В модели CSHKP [1-4] двухленточная вспышка создается пересоединением ранее открытого магнитного потока Y . На основе этого основного положения, при некоторых упрощающих предположениях, значения Y определены в настоящей работе по Нa - данным для трех больших вспышек с шагом в несколько минут. На основе значений Y , вычислены значения потока вектора Пойнтинга e ¢ , поступающего во вспышечную область (ВО) извне, и мощности вспышки Q. В каждой из исследованных вспышек отмечены первая и вторая активные фазы, соответственно, без и с пересоединением ранее открытого магнитного потока.

Мощность солнечной вспышки Q, характеризующая этот глобальный процесс в целом, а также изменения мощности во времени, содержат важную информацию о физике явления. В литературе имеются оценки значений Q для отдельных событий [5], но закономерности изменений Q в ходе вспышек разных классов пока известны недостаточно. В настоящей статье графики изменений Q(t) построены для трех вспышек высоких оптических баллов (3В и 2В), исследованных ранее на основе наблюдений в линии Нa [6-8]. Использовался метод оценки Q, предложенный для магнитосферных суббурь [9] и адаптированный авторами [9] применительно к крупным солнечным вспышкам.

Исследовались так называемые LDE-вспышки с развитой двухленточной структурой. Известная модель CSHKP предполагает существование перед вспышкой открытого магнитного потока, Y , который создается, по предположению авторов [7], благодаря пересоединению нового всплывающего магнитного потока с силовыми линиями вышележащего магнитного поля. Следуя [7], мы принимаем, что в начале вспышки открытый магнитный поток Y занимает значительную часть ВО. Изменение значения Y в ходе вспышки может быть вычислено из уравнений:

где B- характерное значение модуля МП на фотосфере ВО, S₃(t)– значение площади ВО, занятой открытым магнитным потоком, S₂(t) – значение площади между внешними границами вспышечных лент, (S₂)_max - максимальное значение S(t).

Предфаза - накопление энергии в магнитном поле ВО без наблюдаемых признаков вспышечной активности.

Следуя [7], мы полагали, что внешним источником мощности вспышки является поток вектора Пойнтинга e ¢ внутрь ВО, рассчитываемый из уравнения:

где m ₀=4p × 10^-7 Гн/м, V - скорость всплывающего магнитного потока.

Мы полагали, что часть поступающего в магнитосферу ВО в ходе загрузочной стадии потока энергии, равная ke ¢ , создает наблюдаемую на стадии загрузки мощность возмущения Q. Остаток, равный (1-k)e ¢ , запасается в магнитном поле ВО и превращается в наблюдаемую мощность вспышки на разгрузочной стадии (k<1 – неизвестный коэффициент). Предполагаем также, что на разгрузочной стадии мощность возмущения Q пропорциональна суммарной площади S'₂ светящихся структур ВО. Отсюда имеем уравнение при

где t_i – время начала i-ой фазы вспышки, t₅ – время окончания 4-ой фазы и < > - знак осреднения.

При t_3< t < t₅ Q(t) = k_1× S'₂(t) (6)

где k₁= k× e ¢ (t₃) / S'₂(t₃) (7)

Решение для к, с учетом сшивки значений Q при t=t_{3 ,} имеет вид:

Таким образом, значения Q(t) вычисляются с помощью уравнений (4), (6) и (8) по измеренным на Нa -фильтрограммах значениям S¢ ₂(t), значениям t_i, найденным в результате определения моментов начал фаз вспышки, и значениям e ¢ (t), которые вычисляются на основе Y при заданных характерных значениях B и V (уравнение (3)). Характерные (средние наблюдаемые) значения B=250Гс и V=10км/с взяты из литературы [напр.,10].

Были исследованы Ha -данные вспышек 5.11.1970, 12.10.1981 и 27.06.81. Их подробное описание было дано ранее [6-8]. На рис 1¸ 3 показаны графики параметров Y , e ¢ , S¢ ₂, Q для исследованных вспышек. Начало первой активной фазы (момент времени t₂) определяется с начала наблюдения в Нa первых ярких узлов вспышки. Момент времени t₁ (начало предфазы) определяется, полагая (t₂-t₁)=10³с для вспышки 12.10.1981 и 10⁴с для вспышек 5.11.1970 и 27.05.81 согласно [7].

Начало t₂ первой активной фазы вспышки 5.11.1970 (рис.1) принято авторами как момент вблизи 3.03 UT, когда появились первые узлы вспышки на концах почти исчезнувшего волокна, лежащего на линии раздела полярностей (ЛРП). Это совпадает с описанием Банина [6]. Как видно из Ha -изображений вспышки [6], в 3.15 UT уже сформированы узкие ленты с большим широм, разделенные тонким темным волокном. Около 3.20 UT начинается расхождение лент - начало второй активной фазы (момент t₃). До 3.40 UT идет процесс быстрого расхождения лент, что соответствует быстрому падению (рис.1). С 3.40 UT (момент t₄) начинается четвертая фаза. Около 7.20 UT (момент t₅) остается лишь слабое свечение на месте максимально разошедшихся лент.

Перед вспышкой 12.10.1981 (6.07¸ 6.50 UT) (рис.2), подробно описанной Курокавой [8], в течение нескольких часов наблюдалась серия малых вспышек, в ходе которых сформировались лентоподобные светящиеся структуры. Начало первой активной фазы (момент t₂) определено вблизи 6.14 UT, когда усилилась вспышечная активность согласно [8]. Рост Y , видимый на рис. 2 в интервале 6.07¸ 6.19 UT, свидетельствует о схождении светящихся структур, что контрастирует с расхождением лент вспышки на 2-й активной фазе, в интервале 6.26¸ 6.31 UT. На графиках e ¢ и интервал схождения светящихся структур виден как фаза загрузки, включающая предфазу, что позволило определить длительность последней t₂-t₁ 10³ с (см. рис. 2). За окончание вспышки принят момент 8.38 UT по опубликованным данным других обсерваторий [12].

Описание вспышки 27.06.81 (балла 2В) (рис.3), исследованной ранее в [7], здесь не приводится для экономии места. Начало вспышечной активности (момент t₂) принято вблизи 8.28 UT согласно [7]. Окончание вспышки - момент t₅ - взят по данным [13]. Параметр S¢ _{2 ,} из-за неполных оригинальных Ha -данных, был приближенно оценен, полагая S¢ ₂(t)=k_3× S₂(t), где к_3< 1, переменный коэффициент, взят по характерным значениям S¢ ₂(t)/S₂(t) вспышки 5.11.70.

Общим свойством вспышек (рис.1¸ 3) является рост значений параметров Y , e ¢ на предфазе, флуктуации их значений вблизи максимума в первой активной фазе, резкое падение на второй активной фазе и плавное уменьшение до нуля на фазе возврата. Предфаза показана на графиках только частично. Предполагаемые в соответствии с моделью значения параметров Y , e ¢ , Q в момент t₁ равны нулю и линейно увеличиваются до измеренных значений в конце предфазы.

Отношение средних значений мощности <Q> второй активной фазы к значениям первой активной фазы для всех вспышек близко к 2.

Вычисления выполнены при ряде упрощающих предположений. Надежность полученных результатов ограничивается тем, что вместо реальных измеренных значений нам пришлось использовать характерные (средние) значения "свободных параметров": V=10 км/с, В=250 Гс и (t₂ - t₁)=10⁴с.

По порядку величины ожидаемое значение Y должно совпадать с характерным значением разбаланса магнитных потоков различной полярности, пересекающих основание ВО. По данным Гопасюка [14] это характерное значение <>10¹³ Вб, что не противоречит данным рис. 1-3. Для того, чтобы полная энергия рассмотренных больших вспышек составила ожидаемое значение 10²⁵ Джоуль при длительности фазы накопления (t_2- t₁)=10⁴с, ожидаемое среднее значение e ¢ для этих вспышек должно быть 10²¹Вт. Для сравнения, по данным рис.1-3, средние значения e ¢ для загрузочной фазы были 2.1× 10²¹, 5.0× 10²¹Вт, 1.9× 10²¹ Вт для вспышек 12.10.81, 5.11.70 и 27.06.81, соответственно. Наконец, при длительности наблюдаемой активной фазы вспышки (t₄-t₂)3× 10³с (см. рис. 1-3), ожидаемая средняя мощность должна быть <Q>=(10²⁵/3× 10³)Вт3× 10²¹ Вт, что также сопоставимо с данными рис.1-3.

Приведенные оценки позволяют предположить, что значения Q верны с точностью до множителя 13.

6. Charmichael H. In: Hess W. N. (ed.), 1964 AAS – NASA Symposium on the physics of solar flares. NASA SP 50. 1964. P. 451.
7. Sturrok P. A. In: Structure and development of solar active regions. IAU Symp. No 35. Ed. Kiepenheuer. Dortrecht – Reidel. 1968. P. 471- 480

3. Hirayma T. Theoretical Model of Flares and Prominences. I: Evaporating Flare Model// Solar Phys. 1974.V.34. P. 323-338.
4. Kopp R. A. and Pneuman G. W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon// Solar Phys. 1976. V.50. P. 85-93.
5. Ohayma M. and Shibata K. Preflare Heating and Mass Motion in a Solar Flare Associate with Hot Plasma Ejection: 1993 November 11 C9.7 Flare, 1997.// PASF: Publ. Astron. Soc. Japan.1997. V. 49. P. 249-261 and Plates 5-7.
6. Алтынцев А.Т., Банин В.Г., Куклин Г.В., Томозов В.М. Солнечные вспышки. Гл. 1.7. М.: Наука, 1982.
7. Мишин В.М., Банин В.Г., Лунюшкин С.Б. и др. Динамика открытого магнитного потока в магнитосфере вспышечной области на Солнце.// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Вып. 105. Новосибирск.: Издательство СО РАН, 1997. С.59-79.
8. Kurokawa H. High – Resolution Observation of H Flare Regions.// Space sci. Rev. 1989. V.51. P. 49-84.
9. Mishin V.M., Urbanovich V.D., Bazarzhapov A.D. at al. Substorm – Storm Relationships. // Substorm-4. Proc. ICS-4.Terra/Kluwer Pubs.1998. P.801-804.
10. Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. М.: Мир. 1985. Гл.1. п.1.4.4. Стр.99.
11. Kosugi T. and Somov B.V. Magnetic reconnection and particle acceleration in solar flares.// National astronomical observatory. Solar and plazma astrophysics preprint 1997. No.97-15. Japan..
12. Solar Geophysical Data. 1984.V.481. Part.2. P.38.
13. Solar Geophysical Data. 1984.V.476. Part.2. P.55.
14. Гопасюк С.И. Структура и динамика магнитного поля в активных областях на Солнце.// Астрономия. T.34 (Итоги науки и техники, ВИНИТИ АН СССР). М.: 1987.