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.

ускоряется вверх магнитной силой jxB/c, что приводит к выбросу плазмы и вспышечному освобождению энергии. Для моделирования этого процесса с самого начала задается неустойчивая или неравновесная конфигурация с магнитным жгутом. Основываясь на механизме освобождения энергии в токовом слое и используя результаты численного моделирования, предложена электродинамическая модель солнечной вспышки, объясняющая её основные наблюдаемые проявления [7]. Электрическое поле, вызванное быстрым изменением магнитного поля во время вспышечной неустойчивости, ускоряет протоны вдоль особой линии до энергий -20 ГэВ, что приводит к появлению солнечных космических лучей во время вспышек. Ускорение плазмы вдоль слоя вверх силой магнитного натяжения, которая значительно увеличивается во время взрывной неустойчивости, вызывает выброс корональной массы. Источники жесткого рентгеновского излучения располагаются в местах пересечения с солнечной поверхностью силовых линий, пересекающих токовый слой, поскольку рентгеновское излучение появляется в результате взаимодействия электронов, ускоренных в продольных токах, с нижними плотными слоями солнечной атмосферы. Продольные токи вдоль силовых линий, пересекающих токовый слой, вызываются электрическим полем Холла, появившегося вследствие ускорения вдоль токового слоя электронов силой jB„ - произведения плотности тока в токовом слое на компоненту магнитного поля, перпендикулярную слою. В настоящее время невозможно абсолютно исключить существование альтернативного механизма вспышки, поэтому при постановке условий МГД моделирования никаких предположений о механизме солнечной вспышки не делалось. Целью моделирования было определить механизм солнечной вспышки, задавая все условия из наблюдений. Предложенный подход отличался от применяемого ранее, когда с самого начала выдвигалась гипотеза о механизме вспышки, которая затем проверялась. Система вывода графических представлений полученных численных решений так же разработана таким образом, чтобы можно было как можно лучше понять трехмерную конфигурацию магнитного поля любой сложности не зависимо от механизма солнечной вспышки. Измеряемые на фотосфере магнитные поля использовались для задания граничных условий. Условия для задания остальных величин на фотосферной и нефотосферной границах расчетной области аппроксимировались условиями свободного выхода. Подробно условия моделирования в короне над активной областью описаны в [8]. Для повышения скорости расчета авторами специально разработана устойчивая при больших временных шагах конечно-разностная схема [9]. Несмотря на применение специально разработанных методов, МГД моделирование в короне над активной областью выполняется настолько медленно, что на обычном компьютере для активной области 10365 расчет удалось провести только в сильно сокращенном масштабе времени (магнитное поле в задаваемых на границе условий менялось в 104 раз быстрее, чем на фотосфере Солнца). При таком расчете в результате неестественно быстрого изменения поля у фотосферной границы возникает численная неустойчивость, искажающая решение. Однако применяемые методы дали возможность не допустить распространение неустойчивости внутрь расчетной области от фотосферной границы и ограничить рост величин в приграничной области, так чтобы был возможен расчет. В дальнейшем предполагается провести расчет в реальном масштабе времени на суперкомпьютере, для чего необходимо распараллелить вычисления. Исследование конфигурации поля для полученного численного решения может помочь отработать созданную методику, чтобы в дальнейшем ее можно было применить к результатам, полученным МГД моделированием в реальном масштабе времени. Методы изображения и исследования конфигурации магнитного поля, в короне, полученного численным МГД моделированием Разработана графическая система, предназначенная для поиска положения вспышки по результатам МГД моделирования и визуализации численных решений МГД уравнений в солнечной короне. Метод поиска положений вспышки основан на том факте, что независимо от системы координат локальный максимум абсолютного значения плотности тока располагается в середине токового слоя. Ищутся максимумы плотности тока, далее вблизи них проводится анализ конфигурации магнитного поля. Подробное описание системы поиска положения вспышки содержится в [4]. Использование этой системы поиска позволило определить положение вспышки 27 мая 2003 г в 02:53, которое хорошо совпадает с положением источника теплового рентгеновского излучения. Систему можно было бы без труда приспособить для поиска положения вспышки, если бы реализовался альтернативный механизм. Например, если бы вспышка объяснялась жгутом, то можно было бы использовать существующую систему поиска практически без изменений, поскольку локальный максимум плотности тока находится в жгуте. Однако если вспышка осуществляется освобождением энергии токового слоя, то никакой модернизации существующей системы поиска положения вспышки не требуется. Для понимания механизма солнечных вспышек, необходимо хорошо представлять конфигурацию магнитного поля, как в месте самой вспышки, так и в достаточно большой области пространства. Для изучения взрывного процесса в плазме солнечной короны конфигурация магнитного поля должна быть известна прежде всего вблизи токового слоя, т. е., согласно нашим представлениям, в месте первичного Конфигурация магнитного поля в короне во время солнечной вспышки 79