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

Согласие на обработку персональных данных с помощью сервиса «Яндекс.Метрика»

1. Я (далее – «Пользователь» или «Субъект персональных данных»), осуществляя использование сайта https://journals.rcsi.science/ (далее – «Сайт»), подтверждая свою полную дееспособность даю согласие на обработку персональных данных с использованием средств автоматизации Оператору - федеральному государственному бюджетному учреждению «Российский центр научной информации» (РЦНИ), далее – «Оператор», расположенному по адресу: 119991, г. Москва, Ленинский просп., д.32А, со следующими условиями.

2. Категории обрабатываемых данных: файлы «cookies» (куки-файлы). Файлы «cookie» – это небольшой текстовый файл, который веб-сервер может хранить в браузере Пользователя. Данные файлы веб-сервер загружает на устройство Пользователя при посещении им Сайта. При каждом следующем посещении Пользователем Сайта «cookie» файлы отправляются на Сайт Оператора. Данные файлы позволяют Сайту распознавать устройство Пользователя. Содержимое такого файла может как относиться, так и не относиться к персональным данным, в зависимости от того, содержит ли такой файл персональные данные или содержит обезличенные технические данные.

3. Цель обработки персональных данных: анализ пользовательской активности с помощью сервиса «Яндекс.Метрика».

4. Категории субъектов персональных данных: все Пользователи Сайта, которые дали согласие на обработку файлов «cookie».

5. Способы обработки: сбор, запись, систематизация, накопление, хранение, уточнение (обновление, изменение), извлечение, использование, передача (доступ, предоставление), блокирование, удаление, уничтожение персональных данных.

6. Срок обработки и хранения: до получения от Субъекта персональных данных требования о прекращении обработки/отзыва согласия.

7. Способ отзыва: заявление об отзыве в письменном виде путём его направления на адрес электронной почты Оператора: info@rcsi.science или путем письменного обращения по юридическому адресу: 119991, г. Москва, Ленинский просп., д.32А

8. Субъект персональных данных вправе запретить своему оборудованию прием этих данных или ограничить прием этих данных. При отказе от получения таких данных или при ограничении приема данных некоторые функции Сайта могут работать некорректно. Субъект персональных данных обязуется сам настроить свое оборудование таким способом, чтобы оно обеспечивало адекватный его желаниям режим работы и уровень защиты данных файлов «cookie», Оператор не предоставляет технологических и правовых консультаций на темы подобного характера.

9. Порядок уничтожения персональных данных при достижении цели их обработки или при наступлении иных законных оснований определяется Оператором в соответствии с законодательством Российской Федерации.

10. Я согласен/согласна квалифицировать в качестве своей простой электронной подписи под настоящим Согласием и под Политикой обработки персональных данных выполнение мною следующего действия на сайте: https://journals.rcsi.science/ нажатие мною на интерфейсе с текстом: «Сайт использует сервис «Яндекс.Метрика» (который использует файлы «cookie») на элемент с текстом «Принять и продолжить».