Physics of auroral phenomena : proceedings of the 39th annual seminar, Apatity, 29 February-4 March, 2016 / [ed. board: N. V. Semenova, A. G. Yahnin]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2016. - 167 с. : ил., табл.

“Physics o f Auroral Phenom ena", Proc. XXXIX Annual Sem inar. A patity, pp. 78-83. 2 0 1 6 © Polar Geophysical Institute, 2016 P olar G eophysical I n s t it u t e КОНФИГУРАЦИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В КОРОНЕ ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ И ИСТОЧНИКИ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ДЛЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ 10365 А.И. П од горны й1, Н.С. М еш алкина2 1Ф изический институт Р А Н им. П. Н. Лебедева, г. М осква 2И нст ит ут солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркут ск e-mails: podgo rny@ lebedev.ru, nata@ iszf.irk.ru Введение. Механизм солнечной вспышки и условия МГД моделирования в солнечной Наблюдения теплового рентгеновского излучения с высоким разрешением, выполненные на космическом аппарате RHESSI для вспышек на лимбе [1], показали, что первичное освобождение энергии во время вспышки происходит в солнечной короне на высотах 1 5 - 3 0 тыс. км. Выделяется ранее запасенная магнитная энергия, поскольку вспышки происходят над активными областями, где поток магнитного поля на поверхности Солнца (поле ~ 3 ООО Г, поток ~ 1022 Мкс) увеличивается перед вспышкой в несколько раз в течение 2-3 суток [2]. Для изучения солнечных вспышек необходимо знать конфигурацию магнитного поля в короне, которую невозможно определить из наблюдений. Наблюдения могут дать только распределение магнитного поля на солнечной поверхности - фотосфере. Возникает необходимость определить конфигурацию магнитного поля и распределение параметров плазмы в короне над активной областью путем численного решения уравнений магнитной гидродинамики (МГД), используя наблюдаемое распределение магнитного поля на фотосфере для задания граничных условий. Достаточно точно определить поле в короне таким способом может оказаться сложно из-за численных неустойчивостей, которые в первую очередь возникают вблизи фотосферной границы, где имеются сильные градиенты магнитного поля. Другой трудностью является представление сложной конфигурации поля в трехмерном пространстве. В настоящей работе делается попытка изучить конфигурацию магнитного поля в месте вспышечного освобождения энергии и во всей исследуемой области короны для имеющихся результатов МГД моделирования, используя специально разработанные для этой цели методы. МГД моделирование в солнечной короне над активной областью 10365 показало появление токового слоя, положение которого в момент вспышки 27 мая 2003 года совпадает с положением вспышечного источника теплового рентгеновского излучения [3, 4]. Факт такого совпадения является независимым подтверждением механизма вспышки, согласно которому происходит взрывное освобождение магнитной энергии токового слоя, образовавшегося в солнечной короне. Диссипация магнитного поля приводит к нагреву плазмы, которая излучает в области энергий 1-20 кэВ, что означает появление источника теплового мягкого рентгеновского излучения. Механизм токового слоя, является одним из немногих (а может быть единственным), который может объяснить накопление энергии вспышки в короне в результате медленной эволюции магнитного поля на фотосфере. При этом конфигурация, в которой накапливается энергия, должна быть устойчивой, чтобы не разрушиться в процессе медленной эволюции поля на фотосфере, а затем она должна перейти в неустойчивое состояние. Токовый слой образуется в окрестности особой линии магнитного поля Х-типа под воздействием возмущений, распространяющихся от фотосферы. Появляется ток вдоль особой линии, вблизи неё возникают силы jxB /c, направленные в некоторых точках к особой линии, а в других точках от неё. Движение плазмы, вызванное этими силами, создает конфигурацию магнитного поля, соответствующую токовому слою. Слой стабилизируется течением плазмы вдоль него и плазмой в области, прилегающей к слою, из которой плазма втекает в слой, компенсируя её отток из слоя вдоль него, тем самым сохраняя баланс между давлением магнитного поля, окружающего слой, и газодинамическим давлением плазмы. Под воздействием значительной силы магнитного натяжения, плазма ускоряется вдоль слоя и вытекает из него, так что в ходе квазистационарной эволюции токового слоя полная масса плазмы в слое падает. При этом падает плотность плазмы внутри слоя вблизи его границы и в области, прилегающей к слою. Когда плотность плазмы вблизи слоя достигает достаточно малого порогового значения, окружающая слой плазма перестает стабилизировать слой - возникает неустойчивость, приводящая к вспышечному освобождению энергии [5]. В настоящее время предложен ряд альтернативных механизмов солнечной вспышки, однако кроме механизма освобождения энергии токового слоя авторам не известно других механизмов, которые могли бы объяснить медленное накопление энергии в устойчивой конфигурации, а затем её переход в неустойчивое состояние, что необходимо для появления вспышки в солнечной короне. Наиболее популярный механизм объясняет вспышку появлением магнитного жгута с током [6]. Согласно этим представлениям, жгут короне 78