Physics of auroral phenomena : proceedings of the 38th annual seminar, Apatity, 2-6 march, 2015 / [ed. board: A. G. Yahnin, N. V. Semenova]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2015. - 189 с. : ил., табл.

В настоящей работе для анализа трехмерной конфигурации магнитного поля короны использовалась новая разработанная методика, позволяющая оперативно находить токовые слои и рассматривать их проекции в плоскости, расположенной под любым углом в трехмерном пространстве. Численный МГД расчет показал, что к моменту времени появления вспышки М1.4 над активной областью был сформирован токовый слой. Конфигурация линий магнитного поля и распределение тока (рис. 2 а) лучше всего представляются в плоскости перпендикулярной вектору магнитного поля в центре слоя (в особой точке, где расположен максимум плотности тока). В данном случае такая плоскость наклонена к поверхности Солнца на угол 18 . Эволюция конфигурации магнитного поля над активной областью 10365 и жесткое рентгеновское излучение вспышки 21 мая 2003 г Рисунок 2. Конфигурация магнитного поля в окрестности токового слоя, образовавшегося в магнитном поле короны над активной областью 10365 (а) и потенциальное поле в окрестности особой линии типа X за три дня до вспышки (б). На магнитные линии токового слоя пунктиром наложена линия равной плотности тока (в цветном варианте статьи на сайте http://pgia.ru/seminar это красный пунктир). Эта конфигурация совпадает с конфигурацией поля в модели вспышки, которая была нами ранее построена [ 8 , 9] на основании МГД моделирования и анализа наблюдательных данных (рис. 3) (см. также обзор [10, 11]). Таким образом, получено новое доказательство правильности электродинамической модели солнечной вспышки. Важно отметить, что в начальной конфигурации поля (25.05.2003) в той же плоскости имелась отчетливо выраженная Х-точка (рис. 26), которая в процессе трёхдневного развития магнитного поля вспышки сместилась вверх, и в ее окрестности в результате деформирования поля образовался токовый слой. МГД моделирование. Выбор расчетной области. Как показывает наблюдение рентгеновского излучения на лимбе [12, 13], вспышки происходят высоко в короне (на высоте 15-30 км), где конфигурацию магнитного поля невозможно определить из наблюдений. Конфигурация магнитного поля для изучения процессов, происходящих во время солнечной вспышки, определялась путем численного МГД моделирования в короне над реальной активной областью. При задании начальных и граничных условий для решения МГД уравнений никаких предположений о механизме вспышки не делалось. Все условия брались из наблюдений. Измеряемое на фотосфере магнитное поле использовалось для задания граничного условия, остальные граничные условия аппроксимировались условиями свободного выхода. Моделирование начиналось за три дня до вспышки, когда сильных возмущений нет, и, поэтому, потенциальное магнитное поле, рассчитанное по измеряемому полю на фотосфере, может быть использовано для задания начального условия. Решение осложняется из-за появления численных неустойчивостей, которые возникают прежде всего вблизи фотосферной границы, где градиенты магнитного поля велики. Для стабилизации численных неустойчивостей использовалась специально разработанная разностная схема, реализованная в программе ПЕРЕСВЕТ. Поскольку численное решение МГД уравнений требует значительного времени, разрабатывались численные методы с целью построения конечно-разностной схемы, которая должна быть устойчивой для максимально большого шага по времени, чтобы сократить время расчета. Несмотря на использование специально разработанных методов, расчет на персональном компьютере занимает значительное время. Для сокращения времени расчета, моделирование проводилось в сокращенном масштабе времени, при котором изменение распределения поля на фотосфере происходит в 10 4 раз быстрее, чем в реальности. Моделирование в сокращенном масштабе времени позволило провести расчет, но быстрое изменение магнитного поля привело к появлению численной неустойчивости вблизи фотосферной границы. Однако использование разработанных методов позволило предотвратить распространение неустойчивости в корону и очень сильное возрастание поля вблизи фотосферы, которое смогло бы сделать расчет невозможным. В результате, полученное решение позволяет сделать некоторые 88