Влияние геометрической формы протуберанца и структуры коронального магнитного поля на вероятность эрупции, развития вспышки и коронального выброса

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Только для подписчиков

Аннотация

Условия равновесия магнитного жгута, в котором содержится протуберанец, зависят от свойств окружающего магнитного поля короны и геометрии самого жгута. Эрупция протуберанца обычно связывается с потерей устойчивости во внешнем поле при достижении высоты, выше которой индекс убывания поля превышает критическое значение развития эруптивной неустойчивости. Для жгутов с осью в виде прямой линии или окружности критическое значение индекса убывания поля лежит в пределах 1.0–1.5. На основании экстраполяции магнитного поля в короне по данным измерений поля в фотосфере можно было бы строить прогноз вероятности эрупции конкретного протуберанца. Однако учет того, что концы магнитного жгута укоренены в фотосфере и остаются зафиксированными вследствие вмороженности в фотосферную плазму, существенно влияет на критическое значение индекса и усложняет задачу прогноза. Если магнитный жгут сохраняет форму сегмента тора в процессе эволюции, то критическое значение индекса убывания поля для его вершины зависит от того, какую часть тора он составляет, будучи минимальным для примерно половинки тора и имея значение при этом, существенно меньшее единицы. Как будет развиваться эрупция жгута после потери равновесия, тоже зависит от того, какую часть полного тора он составляет в момент начала эрупции. Более короткие жгуты ускоряются очень энергично, но кратковременно, генерируя более сильные электрические индукционные поля, инициирующие вспышечные процессы. Однако конечная скорость, которую может набрать короткий жгут в процессе ускорения, меньше, чем у более длинных жгутов, ускоряющихся менее интенсивно, но более длительно. Индукционные эффекты у последних менее выражены, так что они способны произвести только слабые вспышечноподобные проявления. Таким образом, эрупция короткого протуберанца, который набрал сравнительно небольшую скорость, может быть остановлена на некоторой высоте в короне, не породив корональный выброс. Но такая “несостоявшаяся эрупция” способствует развитию вспышечных явлений. Напротив, эрупции длинных протуберанцев чаще ведут к образованию корональных выбросов и слабым вспышечным проявлениям.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

Б. П. Филиппов

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н. В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН)

Автор, ответственный за переписку.
Email: bfilip@izmiran.ru
Россия, Москва, Троицк

Список литературы

  1. Загнетко А.М., Филиппов Б.П., Ден О.Г. Геометрия солнечных протуберанцев и структура магнитного поля в короне // Астрон. журн. Т. 82. № 5. С. 474−480. 2005.
  2. Осовец С.М. Плазменный виток в электромагнитном поле // Физика плазмы и проблема управляемых термоядерных реакций. Т. 2. Ред. М.А. Леонтович. М.: изд. АН СССР, 1958. С. 238−241.
  3. Филиппов Б.П. Определение высоты солнечных волокон на диске // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 56. № 1. С. 3−10. 2016.
  4. Филиппов Б.П. Зависимость возникновения коронального выброса от исходной длины эруптивного протуберанца // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 62. № 3. С. 275−282. 2022.
  5. Шафранов В.Д. Равновесие плазмы в магнитном поле // Вопросы теории плазмы. Вып. 2. Ред. М.А. Леонтович. М.: Госатомиздат, С. 92−131, 1963.
  6. Ahmed O.W., Qahwaji R., Colak T., Higgins P.A., Gallagher P.T., Bloomfield D.S. Solar flare prediction using advanced feature extraction, machine learning, and feature selection // Solar Phys. V. 283. P. 157−175. 2013.
  7. Aggarwal A., Schanche N., Reeves K.K., Kempton D., Angryk R. Prediction of solar eruptions using filament metadata // Astrophys. J. Suppl. V. 236. 15. 2018.
  8. Bateman G. MHD Instabilities. Cambridge, MA: Massachusetts Institute of Technology, 270 p., 1978. − Carmichael H. A Process for flares // The Physics of Solar Flares / Proceedings of the AASNASA Symposium held 28—30 October, 1963 at the Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD. Ed. Hess, W.N., SP-50 of NASA Special Publications, Washington: NASA Scientific and Technical Information Division. P. 451—456. 1964.
  9. Barnes G., Leka K.D. Evaluating the performance of solar flare forecasting methods // Astrophys. J. V. 688. L107— L110. 2008.
  10. Borgazzi, A., Lara A., Echer E., Alves M.A. Dynamics of coronal mass ejections in the interplanetary medium // Astron. Astrophys. V. 498 P. 885—889. 2009.
  11. Chen J. Effects of toroidal forces in current loops embedded in a background plasma // Astrophys. J. V. 338. P. 453—470. 1989.
  12. d’Azambuja M., d’Azambuja L. Forme spatiale et caracteres generaux des protuberances quiescentes // Annales de l’Observatoire d’astronomie physique de Paris sis Parc de Meudon, Meudon. V. 6. Fasc. VII. 1948.
  13. Démoulin P., Aulanier G. Criteria for flux rope eruption: non-equilibrium versus torus instability // Astrophys. J. V. 718. P. 1388—1399. 2010.
  14. Filippov B.P., Den O.G. A critical height of quiescent prominences before eruption // J. Geophys. Res. V. 106. P. 25177—25184. 2001.
  15. Filippov B., Zagnetko A. Prominence height shows the proximity of an ejection // J. Atmosph. Solar-Terr. Phys. V. 70. P. 614—620. 2008.
  16. Filippov B. Difference of source regions between fast and slow coronal mass ejections. // Publ. Astron. Soc. Australia. V. 36. e022. 2019.
  17. Filippov B. Failed prominence eruptions near 24 cycle maximum // Monthly Not. Roy. Astron. Soc. V. 494. P. 2166—2177. 2020.
  18. Filippov B. Critical decay index for eruptions of “short” filaments // Monthly Not. Roy. Astron. Soc. V. 503. P. 3926—3930. 2021a.
  19. Filippov B. Mass of prominences experiencing failed eruptions // Publ. Astron. Soc. Australia. V. 38. e018. 2021b.
  20. Filippov B. Dependence of the eruptive filaments dynamics on their length // Monthly Not. Roy. Astron. Soc. V. 509. P. 5713—5720. 2022.
  21. Florios K., Kontogiannis I., Park S.-H., Guerra J.A., Benvenuto B., Bloomfield D.S., Georgoulis M.G. Forecasting solar flares using magnetogram-based predictors and machine learning // Solar Phys. V. 293. 28. 2018.
  22. Forbes T.G. A review on the genesis of coronal mass ejections // J. Geophys. Res. V. 105. P. 23153—23166. 2000.
  23. Georgoulis M.K. On our ability to predict major solar flares / The Sun: New Challenges / Astrophysics and Space Science Proceedings; Eds. Obridko V.N., Georgieva K., Nagovitsyn, Y.A. Berlin; Heidelberg: Springer-Verlag. P. 93—104. 2012.
  24. Gopalswamy N., Shimojo M., Yashiro S., Howard R.A. Prominence eruptions and coronal mass ejection: A statistical study using microwave observations // Astrophys. J. V. 586. P. 562—578. 2003.
  25. Gosling J.T. The solar flare myth // J. Geophys. Res. V. 98. P. 18937—18949. 1993.
  26. Jonas E., Bobra M., Shankar V., Hoeksema J.T., Recht B. Flare prediction using photospheric and coronal image data // Solar Phys. V. 293. 48. 2018.
  27. Hirayama T. Theoretical model of flares and prominences. I: Evaporating flare model // Solar Phys. V. 34. P. 323— 338. 1974.
  28. Ishkov V.N. The short term forecast of solar geoeffective flare events / Solar variability as an input to the Earth’s environment // International Solar Cycle Studies (ISCS) Symposium, 23—28 June 2003, Tatranská Lomnica, Slovak Republic. Ed. A. Wilson. ESA SP-535, Noordwijk: ESA Publications Division, P. 559—560, 2003.
  29. Kliem B., Török T. Torus instability // Phys. Rev. Lett. V. 96. № 25. 255002. 2006.
  30. Kopp R.A., Pneuman G.W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon // Solar Phys. V. 50. P. 85—98. 1976.
  31. Kuperus M., Raadu M.A. The support of prominences formed in neutral sheets // Astron. Astrophys. V. 31. P. 189—193. 1974.
  32. Lemmon J.J. Forecasting flares from inferred magnetic fields / Solar Activity Observations and Predictions. Eds. McIntosh P.S., Dryer M. // Progress in Astronautics and Aeronautics. V. 30. Cambridge: MIT Press, P. 421—428. 1972.
  33. Martin S.F., Ramsey H.E. Early recognition of major solar flares in H-alpha / Solar Activity Observations and Predictions. Eds. McIntosh, P.S., Dryer, M. // Progress in Astronautics and Aeronautics. V. 30. Cambridge: MIT Press. P. 371—387., 1972.
  34. McCauley P.I., Su Y.N., Schanche N., Evans K.E., Su C., McKillop S., Reeves K.K. Prominence and filament eruptions observed by the Solar Dynamics Observatory: Statistical properties, kinematics, and online catalog // Solar Phys. V. 290. P. 1703−1740. 2015.
  35. Nishizuka N., Sugiura K., Kubo Y., Den M., Watari S., Ishii M. Solar flare prediction model with three machine-learning algorithms using ultraviolet brightening and vector magnetograms // Astrophys. J. V. 835. 156. 2017.
  36. Schwenn R. Space weather: the solar perspective // Living Rev. Solar Phys. V. 3. 2. 2006.
  37. Sinha S., Srivastava N., Nandy D. Solar filament eruptions as precursors to flare-CME events: Establishing the temporal connection // Astrophys. J. V. 880. 84. 2019.
  38. Song H., Tan C., Jing J., Wang H., Yurchyshyn V., Abramenko V. Statistical assessment of photospheric magnetic features in imminent solar flare predictions // Solar Phys. V. 254. P. 101—125. 2009.
  39. Sturrock P.A. Model of the high-energy phase of solar flares // Nature V. 211. P. 695—697. 1966.
  40. Temmer M. Space weather: the solar perspective. An update to Schwenn (2006) // Living Rev. Solar Phys. V. 18. 4. 2014.
  41. Subramanian P., Lara A., Borgazzi A. Can solar wind viscous drag account for CME deceleration? // Geoph. Res. Lett. V. 39. L19107. 2012.
  42. Török T., Kliem B. Numerical simulations of fast and slow coronal mass ejections // Astronomische Nachrichten V. 328. P. 743—746. 2007.
  43. van Tend W., Kuperus M. The development of coronal electric current system in active regions and their relation to filaments and flares // Solar Phys. V. 59. P. 115−127. 1978.
  44. Vrsnak B., Rosa D., Bozic H., Brajsa R., Ruzdjak V., Schroll A., Wohl H. Height of tracers and the correction of the measured solar synodic rotation rate: demonstration of the method // Solar Phys. V. 185. P. 207−225. 1999.
  45. Yashiro S., Gopalswamy N., Akiyama S., Michalek G., Howard R.A. Visibility of coronal mass ejections as a function of flare location and intensity // J. Geophys. Res. V. 110: A12S05. 2005.
  46. Zaitsev V.V., Stepanov A.V. Prominence activation by increase in electric current // J. Atmosp. Solar-Terr. Phys. V. 179. P. 149−143. 2018.
  47. Zaitsev V.V., Stepanov A.V., Melnikov A.V. Dynamic model of magnetic flux ropes // Geomagnetism and Aeronomy V. 59. Issue 7. P. 806−809. 2019.
  48. Zuccarello F.P., Seaton D.B., Filippov B., Mierla M., Poedts S., Rachmeler L.A., Romano P., Zuccarello F. Erratum: “Observational evidence of torus instability as trigger mechanism for coronal mass ejections: the 2011 August 4 filament eruption” (2014, ApJ, 785, 88) // Astrophys. J. V. 795. 175. 2014b.
  49. Zuccarello F.P., Aulanier G., Gilchrist S. The apparent critical decay index at the onset of solar prominence eruptions // Astrophys. J. V. 821. L23. 2016.

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1. Теоретическая зависимость критического значения индекса убывания магнитного поля nc от отношения критической высоты начала эрупции к расстоянию между основаниями эруптивного волокна 2hc/L (сплошная кривая) и наблюдаемые значения индекса (символы). Сплошные квадратики — по данным работы [Филиппов, 2022], пустые кружки и треугольники соответствуют несостоявшимся и успешным эрупциям, по данным работы [Filippov, 2021b].

Скачать (77KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Зависимость максимальной скорости, достигаемой магнитным жгутом при эрупции vmax (а), и величины индукционного электрического поля в нулевой точке E (б) от расстояния L между его основаниями, вмороженными в фотосферную плазму.

Скачать (81KB)
Метаданные
4. Рис. 3. Изображения полного солнечного диска в линии Hα 29 сентября 2013 г. (а) и 26 января 2016 г. (б) с крупными спокойными волокнами F1 и F2 незадолго до начала их эрупций (б), полученные в обсерваториях Big Bear Solar Observatory и Kanzelhoehe Solar Observatory.

Скачать (387KB)
Метаданные
5. Рис. 4. Зависимость величины горизонтальной компоненты потенциального магнитного поля Bt над серединой волокна от высоты над фотосферой h (а), и изменение направления α этой компоненты с высотой (б). Сплошные линии соответствуют волокну F1, а штриховые линии — волокну F2.

Скачать (97KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024