В.И. Сидоров, С.С. Адельханов

Модель CSHKP [1-4], больших двухленточных солнечных вспышек, получила развитие в работах, выполненных в ИСЗФ СО РАН группой В.М. Мишина [5-7], на основе предложенного метода определения открытого магнитного потока во вспышечной области. Был сделан предварительный вывод, что большая вспышка содержит две последовательные активные фазы без и с пересоединением открытого магнитного потока Y . Крупная солнечная вспышка 14 мая 1981г., описанная ранее Баниным [8], исследовалась в данной работе в рамках упомянутой модели по данным Нa . Выполнен тест модели [5-7] и ее развитие на основе привлечения данных о рентгеновском излучении спутника GOES и введения новых электродинамических параметров.

1.Введение

Изучение крупной, балла 3N, двухленточной вспышки 14 мая 1981г. проводится по Нa -фильтрограммам, полученным С.А. Язевым в Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН. Были привлечены также данные GOES о рентгеновском излучении в диапазонах длин волн 1¸ 8А и 0,5¸ 4А [10]. В задачу работы входит анализ развития вспышки 14 мая 1981г. в рамках модели вспышки с двумя активными фазами, а именно: получение графика открытого магнитного потока Y методом [5] на основе данных Нa ; таймирование, т.е. определение начал фаз вспышки, по графику Y ; сопоставление результатов таймирования с графиками параметров рентгеновского излучения по данным GOES; получение графика мощности вспышки Q на основе метода [7]; оценки скорости магнитного пересоединения V_in в области первичного энерговыделения для двух активных фаз вспышки.

Открытый магнитный поток вспышечной области (ВО) в модели CSHKP создается, согласно предположению авторов [5], на предфазе вспышки благодаря пересоединению магнитного поля (МП) ВО с новым всплывающим магнитным потоком. Открытый магнитный поток Y перед началом вспышки имеет максимальное значение Y _max. Далее, с начала проявления вспышечного процесса в Нa ,Y можно получить из уравнений [5]:

где B=250Гс - характерное значение модуля МП на фотосфере ВО; S₃(t)– значение площади ВО, занятой открытым магнитным потоком; (S₂)_max –максимальное значение площади между внешними границами вспышечных лент; S₂(t) – текущее значение той же площади.

где m ₀= 4p × 10⁷ Гн/м, V=10⁴м/с - характерная скорость всплывающего магнитного потока. Как видно из (3), внешний источник мощности эффективно работает при большом Y и падает при уменьшении Y на фазе расхождения лент, названной второй активной фазой [5-7].

На предфазе происходит накопление энергии магнитного поля без наблюдаемой вспышечной активности. Во время первой активной фазы наряду с процессом накопления энергии (при большом Y ) уже происходит вспышечное энерговыделение и формирование лент, но без их расхождения. Вторая активная фаза характеризуется резким падением Y и входной мощности e ¢ , усилением вспышечного процесса и расхождением лент. На фазе возврата происходит постепенное затухание вспышки, движение лент замедляется и останавливается. Метод расчета мощности энерговыделения Q(t) описан в работе [7], но применительно к магнитосферным суббурям. Следуя [7], мы полагали, что часть поступающей в магнитосферу ВО мощности, равная ke ¢ (k< 1), создает на загрузочной стадии наблюдаемую мощность возмущения Q, а другая часть, равная (1- k)e ¢ , запасается в МП и выделяется во время разгрузочной стадии. Мощность вспышки Q можно найти для загрузочных фаз из уравнения:

На разгрузочной стадии (третья и четвертая фазы), Q(t) пропорциональна площади вспышечных лент S_2¢ , измеренной с Нa -фильтрограмм:

где k₁ - коэффициент пропорциональности. (Расчет значений k₁ и k см. в [7]).

Мощность Q(t), определяемая (5), обеспечивается пересоединением МП в токовом слое над главной ЛРП. Значение скорости втекания потока вектора Пойнтинга V_in в область пересоединения и поток вектора Пойнтинга P, втекающий с двух сторон в область пересоединения, связаны соотношением:

где В₁ - характерное значение МП в области пересоединения, S - площадь области пересоединения. На основе данных [12] мы принимали В₁=70¸ 100Гс и В₁=50¸ 70Гс для первой и второй активных фаз, соответственно. Площадь области пересоединения оценена как S=L_z× L_x, где L_x - длина области пересоединения, принятая равной длине вспышечной ленты, измеренной с Нa -фильтрограммы; L_z – высота области пересоединения. Согласно модели CSHKP, Р=Q. Отсюда следует:

Для первой активной фазы значение L_z (толщина вспышечной петли) принято равным ширине Нa -ленты, в предположении сохранения этого значения для всей вспышечной петли. Для второй активной фазы значение L_z , следуя [12], принято равным половине расстояния от нижнего края предполагаемого эруптируемого плазмоида (z₁) до вершины вспышечной петли (z₂). Мы полагали, что характерные значения z₁ и z₁ находятся в интервалах: z₁=(150¸ 80)× 10³км, z₂=(40¸ 20)× 10³км [12], что дает значения L_z от 65× 10³ до 20× 10³км. (Авторы [12] получили L_z= 50× 10³ км.)

Вспышка началась, по Банину, около 08:08 UT (в дальнейшем “UT” будем опускать). Начало предфазы определили, полагая ее длительность » 10⁴с [11]. В течение следующего получаса, как видно из рис.2, из первых ярких узлов формируются ленты. В дальнейшем ограничимся только описанием развития основных ярких структур - вспышечных лент. Вблизи 08:37 к ленте 2 добавляются новые светящиеся узлы. В 08:38 заметно начало расхождения лент. Этот момент принят за начало второй активной фазы. До 09:01 происходит быстрое расхождение лент одновременно с ростом их площади. Начиная с 09:10 площадь лент уменьшается, а их расширение все более замедляется. За окончание вспышки, из-за отсутствия оригинального материала позже 09:35, принят момент 09:53 по наблюдениям других обсерваторий [13].

На рис.3 приведены: график открытого магнитного потока Y ; графики интенсивности I₁ и I₂ рентгеновского излучения в диапазонах длин волн 1¸ 8А и 0,5¸ 4А по данным GOES [10] (средние за 5 мин); график отношения I₁/I₂; а также график хода мощности вспышки Q.

Наблюдаемые основные закономерности изменений Y в ходе вспышки таковы: Y растет от нуля до максимального значения на предфазе, медленно убывает на первой и быстро на второй активной фазе. Интенсивности рентгеновского излучения в обоих диапазонах начинают возрастать вблизи моментов начал первой и второй активных фаз. Особый интерес представляет график отношения I₁/I₂. Отношение имеет значение ~ 0,01 перед вспышкой, затем возрастает до значения ~ 0,03, опережая на ~ 8 мин. начало первой активной фазы, далее сохраняется до начала второй активной фазы, затем резко возрастает до значения ~ 0,11 одновременно с началом второй активной фазы, и потом плавно уменьшается до значения ~ 0,03 в конце вспышки. Мощность имеет значения Q» 3× 10²¹ Вт на первой активной фазе и быстро увеличивается в процессе уменьшения (пересоединения) Y . Максимальное значение, равное 10²² Вт, мощность Q достигает в конце второй активной фазы вблизи 09:01. Отношение его к значению мощности в первой активной фазе » 3.

Оценки скорости V_in, полученные с помощью (8), принимая максимальные и минимальные значения параметров S и В₁, составили 90¸ 190км/c и 50¸ 320 км/c, соответственно, для первой и второй активных фаз. Соответственно, для отношения V_in/V_a получены оценки: 0,045¸ 0,095 на первой активной фазе и 0,025¸ 0,16 на второй активной фазе, где V_a=2000км/с - характерное значение альфвеновской скорости [12] для области пересоединения.

Надежность результатов ограничивается также тем, что нам пришлось использовать характерные (средние наблюдаемые) значения параметров: магнитного поля: В=250Гс вблизи фотосферы, В₁=100¸ 70Гс и 70¸ 50Гс для областей пересоединения в области первичного энерговыделения в ходе первой и второй активных фаз, площади области пересоединения S, скорости подъема нового магнитного потока V=10км/с в предфазе, длительности предфазы » 10⁴с, значения альфвеновской скорости V_a=2000км/с. Не учитывался также возможный вклад во “внутренний” источник энергии, создаваемой внутри ВО магнитным полем петель. Таким образом, полученные результаты имеют скорее качественный, чем количественный характер.

Тем не менее, данные рис. 2 и 3 уверенно свидетельствуют о резком изменении мощности вспышки и отношения I₁/I₂ рентгеновского излучения при переходе от первой ко второй активной фазе. Не опровергается, скорее подтверждается также, рост отношения V_in/V_a с началом второй активной фазы.

В целом, выполненный анализ данных вспышки 14 мая 1981г., с учетом новых параметров Q, V_in и отношения I₁/I₂ , поддерживает предварительные выводы [5-7] и модель CSHKP.

Авторы благодарят В.М. Мишина и В.М. Григорьева за руководство данной работой, а также А.Т. Алтынцева, В.М. Максимова и С.А. Язева за полезные обсуждения и поддержку.

Работа выполнена в рамках тем Российского Фонда Фундаментальных исследований № 990565234 и № 980504133.

1. Charmichael. H. In: Hess W. N. (ed.). 1964. AAS – NASA Symposium on the physics of solar flares. NASA SP 50. 1964, p. 451.
2. 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. 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.
6. Mishin V.M., BaninV.G, Lunyushkin S.B. and Falthammar C.-G., In : Proc.Third International Conference on Substorms (ICS - 3). Versaille. France. 12 -17 May 1996. ESA SP - 389 (October 1996).
7. 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.
8. Банин В.Г. Комплекс активности и большие вспышки в мае 1981г.// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Вып.65. М.: Наука, 1983, с. 140-145.
9. Masuda S., Kosugi T., Hara H., Tsuneta S. at al. A loop-top hard X-ray source in a compact solar flare as evidence for magnetic reconnection. // Nature. 1994. V.371, p. 495-497.
10. Solar Geophysical Data. V. 447. Part. 2, p. 36.
11. Martin S.F., Ramsay H.E. Solar activity observations and predictions. Ed. McIntosh P.S., Dryer M. Cambridge (Mass.): M.I.T. Press. 1972, p.371.
12. 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.
13. Solar Geophysical Data. V. 475. Part.2, p.36.