вследствие условия экранировки 0.I =
Обычно рассматриваются достаточно тонкие магнитные жгуты ( ).R a В этом случае движе-
ния плазмы по малому радиусу петли a и по радиусу ее изгиба R можно разделить и считать,
что во все время движения (вытягивания) магнитной петли условие (3) выполняется.
Сила, действующая по радиусу изгиба жгута-петли R, равна
22 21 1(1) 2 (2 ).
8 8 8
z z
R
BB BF
R R
ϕ⎧ ⎫< >< > < >⎪ ⎪= − − = − − κ⎨ ⎬π π π⎪ ⎪⎩ ⎭
(4)
Здесь
2
2
z
B
B
ϕ< >
κ =
< >
– интегральная скрученность магнитного поля в жгуте. Имеется состояние
устойчивого в среднем равновесия при 2.κ =
2. Поперечное равновесие магнитного жгута в среде с внешним квазипродольным магнит-
ным полем требует следующего баланса давлений (рис. 3):
2 2
ex
ex .
8 8
zB BP P< >
+ = + < >
π π
(5)
Рис. 3. Магнитный жгут в форме петли – полутора в окружении внешнего квазипродольного поля. Цир-
куляция внешнего магнитного поля по произвольному контуру, охватывающему поперечное сечение
жгута (показан пунктиром), очевидно, равна нулю, поскольку элементы контура dl образуют прямой
угол с силовыми линиями внешнего нескрученного магнитного поля
Сила, действующая по радиусу изгиба R, в этом случае может быть представлена в виде:
А. А. Соловьев
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S120
( )
2
ex
1(2) 2 .
8R
B
F P P
R
ϕ⎧ ⎫< >⎪ ⎪= + < > −⎨ ⎬π⎪ ⎪⎩ ⎭
(6)
Давление газа в корональной магнитной петле P< > обычно выше, чем в окружающей ко-
роне, поэтому оба члена в фигурной скобке положительны, и равновесие в такой магнитной
петле изначально отсутствует! Нет смысла исследовать его устойчивость, следует сразу рас-
сматривать закон ее движения под действием силы (2)RF и силы тяжести. Сила (2)RF поло-
жительна, значит, петля вытягивается вверх и в стороны.
3. Равновесие жгута во внешнем магнитном поле с поперечной по отношению к оси жгута
составляющей ex, 0.B ⊥ ≠ В этом случае:
( )
2
ex,
ex ( 0)
1(3) 2 .
8 2 R r a
B BRF P P B
R a
ϕ ⊥
ϕ = −
⎧ ⎫< >⎪ ⎪= + < > − −⎨ ⎬π π⎪ ⎪⎩ ⎭
(7)
В фигурной скобке появляется отрицательное слагаемое ex,
( 0)
.
2 r a
BR B
a
⊥
ϕ = −
−
π
Поскольку
обычно 1,R a то удержание скрученной магнитной петли в короне Солнца внешним маг-
нитным полем становится в принципе возможным! Но оно легко может быть нарушено даже
при небольшом изменении взаимной ориентации магнитной петли и внешнего поля.
Результаты, приведенные в этом разделе, можно получить из известных формул В. Д. Шаф-
ранова [25] при учете свойства экранированности токов и/или прямым интегрированием урав-
нений движения магнитного жгута [23, 24], а также методом, изложенным в [21].
3. Динамика скрученных магнитных петель
и финитные выбросы корональной массы
Хотя основные формулы, описывающие силы, действующие на скрученный магнитный жгут,
были получены нами давно, в начале 70-х [19-21], и даже были проанализированы основные ди-
намические эффекты [22, 23, 26, 27], последовательной разработки модели КВМ на основе этих
результатов до сих пор не проводилось. Это было связано как с недостатком (до недавнего вре-
мени) надежного наблюдательного материала, так и с тем, что основное внимание авторского
коллектива уделялось другим аспектам физики корональных магнитных петель: исследованию их
волновых и колебательных свойств с учетом сильной неоднородности их радиальной структуры
[28-31]. В последние годы ситуация заметно изменилась, количество наблюдаемых явлений
КВМ, благодаря успешной работе УФ телескопа TRACE и УФ коронографа LASCO, установлен-
ного на КА SOHO, резко возросло, изменилось и само понимание роли КВМ в геоэффективных
проявлениях солнечной активности, в формировании космической погоды.
Нам представляется, что для успеха теоретического моделирования КВМ, как очень
сложного, многостадийного и нелинейного процесса, необходимо начать с разработки про-
стой базовой модели петельного выброса, который ограничен по высоте (так называемые
финитные или ограниченные, confined, выбросы). В такой модели можно ограничиться уче-
том только двух сил: магнитной и гравитационной и получить простые аналитические фор-
мулы для основных режимов движения. В дальнейшем можно будет, усложняя модель, учи-
тывать все более тонкие и сложные эффекты, а также переходить к численному моделиро-
ванию всего явления, имея в качестве контрольных примеров уже хорошо известные из
аналитической модели достаточно простые частные ситуации.
В работе [27] в 1985 г. нами рассматривалось движение слабоскрученной магнитной петли
во внешнем квазипродольном поле (рис. 3). Было получено, что возможны два различных ре-
жима движения скрученной магнитной петли:
Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S121
1. Ускорение. Пока скорость движения вершины петли V меньше альвеновской aV и длина
петли невелика. На этой стадии вращательный момент TM поддерживается в вершине петли
постоянным за счет его переноса торсионными альвеновскими волнами вдоль петли от ее осно-
ваний к вершине.
2. Торможение. Когда V достигает альвеновской скорости ,aV и длина петли значительно
увеличивается, торсионные альвеновские волны уже не успевают обеспечивать постоянство
вращательного момента вдоль петли, и движение вершины петли начинает происходить с дру-
гим интегралом: с сохранением потока азимутального поля в вершине петли (сохраняется ко-
личество кольцевых силовых линий в элементе объема петли). В численном примере, приве-
денном в работе [27], для величины альвеновской скорости в петле aV принималось значение
300 км/с.
В данном случае мы имеем дело с успешным и весьма заблаговременным предсказанием
теории: как раз такой режим выброса скрученной магнитной петли (вначале – ускорение до ,aV
а затем – торможение до остановки) был описан в работе наших китайских коллег [32] (рис. 4),
обработавших один из фильмов КВМ, полученных на TRACE.
Рис. 4. Рисунок взят из работы Ji H. et al. [32].Описывается динамика финитного выброса, наблюдав-
шегося на TRACE 27.05.2002 г. H( t ) – высота вершины взлетающей петли, V( t ) – ее скорость, A( t ) –
ускорение. По горизонтальной оси отложено время в минутах
Как показали проведенные нами численные расчеты, очень хорошее совпадение теоретиче-
ских и наблюдаемых зависимостей получается именно при 300 км/сaV = и при интегральной
скрученности (отношение среднего по сечению квадрата энергии азимутального поля к такой
же величине продольного поля) всего около 0.05÷0.07! Как видим, даже слабой скрученности
магнитного поля петли оказывается достаточно для производства такого финитного выброса.
При большей скрученности поля петля улетит дальше и будет подхвачена солнечным ветром.
А. А. Соловьев
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S122
4. Выводы
1. Токовые магнитные структуры в космической плазме и, в частности, на поверхности
Солнца, возникающие вследствие локальной скрученности магнитного поля вихревыми, сдви-
говыми, шировыми и т. п. движениями высокопроводящего газа, имеют свои специфические
особенности. Одной из важнейших таких особенностей является экранирование полного элек-
трического тока магнитного жгута (current confinement).
2. Учет электрического экранирования резко меняет условия равновесия и динамические
свойства магнитного жгута в целом. Для экранированного магнитного жгута, в зависимости от
структуры внешнего магнитного поля, возможны различные способы удержания и различные
режимы движения (выброса) под действием магнитной и гравитационной сил.
3. Исследование динамики скрученных магнитных петель с учетом современных достиже-
ний наблюдательной астрономии позволит значительно углубить понимание природы КВМ и
разработать новый класс теоретических моделей этого явления, более адекватных по своей фи-
зической природе реальным солнечным объектам, чем те, что обсуждаются в литературе в на-
стоящее время.
Работа выполнена при поддержке Программы ОФН-16 и гранта СПбНЦ №77.
Литература
1. Chen J. Physics of coronal mass ejections: a new paradigm of solar eruptions. Space Science reviews. 2001,
Vol. 95, pp. 165-190.
2. Moore R. L, Sterling A. C., Hudson H. S., Lemen J. R. Onset of the magnetic explosion in solar flares and
coronal mass ejections. Astrophys. J. 2001, Vol. 552, pp. 833-848.
3. Chen P. F., Shibata K. An emerging flux trigger mechanism for coronal mass ejections. Astrophys. J. 2000,
Vol. 545, pp. 524-531.
4. Chen J., Krall J. Acceleration of coronal mass ejections. Journal of Geophysical Research. 2003, Vol. 108,
Issue A11, pp. SSH 2-1.
5. Прист Э. Солнечная магнитная гидродинамика. Москва, Мир, 1985.
6. Прист Э., Форбс Т. Магнитное пересоединение. Москва, Физматлит, 2005.
7. Chen J., J.Geophys. Res. Theory of prominence eruption and propagation: Interplanetary consequences. 1996,
Vol. 101, pp. 27499-27520.
8. Sturrock P. A., Weber M., Wheatland M. S., Wolfson R. Metastable magnetic configurations and their signifi-
cance for solar eruptive events. Astrophys. J. 2001, Vol. 548, pp. 492-496.
9. Forbes T. G., Linker J. A., Chen J. et al. CME Theory and Models. Space Science Reviews. 2006, Vol. 123,
Issue 1-3, pp. 251-302.
10. Krall J., Chen J., Duffin R. T., Howard R. A., Thompson B. J. Erupting solar magnetic flux ropes: theory and
observations. Astrophys. J. 2001, Vol.562, pp.1045-1057.
11. Chen, J., Marqué, C., Vourlidas, A., Krall, J.,Schuck, P. W. The Flux-Rope Scaling of the Acceleration of
Coronal Mass Ejections and Eruptive Prominences. Astrophys. J. 2006, Vol. 649, pp. 452-463.
12. Fan Y., Gibson S. E. Onset of coronal mass ejections due to loss of confinement of coronal flux ropes. As-
trophys. J. 2007, Vol. 668, pp. 1232-1245.
13. Cowling T. G. Solar Electrodynamics. Chapter 8 in the book “The Sun” Ed. by G.P. Kuiper. The University
of Chicago Press, Chicago. 1953.
14. Parker E. Cosmical Magnetic Fields. Part I, Claredon Press. Oxford. 1979.
15. Кадомцев Б. Б. Перезамыкание силовых линий в магнитной гидродинамике.// В кн. “Нелинейные вол-
ны”. Москва, Наука, 1979, с. 131-169.
16. Gold T., Hoyle F. On the origin of solar flares. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1960,
Vol. 120, pp. 89-105.
17. Khodachenko M. L., Haerendel G., Rucker H. Inductive electromagnetic effects in solar current-carring mag-
netic loops. Astronomy &Astrophys. 2003, Vol. 401, pp. 721-732.
18. Khodachenko M. L, Zaitsev V. V., Kislyakov A. G., Rucker H., Urpo S. Low-frequency modulations in the
solar microwave radiations as a possible indicator of inductive interaction of coronal magnetic loops. Astron-
omy & Astrophys. 2005, Vol. 433, pp. 691-699.
Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы
Радиофизика и радиоастрономия, 2008, т. 13, №3
S123
19. Соловьев А. А. .О всплытии магнитных жгутов в конвективной зоне, I. II.III. Солнечные данные.
1971, №5, с. 86-93; №10, с. 93-98; №11, с. 90-96.
20. Соловьев А. А. О структуре магнитного жгута над фотосферой. Солнечные данные. 1972, №2, с. 94-98.
21. Соловьев А. А.Термодинамика магнитного жгута. Письма в Астрономический журнал. 1976, Т. 2, №1, с. 39-44.
22. Соловьев А. А. К вопросу об устойчивости граничного слоя скинированного магнитного жгута. Пись-
ма в Астрон. журнал. 1977, Т. 3, №7, с. 319-321.
23. Соловьев А. А., Уралов А. М. Равновесие и устойчивость жгутовых магнитных структур на Солнце.
Письма в Астрон. Журнал. 1979, Т. 5, №9, с. 465-469.
24. Соловьев А. А. Уравнение движения и собственные колебания магнитного тороида. Солнечные дан-
ные. 1981, №11, с. 93-98.
25. Шафранов В. Д. Равновесие плазмы в магнитном поле. Вопросы теории плазмы, Москва, Атомиздат,
1962, вып. 2, с. 92-132.
26. Соловьев А. А. Об устойчивости равновесных состояний магнитного жгута. Астрономический жур-
нал. 1981, Т. 58, №3, с. 597-603.
27. Соловьев А. А. Динамика скрученных магнитных петель. Астрофизика. 1985, Т. 23, №2, c. 393-408.
28. Соловьев А. А., Михаляев Б. Б., Киричек Е. А. Радиационное затухание колебаний корональных пе-
тель. Физика плазмы. 2002, Т. 28, №8, с. 758-764.
29. Соловьев А. А., Михаляев Б. Б., Киричек Е. А. Корональные осцилляции: внутренняя структура пет-
ли. Физика плазмы. 2003, Т. 29, №12, с. 1130-1138.
30. Михаляев Б. Б., Соловьев А. А. МГД-волны в корональных петлях с оболочкой. Письма в Астроно-
мический журнал. 2004, Т. 30, №4, c. 307-314.
31. Mikhalyev B. B. Soloviev A. A. The oscillations of coronal loops including the shell. Solar Phys. 2005, Vol.
227, №2, pp. 249-263.
32. Ji H., Wang H., Schmahl E. J., Moon Y.-J., Jiang Y. Observations of the failed eruptions of the filament.
Astrophys. J. 2003, Vol. 595, pp. L135-L138.
Скручені магнітні петлі в короні Сонця та корональні викиди маси
А. А. Соловйов
Розглядаеться проблема теоретичного моделювання спостережуваних у сонячній короні та
міжпланетному просторі корональних викидів маси (КВМ). Ці явища, разом із сонячними спалаха-
ми, відіграють визначальну роль у формуванні геліосфери та космічної погоди, тому дослідження
природи КВМ є вельми актуальними. Показано, що існуючі сьогодні теоретичні моделі петельних
викидів маси грунтуються на хибних уявленнях про структуру магнітних жгутів на Сонці та потре-
бують перегляду. Проаналізована дінаміка скрученої магнітної петлі у квазіподовжньому
зовнішньому магнітному полі. Показано, що навіть з відносно невеликою скрученістю магнітного
поля така петля може бути викинута на висоту до 100 тисяч км. Теоретично розрахований режим
руху петлі добре відповідає дінаміці одного з спостережуваних на TRACE фінітних викидів.
Twisted Magnetic Loops in Solar Corona and Coronal Mass Ejections
A. A. Soloviev
The problem of building up the theoretical models for the CME (coronal mass ejections) observed in
solar corona and interplanetary space is investigated. Studying these phenomena are of great importance,
because CME, as well as the solar flares, play the governing role in forming heliosphere and cosmic
weather. The existing theoretical models of loop-like mass ejections are shown to be based on wrong
understanding of the magnetic rope structure on the Sun and need to be revised. We have undertaken
theoretical analysis of dynamics of twisted magnetic loop in a quasi-longitudinal external magnetic field.
We have proved that for this type configuration even the slight twisting of the rope can be sufficient to
provide the rising of the top part of the loop to the heights up to 100 thousand kilometers. A theoretically
derived mode of the loop movement corresponds well to the dynamics of the loop observed by TRACE.
|
| id | nasplib_isofts_kiev_ua-123456789-8420 |
| institution | Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine |
| issn | 1027-9636 |
| language | Russian |
| last_indexed | 2025-11-27T21:09:46Z |
| publishDate | 2008 |
| publisher | Радіоастрономічний інститут НАН України |
| record_format | dspace |
| spelling | Соловьев, А.А. 2010-05-28T11:55:56Z 2010-05-28T11:55:56Z 2008 Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы / А.А. Соловьев // Радиофизика и радиоастрономия. — 2008. — Т. 13, № 3. — С. 114-123. — Бібліогр.: 32 назв. — рос. 1027-9636 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8420 Рассмотрена проблема теоретического моделирования наблюдаемых в солнечной короне и межпланетном пространстве корональных выбросов массы (КВМ). Эти явления, наряду с солнечными вспышками, играют определяющую роль в формировании гелиосферы и космической погоды, поэтому исследования природы КВМ весьма актуальны. Показано, что имеющиеся сегодня теоретические модели петельных выбросов массы основаны на неверных представлениях о структуре магнитных жгутов на Солнце и нуждаются в пересмотре. Проанализирована динамика скрученной магнитной петли в квазипродольном внешнем магнитном поле. Показано, что даже при относительно небольшой скрученности магнитного поля такая петля может быть выброшена на высоту до 100 000 км. Теоретически рассчитанный режим движения петли хорошо соответствует динамике одного из наблюдавшихся на TRACE финитных выбросов. Розглядаеться проблема теоретичного моделювання спостережуваних у сонячній короні та міжпланетному просторі корональних викидів маси (КВМ). Ці явища, разом із сонячними спалахами, відіграють визначальну роль у формуванні геліосфери та космічної погоди, тому дослідження природи КВМ є вельми актуальними. Показано, що існуючі сьогодні теоретичні моделі петельних викидів маси грунтуються на хибних уявленнях про структуру магнітних жгутів на Сонці та потребують перегляду. Проаналізована дінаміка скрученої магнітної петлі у квазіподовжньому зовнішньому магнітному полі. Показано, що навіть з відносно невеликою скрученістю магнітного поля така петля може бути викинута на висоту до 100 тисяч км. Теоретично розрахований режим руху петлі добре відповідає дінаміці одного з спостережуваних на TRACE фінітних викидів. The problem of building up the theoretical models for the CME (coronal mass ejections) observed in solar corona and interplanetary space is investigated. Studying these phenomena are of great importance, because CME, as well as the solar flares, play the governing role in forming heliosphere and cosmic weather. The existing theoretical models of loop-like mass ejections are shown to be based on wrong understanding of the magnetic rope structure on the Sun and need to be revised. We have undertaken theoretical analysis of dynamics of twisted magnetic loop in a quasi-longitudinal external magnetic field. We have proved that for this type configuration even the slight twisting of the rope can be sufficient to provide the rising of the top part of the loop to the heights up to 100 thousand kilometers. A theoretically derived mode of the loop movement corresponds well to the dynamics of the loop observed by TRACE. Работа выполнена при поддержке Программы ОФН-16 и гранта СПбНЦ №77. ru Радіоастрономічний інститут НАН України Солнце и Cолнечная система Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы Скручені магнітні петлі в короні Сонця та корональні викиди маси Twisted Magnetic Loops in Solar Corona and Coronal Mass Ejections Article published earlier |
| spellingShingle | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы Соловьев, А.А. Солнце и Cолнечная система |
| title | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы |
| title_alt | Скручені магнітні петлі в короні Сонця та корональні викиди маси Twisted Magnetic Loops in Solar Corona and Coronal Mass Ejections |
| title_full | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы |
| title_fullStr | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы |
| title_full_unstemmed | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы |
| title_short | Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы |
| title_sort | скрученные магнитные петли в короне солнца и корональные выбросы массы |
| topic | Солнце и Cолнечная система |
| topic_facet | Солнце и Cолнечная система |
| url | https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/8420 |
| work_keys_str_mv | AT solovʹevaa skručennyemagnitnyepetlivkoronesolncaikoronalʹnyevybrosymassy AT solovʹevaa skručenímagnítnípetlívkoronísoncâtakoronalʹnívikidimasi AT solovʹevaa twistedmagneticloopsinsolarcoronaandcoronalmassejections |