Сравнение двух методов обнаружения нового магнитного потока в активной области

Для измеряемого фотосферного магнитного поля, и в целом для магнитного поля в солнечной атмосфере, характерна изменчивость со временем в широком диапазоне временных масштабов. Одним из физических механизмов, обеспечивающих такую изменчивость, является всплывание из-под фотосферы нового магнитного потока [Archontis, 2008]. Наиболее ярким проявлением всплывания нового магнитного потока (НМП) является возникновение на Солнце новой активной области [Григорьев и др., 2007]. НМП может появиться и в уже существующих активных областях в виде как новых солнечных пятен, так и всплывания магнитных трубок [Kalman, 1997]. НМП возникает не только в активных областях, но и в корональных дырах [Yang et al., 2009; Zhang et al., 2006], в каналах волокон [Chae et al., 2001] и в спокойных областях Солнца [Zhang et al., 2006].

Новый магнитный поток, появляющийся в активных областях, не только приводит к изменению поля в локальных участках солнечной атмосферы, но и играет важную роль в ряде физических процессов, происходящих в активных областях, и прежде всего таких, как солнечные вспышки и корональные выбросы массы [Feynman, Martin, 1995; Green et al., 2003; Zhang et al., 2008]. Один из возможных механизмов генерации солнечных вспышек связывают с появлением НМП, в результате чего в определенной области солнечной короны оказываются участки с противоположными направлениями магнитного поля. Это может привести к магнитному пересоедине-нию в этих участках короны, которое сопровождается локальным выделением большого количества энергии. В работе [Файнштейн и др., 2012] показано, что большинству мощных вспышек, связанных с самыми быстрыми корональными выбросами массы типа гало (со скоростью, превышающей 1500 км/с), предшествует нарастание разбаланса и модуля поля, что свидетельствует о появлении в области вспышки нового магнитного потока.

Отсюда следует, что важной задачей является разработка методов обнаружения НМП. В течение длительного времени основным способом обнаружения нового магнитного потока был «визуальный», или «ручной» (manual), метод. В этом случае сопоставлялись временные последовательности изображений Солнца с пятнами или последовательности магнитограмм, которые позволяли «увидеть» либо появление новых пятен, либо изменение конфигурации пятен, включая изменения в области как тени, так и полутени пятен, а также отражения этого в распределении измеряемого фотосферного магнитного поля [Hagenaar, Cheung, 2009]. Позднее этот подход стал включать в себя автоматические процедуры нахождения нового магнитного потока с использованием магнитограмм [Harvey, 1993]. В дальнейшем для обозначения этого метода мы будем использовать слово «визуальный».

В последнее время были разработаны математические методы выявления нового магнитного поля (см. [Князева и др., 2011; Головко, Салахутдинова, 2012] и цитируемую там литературу). В работе [Князева и др., 2011] предложен «новый топологический метод обнаружения элементов всплывающего потока по SOHO/MDI-магнитограммам. В этом методе используется число несвязных компонентов – количество пикселей на изображении, различимых по значениям напряженности с точностью до заданного порога». Для десяти активных областей с высокой вспышечной активностью было показано, что увеличение несвязности происходит перед началом серии мощных вспышек либо сопутствует им.

В работе [Головко, Салахутдинова, 2012] авторы, опираясь на один из методов мультифрактального анализа – метод мультифрактального сегментирования, предложили методику выявления НМП на видимом диске Солнца на основе скейлинговых свойств пространственного распределения измеряемого магнитного поля. В этой работе для нахождения НМП использовались магнитограммы, полученные спектро-магнитографом SOLIS (NSO, США).

Ценность математических методов выявления НМП заключается в том, что их использование позволяет резко уменьшить время нахождения таких магнитных потоков по сравнению с визуальным методом. Однако вопрос о том, какова надежность выявления НМП математическими методами, остается открытым. Например, результаты обнаружения НМП по методике, предложенной в работе [Головко, Салахутдинова, 2012], только для одного события сопоставлялись с результатами визуального метода. В то же время заметим, что достоверность предложенного в работе [Головко, Салахутдинова, 2012] метода обнаружения НМП косвенно подтверждается также приведенными в этой работе примерами соответствия изменения площади пятен в активных областях и изменения площади областей НМП.

В настоящей работе сопоставлены два метода выявления НМП: визуальный метод и метод, опирающийся на фрактальный анализ распределений измеряемого магнитного поля. НМП находился в уже существующих активных областях, и его появление предшествовало мощным вспышкам (большинство из которых имело рентгеновский класс Х) и корональным выбросам массы типа гало (ГКВМ) из группы самых быстрых ГКВМ со скоростью, превышающей 1500 км/с.

Данные и методы их анализа

Для выявления нового магнитного потока магнитные поля определялись по данным инструмента Michelson Doppler Imager (MDI), установленного на борту космического аппарата SOHO. Использовались калиброванные магнитограммы полного диска Солнца с уровнем обработки 1.8 и с интервалом времени между соседними магнитограммами 96 мин [ftp://]. Угловое разрешение на этих магнитограммах равно 4′′, уровень шума на пиксель составляет 15 Гс [].

Для регистрации солнечных пятен использовались наблюдения солнечного диска в континууме инструментом SOHO/MDI [ 1h]. Пространственное разрешение в континууме составляет 4 угл. сек, временное разрешение (промежуток времени между ближайшими изображениями) – 96 мин, ошибка измерения равна ±0.3 %.

Для вычисления мультифрактальных спектров и сегментированных изображений использовался пакет FracLab []. Как отмечено в работе [Головко, Са-лахутдинова, 2012], использование пакета FracLab дает возможность рассчета сегментированных изображений, соответствующих определенным интервалам фрактальной размерности f. Скопления мелкомасштабных объектов выявляются для f=0–0.4. Именно для этого диапазона фрактальной размерности при анализе распределения измеряемого магнитного поля удается выявить участки на поверхности

Солнца, которые, согласно [Головко, Салахутдино-ва, 2012], являются местами возникновения нового магнитного потока. (Учитывая относительно небольшой размер таких участков, мы для их обозначения будем использовать термин «точки»,) Этот вывод был сделан, в частности, на основе сравнения местоположения таких «точек» с местами возникновения нового магнитного потока, обнаруженного в работе [Guo et al., 2008].

Выделение НМП визуальным методом производилось путем просмотра последовательностей изображений солнечного диска в континууме и магнитограмм. В некоторых случаях создавались фильмы из изображений для более надежного выделения НМП. Прежде всего мы пытались обнаружить появление новых солнечных пятен. Учитывались также разного рода изменения существующих пятен (как тени, так и полутени) и их взаимного расположения, а также проявление этого в распределении измеряемого магнитного поля. В данной работе мы использовали лишь качественные оценки изменения магнитного поля в местах появления НМП: «увеличивается магнитный поток положительной полярности» или «увеличивается магнитный поток отрицательной полярности» и т. д. Иногда, чтобы убедиться в том, что в месте вероятного появления НМП действительно происходит изменение измеряемого магнитного поля, мы сопоставляли значения поля в последовательные моменты времени в местах вероятного появления НМП.

Для определения местоположения НМП на сферической поверхности Солнца (на фотосфере) использовалась специальная программа, написанная на языке IDL.

Сопоставление двух методов нахождения мест появления НМП производилось для активных областей, зарегистрированных на видимом диске Солнца 28.10.2003 (10:59), 29.10.2003 (20:37), 18.11.2003 (08:12), 07.11.2004 (15:42), 10.11.2004 (01:59), 15.01.2005 (05:54, 22:25), 17.01.2005 (08:59, 09:42), 19.01.2005 (08:03), 13.05.2005 (16:13), 13.09.2005 (19:42). В скобках указано время начала рентгеновской вспышки. Все эти вспышки были связаны с генерацией в тех же самых активных областях быстрых (со скоростью V >1500 км/с) корональных выбросов массы типа гало.

Процедура сопоставления двух методов выявления НМП сводилась к следующему. Находились координаты на сферической поверхности Солнца каждой «точки», определенной в момент начала вспышки методом фрактального анализа как место возникновения НМП. Затем в ближайшей окрестности этой «точки» анализировались изменения структуры пятен и магнитного поля визуальным методом до начала вспышки, в момент вспышки и после вспышки.

Результаты

На рис. 1, а для 15:42 07.11.2004 г. показано множество точек белого цвета на видимом диске Солнца в активной области NOAA10696, положения которых рассчитаны с помощью мультифрактального анализа измеряемого фотосферного магнитного поля и которые предположительно указывают на местоположения

НМП в момент вспышки. Стрелка на этом рисунке показывает выбранную для дальнейшего анализа точку (НМП).

Рисунок 1, б – д иллюстрирует возникновение нового пятна (возможно, поры), обнаруженного с помощью визуального анализа изменения распределения пятен в активной области в окрестности одного из мест выхода НМП на рис. 1, а , выявленного с помощью фрактального анализа. Соответствующая этому месту точка на рис. 1, а , а также новое пятно на рис. 1, б – д показаны стрелками. Пятно появилось почти за сутки до начала рентгеновской вспышки (06.11.2004, 17:36). Рисунок 1, б соответствует моменту времени, когда пора еще не появилась. Стрелка на этом рисунке указывает место, где позднее появится пора. Координаты «фрактальной» точки и пятна в близкие моменты времени различаются на ≈ 0.8°.

На рис. 2, а – г показаны распределения магнитного поля в анализируемой активной области в момент времени, когда пора еще не была обнаруже-на( а ), и в моменты, близкие к моментам времени, в которые пятно уже сформировалось ( в – г ). Временной интервал между рис. 1, б и 2, а составляет несколько часов из-за отсутствия двух типов изображений в более близкие моменты времени.

Видно, что после появления поры в месте ее расположения наблюдается усиление положительного магнитного поля. Это отражается в усилении яркости области белого цвета.

На рис. 3 приведен еще один пример возникновения нового пятна (поры?) в месте выхода НМП,

Рис. 1 . Появление нового пятна (т. е. нового магнитного потока) в активной области до начала вспышки ( в ) и его развитие после вспышки ( г , д ).

Рис. 2 . Распределения продольного магнитного поля в активной области NOAA10696 до ( а ) и после ( б , в , г ) возникновения нового пятна.

Рис. 3 . Еще один пример появления нового пятна ( в – д ) в активной области в месте, близком к месту обнаружения НМП фрактальным методом.

установленного по данным фрактального анализа для события 13.05.2005 г. (16:13) в активной области NOAA10759. Различие положений центра пятна и соответствующего места появления НМП не более 0.5°.

На рис. 4 показаны распределения магнитного поля в активной области NOAA10759 до выявления

Рис. 4 . Распределения продольного магнитного поля в активной области NOAA10759 до ( а ) и после ( б , в , г ) возникновения нового пятна.

нового пятна ( а ), в момент времени, близкий к моменту обнаружения нового пятна ( б ), а также в моменты вблизи времени начала вспышки ( в ) и спустя примерно час после вспышки ( г ). В отличие от предыдущего события, здесь пятну соответствует отрицательная полярность магнитного поля (на этой магнитограмме пора видна как потемнение).

Локальные усиления магнитного потока могут происходить не только вследствие появления новых солнечных пятен, но и в процессе относительно быстрой эволюции существующего распределения пятен в активной области. В результате такой эволюции может меняться взаимное расположение пятен, происходить изменение размеров и формы как тени, так и полутени пятен и др. Пример такого изменения распределения пятен показан на рис. 5 в активной области NOAA10720 для события 19.01.2005 г. (08:03).

Рисунок 6 иллюстрирует изменение магнитного поля вследствие показанной на рис. 5 эволюции пятен: вблизи места выхода НМП, найденного с использованием фрактального анализа, появилось пятно. Различие между положениями мест выхода НМП, найденными двумя способами, составило около 4°.

Мы обнаружили (см. рис. 7), что новый магнитный поток может возникать в анализируемых активных областях в моменты, близкие к времени начала вспышки, в местах, где с использованием фрактального анализа не было предсказано появление НМП. На рис. 7 мы приводим только распределение магнитного поля. Видно, что в месте, на которое указывает конец стрелки на рис. 7, а , сразу после начала вспышки формируется темное пятно отрицательного поля, окаймленное с трех сторон областью положительного поля.

Приведем некоторые статистические данные, характеризующие согласие и различие результатов при выявлении НМП двумя методами для рассмотрен-

Рис. 5.

Рис. 6.

ных событий. Прежде всего было подсчитано число мест появления НМП в момент начала вспышки N _FM, определенных с помощью фрактального метода: N _FM=81 . Это нижняя оценка данного параметра, так как в некоторых случаях трудно понять, имеем ли мы дело с одним местом выхода НМП, или это оказались рядом и слились два и более места возникновения нового магнитного потока. Не учитывались также едва заметные белые точки, характеризующие места появления НМП. Верхняя граница оценки N _FM составляет примерно 95. Ниже для вычисления различных параметров, характеризующих согласие и различие результатов при выявлении НМП двумя методами, мы будем использовать N _FM=81 . Более или менее точно удается обнаружить появление новых пятен (часто это поры). Было выявлено 30 новых пятен в ближайшей окрестности обнаруженных фрактальным методом мест выхода НМП. Это составляет 37 % от N _FM=81.

Рис. 7 . Пример возникновения НМП ( г , д ) в активной области NOAA10486 в момент времени (11:11), близкий к времени начала вспышки (10:59), в месте, где с помощью фрактального анализа НМП не был обнаружен.

В окрестности 32 (39.5 %) мест возникновения НМП, выявленных фрактальным методом, мы не обнаружили появления НМП визуальным методом. В окрестности оставшихся 23.5 % мест выхода НМП, установленных с помощью фрактального метода, предположительно мы наблюдаем визуальным методом НМП в виде:

• 1)    почернения тени существующего пятна, сопровождающегося увеличением магнитного потока в нем;

• 2)    отсоединения от большого пятна маленького, которое становится более темным;

• 3)    локального изменения яркости полутени, сопровождающегося в этом месте усилением величины магнитного поля;

• 4)    других типов деформации тени и/или полутени пятен, сопровождающихся локальными усилениями магнитного потока.

В этих случаях выделение НМП визуальным методом производится наименее надежно, что подтверждается рис. 5, 6. По-видимому, необходимо использовать количественный анализ изменения магнитного потока в окрестности мест возникновения НМП, выявленных с использованием фрактального анализа. Таким образом, верхняя оценка количества мест выхода НМП, одновременно обнаруженных двумя методами, составляет 60.5 %.

Заметим, что если бы мы рассчитывали места появления НМП фрактальным методом каждые 96 мин (напомним, что с таким интервалом были получены использовавшиеся магнитограммы и изображения Солнца с пятнами), то, возможно, процент рассчитанных и наблюдавшихся мест выхода НМП увеличился бы.

Положения мест возникновения НМП, выявленных двумя методами, различались, за исключением двух случаев, в пределах 0.1–1.5° в гелиографической системе координат.

Заключение

Сопоставление двух методов выявления НМП: с использованием фрактального анализа распределения измеряемого магнитного поля и традиционного визуального метода – позволило сделать вывод, что значительная часть мест выхода НМП, установленных первым методом в активной области в момент начала там сильной солнечной вспышки, подтверждается обнаружением вблизи этих мест НМП вторым методом. С наибольшей достоверностью можно говорить о согласии двух методов в случае, когда НМП проявляется в виде возникновения нового пятна. Таких случаев оказалось 39.5 % от числа рассчитанных фрактальным методом мест появления НМП. С меньшей достоверностью можно говорить о соответствии мест выхода НМП, выявленных фрактальным методом, местам изменения магнитного поля в окрестности этих мест, отражающего динамику существующих в активной области пятен, включая как тень, так и полутень (23.5 % случаев). Результаты нашего качественного анализа двух методов нахождения мест выхода НМП в уже существующей активной области свидетельствуют об эффективности использования для этой цели фрактального метода. Но для окончательной оценки эффективности визуальный анализ динамики магнитного поля в активной области должен сопровождаться количественным анализом вариаций поля. Этот подход будет реализован в нашей следующей работе.

В то же время оказалось, что появление нового магнитного потока, обнаруженного визуальным методом, может происходить в местах, в которых фрактальный метод не выявил НМП. Такие потоки магнитного поля были обнаружены примерно за сутки до вспышки для всех рассмотренных событий. В подавляющем большинстве таких случаев возникновение НМП не было связано с рождением новых пятен, поэтому надежность выявления НМП в рамках качественного анализа была недостаточно высокой. Это означает, что для окончательного вывода о количестве таких НМП, возникающих перед вспышкой в каждой активной области, требуется провести количественный анализ вариаций магнитного поля в этих активных областях.

Мы благодарим команду SOHO/MDI за возможность свободного использования данных этого инструмента, а также Загайнову Ю.С. – за предоставление программы, позволяющей определять координаты точек на поверхности Солнца. Работа выполнена при частичной поддержке гранта ГК № 02.740.11.0576 по ФЦП «Научные и научнопедагогические кадры инновационной России».