Фундаментальные проблемы астрофизики, космохимии, астрометрии, небесной механики, звездной астрономии, внегалактической астрономии, космогонии, космологии, внеатмосферной астрономии

 

Корональная сейсмология – эффективный метод диагностики звездных корон

 

Земля и Вселенная №1/2008

 

 

А.В. Степанов,

доктор физико-математических наук,

директор Пулковской  обсерватории

(Главная  астрономическая обсерватория РАН)

 

На рубеже XX и XXI вв. космические аппараты зарегистрировали на Солнце колебания корональных магнитных арок – фундаментальной структуры корон звезд. Эти наблюдения поставили перед астрономами целый ряд вопросов, начиная от происхождения корональных арок, характеристик их колебаний, физических параметров арок, до теории солнечных и звездных вспышек. За последнее десятилетие ученым удалось не только продвинуться в понимании природы арок, но и создать новый быстро развивающийся раздел астрофизики – корональную сейсмологию – эффективный метод диагностики звездных корон.

Корональные магнитные арки активной области на Солнце,

зарегистрированные научным спутником «TRACE» 23 марта 2000 г.

Хорошо видна яркая горячая вспышечная арка. Фото. NASA

Важное открытие 60-х годов прошлого века – обнаружение пятиминутных колебаний на Солнце. Возник новый раздел физики Солнца – гелиосейсмология (Земля и Вселенная, 1977, № 6; 1983, № 3; 1992, № 2). Пятиминутные колебания являются волнами звукового типа (p-моды). Их спектр содержит чрезвычайно ценную информацию о внутреннем строении Солнца. В дальнейшем методы гелиосейсмологии использовались при исследовании колебаний солнечных пятен, протуберанцев, спикул. Успехи гелиосейсмологии и наблюдения осцилляций на звездах привели к созданию астросейсмологии (Земля и Вселенная, 2005, № 6). Интерес к волновым и колебательным процессам в коронах Солнца и звезд непрерывно возрастает в связи с их возможной существенной ролью в нагреве корон и ускорении солнечного и звездного ветра. Из наблюдений следует, что фундаментальной структурой корон являются магнитные арки. Вспышечно-активная область на Солнце состоит из магнитных арок. Высокая степень запятненности фотосфер звезд поздних спектральных классов (у спектрально двойной V833 Tau Тельца, например, площадь пятен занимает 70% поверхности звезды, а на Солнце – менее 0.4%) дает основание предположить, что арки формируют магнитную структуру корон звезд. Наблюдения ультрафиолетового излучения Солнца на спутнике «TRACE» (Transition Region and Coronal Explorer) с высоким пространственным разрешением выявили колебания корональных арок. Это дало толчок к развитию нового перспективного направления астрофизики – корональной сейсмологии, изучающей волновые и колебательные процессы в коронах звезд. Основателем корональной сейсмологии можно считать голландского астрофизика Х. Розенберга, который впервые в 1970 г. связал секундные пульсации солнечного радиоизлучения с магнитогидродинамическими (МГД) осцилляциями корональной арки, модулирующими радиоизлучение. Эта плодотворная идея нашла подтверждение в последующих наблюдениях и теоретических работах. Методы корональной сейсмологии привлекаются и для интерпретации пульсаций излучения звезд поздних спектральных классов в различных диапазонах спектра электромагнитного излучения.

Одно из первых наблюдений пульсирующей структуры радиоизлучения солнечной вспышки 16 мая 1972 г.,

выполненное австралийскими радиоастрономами на радиоспектрографе в Кулгуре (Новый Южный Уэльс). 

Вверху: динамический спектр радиоизлучения, т.е. зависимость интенсивности радиоизлучения (яркости на

киноплёнке) от частоты и времени. Выделен фрагмент излучения с пульсирующей структурой в диапазоне

200-300 МГц, которое генерируется энергичными электронами, ускоренными вспышкой и удерживаемыми

в корональной магнитной арке. Колебания арки приводят к модуляции излучения электронов.

Внизу: временной профиль регулярных пульсаций с периодом 4 с на частоте 230 МГц в событии 16 мая 1972 г.

 

В настоящее время в изучении корональных арок наиболее популярны два подхода:

корональная арка – резонатор для МГД-волн.

корональная арка – эквивалентный электрический (RLC) контур.

Интерес к осцилляциям арок связан не только с возможностью объяснения природы нагрева корон и ускорения звездного ветра, но и с совершенствованием методов диагностики параметров и физических процессов в корональных арках, в частности, во вспышечных арках. Мне хотелось бы уделить основное внимание именно диагностическим возможностям корональной сейсмологии.

 

Корональная арка – резонатор для МГД-волн

 

Важная роль в интерпретации волновых и колебательных явлений в звездных коронах принадлежит магнитной гидродинамике (МГД). Корональная арка обычно, более плотная, чем внешняя среда, а поэтому ее можно представить резонатором. В первом приближении колебания корональных арок исследуют на примере однородного плазменного цилиндра, торцы которого вморожены в сверхпроводящую плазму фотосферы. Модель плазменного цилиндра в приближении несжимаемой среды привлекалась А.И. Ершковичем и А.А. Нусиновым (1971 г.) для исследования колебаний кометных хвостов и хвоста магнитосферы Земли. Позднее (1975 г.) В.В. Зайцев и А.В. Степанов учли сжимаемость плазмы и показали, что радиальные (sausage) колебания цилиндра (они называются также быстрыми магнитозвуковыми - БМЗ) должны испытывать достаточно сильное затухание. Физический механизм такого акустического затухания был описан еще в XIX в. лордом Рэлеем: колебания арки вызывают возбуждение волн во внешней среде, на что затрачивается энергия колебаний. Акустическое затухание отсутствует в плотной и «толстой» арке – идеальном резонаторе для БМЗ-волн. Это аналог полного внутреннего отражения волн. Здесь основную роль в затухании играют диссипативные процессы внутри арки.

Модельное представление радиальных быстрых магнитозвуковых (sausage) и изгибных

(kink) колебаний плазменного цилиндра (по М. Ашвандену).

 

         Изгибные (kink) колебания арок при солнечных вспышках впервые были зарегистрированы спутником «TRACE». Анализируя такие колебания, В.М. Накаряков с соавторами обратили внимание на их низкую добротность, и сделали вывод об аномальном затухании изгибных колебаний арок. В частности, диссипация волн в арке из-за вязкости должна быть на 8–9 порядков больше классической, например, число Рейнольдса должно иметь значение Re ~ 105-6 вместо классического 1014. Эта работа, опубликованная в 1999 г., вызвала поток статей, посвященных изучению осцилляций солнечных корональных арок и причины их низкой добротности. А.М. Уралов предположил, что характер колебаний арок определяется дисперсионными свойствами среды (короны). Возникшие от внешнего возмущения, например от вспышки, колебания короны вовлекают в колебательный процесс и корональные магнитные арки. Низкая добротность изгибных колебаний арок объясняется дисперсионным расплыванием возникающего при вспышке импульса БМЗ-волн. Автор настоящей статьи сторонник физически более ясного механизма быстрого затухания изгибных колебаний: колеблющиеся арки затрачивают значительную энергию на преодоление сопротивления среды. Образно говоря, это «рояль, брошенный в воду».

Примеры колебаний корональных арок при вспышках 4 июля 1999 г. и 21 марта 2001 г., зарегистри-

рованных научным спутником «TRACE» в ультрафиолетовой линии 171 Å (по М. Ашвандену).

Белые и темные структуры – различные положения арок. В первой вспышке (слева) колеблется лишь

одна арка, а во второй вспышке (справа) осциллирует вся система арок.

Масштаб приведен в секундах дуги. Ориентация: север-юг (NS), восток-запад (EW).

 

Возбуждения изгибных колебаний корональной арки ударной или быстрой

магнитозвуковой волной от вспышки.

 

Кривизна магнитного поля и достаточно большая величина отношения газового давления плазмы к давлению магнитного поля (параметр b = 8πp/B2 > 0.1–0.3) способствуют возбуждению в корональных арках баллонной моды желобковой неустойчивости. Такие колебания возникают в результате суммарного действия дестабилизирующей силы, связанной с градиентом давления и кривизной магнитного поля, и возвращающей силы натяжения магнитных силовых линий. Эта неустойчивость является одной из причин, препятствующих удержанию плазмы в лабораторных установках. В корональных арках баллонные возмущения проявляются в виде осциллирующих «языков» плазмы на внешней (выпуклой) стороне арок. При увеличении b возникает апериодический режим баллонной неустойчивости, который на Солнце сопровождается выбросом корональной массы и высокоэнергичных частиц в межпланетное пространство, что приводит к заметным изменениям в геофизической обстановке.

 

Приведем примеры диагностики вспышечных арок.

 

1. Наблюдения солнечной вспышки 8 мая 1998 г. в виде одиночной арки на частоте 17 ГГц на японском радиогелиографе и жесткого рентгеновского излучения (японская космическая обсерватория «Yohkoh») свидетельствуют о баллонных колебаниях с периодом около 16 c, добротностью 25, и глубиной модуляции радиоизлучения 0.3. Из уравнений для периода колебаний, их добротности и глубины модуляции излучения можно получить основные параметры плазмы корональных арок: плотность, температуру и магнитное поле. Применяя диагностические формулы, находим, что во вспышечной арке температура 6×107 K, плотность плазмы 1.4×1017 м-3 и магнитное поле 420 Гс. При этом плазменный параметр равен β ≈ 0.16, что недостаточно для апериодического режима неустойчивости (исследуемая вспышка не сопровождалась выбросом корональной массы).

Кривая блеска вспышки 8 мая 1998 г., полученная на радиогелиографе Nobeyama (17 ГГц) и изображения

источника рентгеновского излучения в каналах L (14–23 кэВ) и M1 (23–33 кэВ), полученные  с помощью

космической обсерватории «Yohkoh». «Языки» плазмы в арке обусловлены баллонными возмущениями.

 

2. Солнечная вспышка 28 августа 1999 г. иллюстрирует взаимодействие двух арок, компактной, с размером менее 10′′ (1′′ на Солнце соответствует примерно 700 км) и протяженной, с размером 70′′. Анализ кривой блеска вспышки выявил характерные периоды пульсаций 14.7 и 2.4 с. Сценарий события следующий. Вспышечное энерговыделение сопровождалось развитием баллонных колебаний в компактном источнике с основным периодом 14 c и с периодом гармоники 7 с. Повышение газового давления привело к развитию апериодической моды баллонной неустойчивости и взаимодействию компактного источника с соседней аркой, которое сопровождалось инжекцией в большую арку горячей плазмы и энергичных частиц. Поскольку колебания с периодом 2.4 c возникли после повышения газового давления в большой арке, то за них вероятнее всего ответственны БМЗ-моды протяженного источника. Из диагностических формул получаем параметры плазмы компактной и протяженной арок. Для плазмы компактной арки:

T ≈ 5×107 К,  n ≈ 1017 м-3,  B ≈ 300 Гс,  β ≈ 0.2, где Т – температура, n – плотность плазмы, B – магнитное поле во вспышечной арке, β – плазменный параметр.

Для плазмы протяженной арки:

T ≈ 2×107 К,  n ≈ 1016 м-3,  B ≈ 120 Гс,  β ≈ 0.06.

Видно, что у компактной арки, связанной с первичным источником вспышечного энерговыделения, более высокая температура, плотность плазмы и величина магнитного поля.

 

Взаимодействие двух колеблющихся вспышечных арок.

Изображение арок во вспышке 28 августа 1999 г.,

полученное на радиогелиографе Nobeyama (17 ГГц).

Модель взаимодействующих арок, предложенная японским астрофизиком Ю. Ханаока.

 

Спектр осцилляций арок, построенный с помощью гармонического анализа.

 

3. Киевский астроном Б.Е. Жиляев и его коллеги наблюдали квазипериодические осцилляции звезды EV Ящерицы в полосах оптического излучения U и B с периодом 13 с во вспышке 11 сентября 1998 г. Были оценены добротность пульсаций и глубина модуляции оптического излучения. Пулковские и крымские ученые предложили модель таких пульсаций, согласно которой излучение из оснований арки вызывается потоками энергичных электронов, бомбардирующих фотосферу звезды. При БМЗ-колебаниях арки объем ее «конуса потерь» периодически меняется. Это приводит к модуляции потоков высыпающихся из арки электронов и, следовательно, к осцилляциям тормозного излучения из оснований арки. Привлекая солнечно-звездные аналогии удалось определить температуру плазмы  К, концентрацию частиц  м-3, магнитное поле  Гс во вспышечной арке красного карлика EV Ящерицы.

 

Вспышка звезды EV Ящерицы 11 сентября 1998 г.

Фрагмент осцилляций излучения в полосе U (линия) и B (точки) с периодом 13с.

 

Модель пульсаций тормозного излучения на EV Ящерицы.

Стрелками показаны потоки энергичных электронов периодически

«высыпающиеся» из корональной арки при ее колебаниях и

вызывающие оптическое излучения в основаниях арки.

 

4. Основываясь на данных космической рентгеновской обсерватории «XMM-Newton», У.Митра-Краева (Муллардовская космическая лаборатория, Лондон) с соавторами обнаружили квазипериодические пульсации в диапазоне 0.2–12 кэВ при вспышке 16 октября 2000 г. одного из компонент двойного красного карлика AT Микроскопа. Период пульсации составил около 750 с, относительная глубина модуляции 0.15 и время затухания около 2000 с. Мы предложили связать наблюдаемые пульсации излучения с медленными магнито-звуковыми (ММЗ) колебаниями вспышечной петли, частота которых при β << 1 определяется произведением волнового числа и скорости звука. Удалось оценить длину арки (2.5×108 м), сравнимую с радиусом звезды (3.3×108 м), концентрацию плазмы, излучающей в рентгеновском диапазоне, 3.2×1016 м-3, ее температуру (2.4×107 K), а также найти минимальную величину магнитного поля (свыше 100 Гс). Возбуждение ММЗ-осцилляций в звездной корональной арке может быть следствием «испарения» прогретого вещества хромосферы, формирующего своеобразный поршень.

 

Корональная арка – эквивалентный электрический контур

 

Современные наблюдения Солнца с высоким пространственным разрешением свидетельствуют о практически неизменном сечении корональных арок с высотой, что обусловлено электрическими токами, текущими в арках. Величину тока на уровне фотосферы в окрестности солнечных пятен впервые в 1964 г. оценил А.Б. Северный (I » 1011 1012 A). Чтобы обеспечить вспышечное энерговыделение мощностьюRI2 » 1019–1021 Вт при таком токе активное сопротивление вспышки должно быть R » 10-4–10-3 Ом. Проводимость хромосферной и корональной частей арки порядка 10-13–10-11 Ом. Для вспышечного энерговыделения необходимо, чтобы сопротивление арки было бы больше на 7–9 порядков. Шведские астрофизики Х. Альфвен и П. Карлквист в 1967 г. предложили феноменологический подход, основанный на аналогии вспышечной арки с электрической цепью, содержащей ртутный газотрон, который может давать резкий переход от высокой проводимости к состоянию с большим сопротивлением. Этот подход оказался плодотворным не только при описании вспышечных процессов на Солнце и звездах, но и в проблеме нагрева звездных корон, в электродинамике аккреционных дисков магнитных нейтронных звезд.

Развивая аналогию вспышки с электрической цепью В.В. Зайцев и А.В. Степанов обратили внимание на следующие обстоятельства. Во-первых, вспышка – принципиально нестационарный процесс, поэтому для описания вспышечного энерговыделения закон Ома в стационарном случае j = sE неприменим. Во-вторых, определяющую роль в диссипации энергии электрического тока во вспышке играет нейтральная компонента плазмы, а именно, соударения ионов с нейтралами.

Рассмотрим модель корональной магнитной арки, основания которой расположены в узлах конвективных структур (ячеек супергранул с характерным размером R0 ≈ 30 тыс. км и со скоростью конвекции V ≈ 0.1-0.3 км/с). Электродвижущая сила (ЭДС), появляющаяся благодаря конвективным движениям в фотосфере (в первой области) поддерживает электрический ток, текущий в арке от одного основания до другого и замыкающийся в фотосфере (во второй области), где b > 1 и проводимость изотропна. Корональная часть петли – это уже третья область. В ней параметр b << 1. Расчеты показывают, что при скорости конвекции » 0.1 км/с радиус сформировавшейся трубки a » 103 км, магнитное поле на высоте 500 км над фотосферой на оси арки B » 2×103 Гс, а ток I  » 3×1011 А. У вспышечной арки большая индуктивность (L ≥ 10 Гн), определяемая ее геометрией. Энергия электрического тока, запасенная в контуре LI2/2, при I » 1011–1012 A составляет величину порядка (5×1022-5×1024) Дж, что вполне достаточно для вспышки.

Магнитная арка с током обладает активным сопротивлением R, индуктивностью L, и ёмкостью С. Поэтому малые колебания тока в арке можно описать на языке осциллятора (RLC-контура) с емкостью, зависящей от величины электрического тока C(I) = πa4ρ/lI2, где ρ – плотность плазмы, l – длина арки. Учитывая связь тока с магнитным полем, легко видеть, что формула для ёмкости арки эквивалентна выражению для емкости конденсатора С = eS/l с расстоянием между пластинами l, площадью пластины S=πa2 и диэлектрической проницаемостью среды относительно альфвеновских волн e = c2/VA2.

Период колебаний определяется формулой, известной из школьного курса физики:

 с

где I11  = 10-11 I A и приняты параметры типичной солнечной корональной арки. Таким образом, появляется возможность определения величины электрического тока во вспышке по периоду колебаний.

Колебания электрического тока в корональной арке вызовут периодические изменения параметров арки, которые приведут к модуляции излучения арки как тепловой, так и нетепловой природы. С увеличением тока частота низкочастотной (НЧ) модуляции, согласно последнему соотношению, растет. Финляндские и российские радиоастрономы провели исследования пульсаций миллиметрового излучения ряда солнечных вспышек, наблюдавшихся в 1990-2000 годах на радиотелескопе в Метсахови (Финляндия). Спектральный анализ выявил НЧ-модуляцию излучения с периодами от 0.7 до 17 с, что дает значения электрического тока I » 6·1010-1.4·1012 A. Значения полной энергии электрического тока, запасенной в контуре, LI2/2 = 3.6·1023 - 5·1025  Дж. Для некоторых событий удалось сравнить энергию, запасенную в арке, с энергией вспышки. Оказалось, что при вспышке выделяется менее 10% энергии электрического тока, запасенной в магнитной арке. Такая ситуация представляется правдоподобной в тех случаях, когда магнитная структура не разрушается во время вспышки.

 

Модель корональной магнитной арки с электрическим током. Эквивалентный электрический контур арки, основания которой расположены в узлах ячеек супергранул, состоит из трех областей. В первой из них происходит генерация магнитного поля арки и связанного с ним электрического тока. Здесь электроны замагничены («привязаны» к силовым линиям магнитного поля), а ионы увлекаются нейтральной компонентой плазмы при конвективном движении вещества в супергранулах. Возникает радиальное электрическое поле разделения зарядов, которое вместе с магнитным полем генерирует ток Холла, усиливающий первоначальное магнитное поле. Магнитное поле усиливается до тех пор, пока «сгребание» поля конвективным потоком не компенсируется диффузией магнитного поля. Ток течет по корональной части арки от одного основания к другому и замыкается под фотосферой (вторая область). В первой области возникает неустойчивость баллонной моды. «Языки» частично ионизованной плазмы проникают в токовый канал, сопротивление возрастает на много порядков, что приводит к вспышке. Подобная ситуация реализуется и в короне (третья область) при взаимодействии корональной арки с протуберанцем.

 

Найдено экспериментальное свидетельство накопления энергии электрического тока перед вспышкой 24 марта 1991 г., затем диссипации энергии тока в ходе вспышки и накопления энергии тока в послевспышечной фазе.

Накопление и диссипация энергии электрического тока во вспышке 24 марта 1991 г.: а) всплеск радиоизлучения Солнца 24 марта 1991 г. на частоте 37 ГГц, зарегистрированный финляндским учёным С. Урпо в радиообсерватории Метсахови; б) динамический спектр низкочастотных пульсаций во всплеске. Поскольку частота колебаний арки - эквивалентного RLC-контура, пропорциональна току, то наклонные линии означают, что перед  вспышкой величина электрического тока возрастает до значения 6 × 1011 А, а в ходе вспышки величина тока уменьшается до 7 × 1010 А.

 

Пульсирующие радиовсплески активного красного карлика AD Льва

 

Для исследования активности звезд успешно привлекаются солнечно-звездные аналогии. Пример - анализ радиоизлучения активного красного карлика AD Льва (R* =3.5·108 м, d = 4.9 пк), наблюдаемого на крупных радиотелескопах. Наблюдения выявили существование квазипериодических пульсаций с периодами ≈ 1с. Хотя феноменологически радиопульсации звезд часто подобны пульсациям радиоизлучения Солнца, имеются и определённые отличия. Поэтому звёздные пульсации требуют специального исследования.

В США Т. Бастиан с коллегами наблюдали 4 мая 1987 г. вспышку AD Льва на 305-м радиотелескопе в Аресибо в диапазоне длин волн 21 см и обнаружили высокодобротные пульсации с периодом 0.7 с.  Такие пульсации трудно объяснить на основе БМЗ-колебаний корональной арки вследствие сильного затухания колебаний из-за электронной теплопроводности в короне звезды.. Недавно пулковские астрономы предложили интерпретацию подобных пульсаций на основе упомянутой выше модели RLC-контура. Удалось получить величину тока (I 2×1012 A), а также значения сопротивления вспышечной арки ( Ом) и индуктивности ( Гн). Энергия электрического тока, запасенная в арке, порядка 1026 Дж, а мощность вспышки Вт. Энергия, выделившаяся за время существования пульсаций, порядка Дж, что составляет 3% от полной энергии. При такой доле выделившейся энергии магнитная конфигурация вспышки сохраняется.

 

Вспышка AD Льва 19 мая 1997 г. в диапазоне 5 ГГц (Эффельсберг): а) кривая блеска с длительностью импульсной фазы ≈ 50 с; б) динамический спектр низкочастотных пульсаций излучения.

 

Фрагмент динамического спектра, соответствующий спадающей ветви первого импульса радиовспышки.

Как и на предыдущем рисунке видно уменьшение величины тока в ходе вспышки.


Российские (Нижний Новгород, Пулково) и германские (Бонн, Потсдам) астрономы исследовали радиопульсации от вспышки AD Льва, зарегистрированной 100-м радиотелескопом в Эффельсберге 19 мая 1997 г. На временном профиле всплеска с максимальным значением потока ≈ 0.4 Ян видны флуктуации потока радиоизлучения, которые на динамическом спектре всплеска имеют характер пульсаций. Спектр пульсаций свидетельствует о том, что на источник радиоизлучения одновременно воздействовали два независимых типа модуляции: периодические кратковременные импульсы с частотой повторения 2 Гц и синусоидальная волна с частотой 0.5 Гц. Предварительный анализ пульсаций АD Льва показал, что источник радиоизлучения вспышки 19 мая 1997 г. – это корональная магнитная петля с концентрацией плазмы м-3, температурой K и магнитным полем  Гс. Основываясь на этих данных, заключили, что импульсная модуляция обусловлена БМЗ-колебаниями магнитной петли с частотой . Принимая Гц и находя из данных о плотности плазмы ρ и магнитном поле B скорость Альфвена м/c, получаем радиус магнитной петли м, сравнимый с радиусом вспышечных магнитных арок на Солнце. Синусоидальная модуляция вероятнее всего вызвана колебаниями магнитной арки как эквивалентного RLC-контура. Используя значение  Гц и особенности спектра НЧ-сигнала можно определить длину арки на AD Leo,  м, которая порядка радиуса звезды, величину электрического тока A, запасенную во вспышке энергию электрического тока Дж и мощность энерговыделения вт. Последняя величина на 3-4 порядка превышает мощность солнечной вспышки. Это обусловлено большими значениями магнитных полей на поверхности красного карлика и более высокой активностью фотосферной конвекции.

На ряде примеров мы пытались продемонстрировать плодотворность метода корональной сейсмологии для диагностики физических параметров звездных корон и вспышечных процессов. При этом оба представления корональных арок: в виде МГД-резонатора и RLC-контура, открывают новые возможности диагностики и взаимно дополняют друг друга. Сравнение найденных параметров вспышечных корональных арок Солнца и красных карликов показывает, что большие значения электрических токов и мощностей энерговыделения звезд типа UV Кита обусловлены их более высокой активностью фотосферной конвекции. В тесных двойных системах типа RS Гончих псов электрические токи могут достигать значений I » 1013–1014 А, а сопротивление вспышечной плазмы R » 1 Ом, обеспечивая тем самым еще большую мощность энерговыделения.

 

Заключение

 

Разумеется, что все аспекты корональной сейсмологии мы не охватили. Например, кроме упомянутых механизмов возбуждения колебаний арок (в результате вспышки или эрупции протуберанца), важно отметить хотя бы следующие.

«Испарение» хромосферного вещества в корональную арку при его нагреве вследствие вторжения высокоэнергичных частиц в основания арки приводит к появлению центробежной силы, «растягивающей» арку. Расширению арки препятствует сила натяжения магнитных силовых линий. В результате возникают альфвеновские колебания арки с периодом l/VA, вызывающие модуляцию излучения арки.

Механизм параметрического возбуждения звуковых колебаний в корональных магнитных арках был недавно предложен нижегородскими астрофизиками В.В. Зайцевым и А.Г. Кисляковым. Пятиминутные осцилляции (р-моды) модулируют скорость фотосферной конвекции, и, согласно модели эквивалентного электрического контура, электрический ток в арке. Колебания электрического тока, попадая в резонанс с собственными звуковыми колебаниями арки, приводят к их возбуждению.

Напомним, что спустя 50 лет после МГГ, по инициативе Организации Объединенных Наций 2007 г. был  объявлен Международным Гелиофизическим Годом (International Heliophysical YearIHY). Это позволило углубить наши знания о физических процессах, происходящих на Солнце, и влияющих на Землю и гелиосферу, а также продемонстрировать актуальность наук о Земле и Космосе. Прошедший в сентябре 2007 г. в Исла де Маргарита (Венесуэла) симпозиум Международного Астрономического Союза № 247 «Волны и осцилляции в атмосфере Солнца» – еще одно свидетельство важности проблем, которые рассматривались в этой статье.

 





Рубрики журнала «Земля и Вселенная»

Фундаментальные проблемы астрофизики, космохимии, астрометрии, небесной механики, звездной астрономии, внегалактической астрономии, космогонии, космологии, внеатмосферной астрономии

Журнал "Земля и Вселенная" № 1 2008 год

На главную страницу
Hosted by uCoz