Возмущенная зона и ударная волна, возбуждаемые корональным выбросом массы

Структура КВМ при наблюдении в белом свете характеризуется следующими хорошо известными особенностями: яркой передней фронтальной структурой (FS, front structure), охватывающей область пониженной плотности плазмы (cavity), которая включает в себя яркую внутреннюю часть (core). Однако, кроме перечисленных особенностей, непосредственно перед КВМ при скоростях V менее 700– 800 км/с существует еще возмущенная зона, определение которой было дано в работе [1]. При этом ударная волна, скорее всего, отсутствует. Здесь следует отметить, что однозначно измерить ударный фронт в короне Солнца до сих пор не удавалось (несмотря на отдельные попытки). Важность этой задачи с точки зрения физики связана с тем, что измерение профиля фронта дает информацию о механизме диссипации направленной энергии плазмы в ударном фронте. При наблюдении в белом свете ударный фронт должен наблюдаться как движущийся от Солнца разрыв яркости (концентрации плазмы) на масштабе δ_F, который мало меняется на длине пути R >> δ_F .

Чтобы отождествить разрыв с ударным фронтом, существуют следующие два способа:

• 1.    Показать выполнение соотношений Рэнкина– Гюгонио на разрыве. На практике д остаточно показать существование на исследуемом разрыве одновременного скачка основных параметров плазмы: концентрации, температуры, модуля магнитного поля и скорости (упрощенный вариант способа 1).

• 2.    Показать, что при превышении скорости КВМ некоторой величины V _A состояние возмущенной зоны резко меняется, а именно возникает разрыв параметров потока плазмы, который при меньших скоростях КВМ отсутствует.

Упрощенный вариант первого способа широко применяется для отождествления ударных волн в гелиосфере, но он практически не применим для отождествления ударных волн в короне. Поэтому в короне на данном этапе можно использовать только второй способ.

Целью настоящей работы является исследование возмущенной зоны и возможности образования ударн ой волны при возрастании скорости КВМ, движущегося в короне Солнца.

Данные

Исходными данными при анализе служили калиброванные изображения короны Солнца в белом свете, полученные на коронографах SOHO/LASCO C2, C3 [2] . Значения яркости Р в этих изображениях выражены в единицах средней яркости Солнца (Pmsb).

Методы анализа

Использовались два способа представления данных.

• 1.    Разностная яркость P ( t ) – P ( t 0 ), где P ( t 0 ) – невозмущенная яркость в момент t ₀ до возникновения рассматриваемого события, Р ( t ) – возмущенная яркость в любой момент времени t >  t ₀. По значениям P ( t ) – P ( t 0 ) рассчитывалась избыточная масса ρ столба плазмы с единичной площадью основания (в г/см²), ориентированного вдоль луча зрения (или коротко – избыточная масса).

• 2.    Яркость с вычтенным «фоном» П( РА , R ) = Р ( РА , R ) – Р _S( РА , R ) для выделения лучей повышенной яркости. «Фон» Р _S( РА , R ) представляет собой усреднение исходной яркости Р по угловому интервалу ≈ (2–3) d (в градусах); d – характерный угловой размер лучей повышенной яркости, а РА и R – позиционный угол и расстояние от центра Солнца. Рассмотрим три характерных КВМ в порядке возрастания их скорости V .

Вид возмущенной зоны в зависимости от ско рости КВМ

Развитие во времени КВМ 1 (7 мая 1997 г.) достаточно четко видно на изображениях избыточной массы ρ (рис. 1). Почти за 4 ч до появления FS КВМ на изображениях появляются распространяющиеся от Солнца усиления (сплошные линии) и ослабления (штриховые линии) ρ, причем усиления главным об-

М . В . Еселевич , В . Г . Еселевич

Рис. 1. Изображения избыточной массы р (РА, R ) для четырех моментов времени 7 мая 1997 г . ( КВМ 1). Первый за крашенный уровень соответствует р = 6 х 10^-9 г / см ², разность между уровнями - 50 х 10^-9 г / см ². Штриховыми линиями показаны отрицательные уровни , соответствующие уменьшению массы .

разом вдоль (внутри) нижнего луча яркости. FS КВМ появляется на последнем изображении в t = 11:54 UT.

Проследить детально развитие КВМ и возмущенной зоны перед ним можно, рассмотрев, как изменяется радиальный профиль избыточной массы со временем, например, вдоль направления РА = 270 ° , вдоль которого происходит усиление ρ (рис. 2). Видно, что, как минимум, за 5–6 ч до появления FS КВМ на расстояниях R > 2.5 R _๏ наблюдается постепенное и волнообразное увеличение ρ, которое распространяется от Солнца со скоростью, заметно превышающей скорость КВМ. Фронтальная структура данного КВМ (выделена штриховкой на кривых рис. 2) появляется на R ≈ 2.55 R _๏ лишь в момент времени 11:54 UT. Все, что впереди штриховки, – возмущенная зона.

Причина образования возмущенной зоны достаточно очевидна. Действительно, скорость FS КВМ относительно невозмущенного СВ на R ≈ 4 R _๏ составляет Δ V ≈ 15–25 км/с, и она существенно меньше альфвеновской скорости V _А (оценка минимального значения V _А на R ≈ 4 R _๏ составляет 750 км/с). Малость Δ V в сравнении с V А и есть причина образования возмущенной зоны, так как любые возмущения, вызываемые КВМ, опережают его.

FS

May 7 1997, PA = 270 deg.

8x10-8

6x10-8

4x10-8

2x10-8

1x10-7

1.6x10-7

1.4x10-7

1.2x10-7

t 0 = 04:51:02

S - 06:28:04 в - 10:24:03 Ш - 12:29:07 ,-- 14:19:07 ■ - 15:52:47

2.5     3     3.5     4     4.5     5     5.5     6

Расстояние от центра Солнца, _{R ๏}

Рис. 2. Радиальные распределения избыточной массы р ( R ) из центра Солнца вдоль PA =270° 7 мая 1997 г .

Анализ показал, что формирование возмущенной зоны перед FS представляет собой одновременное проявление, как минимум, двух процессов:

• 1)    появление и усиление дополнительных относительно невозмущенной плазмы потоков плазмы;

• 2)    распространение нелинейных ( А р ~ р₀) колебаний массы корональной плазмы.

КВМ 2 (2 июня 1998 г.). Это событие похоже на КВМ 1 и отличается только большей скоростью V . Однако именно это обстоятельство приводит к их принципиальному различию. На расстояниях R < 6 R _๏ , где скорость V ≈ 400 км/с, относительная скорость Δ V <  V _А, и события развиваются как в предыдущем случае. Однако если для КВМ 1 такая картина сохраняется и на больших расстояниях (вплоть до 30 R _๏ ), то для КВМ 2 она кардинально меняется уже на R ≈ 10 R _๏ .

Рассмотрим ρ( R ) вдоль РА = 247° на R ≤ 6 R ๏ , где передняя часть возмущенной зоны представляет собой понижение ρ, или волну разрежения (рис. 3). Слева возмущенная зона ограничена фронтальной структу-

13   14   15   16   17   18   19   20          2   23

Расстояние от центра Солнца, ^{/ R} ๏

Рис. 3. Радиальные распределения избыточной массы р ( R ) из центра Солнца для трех моментов времени 2 июня 1998 г . ( КВМ 2) вдоль PA = 247°.

–11 июня 1998 г., Р А=80° +–3 марта 2000 г., Р А=80° ^ -28 июня 2000 г., Р А=270° □ - 4 сентября 200 г., Р А=300‘ Д -21 апреля 2002 г., Р А=270° 0 -4 ноября 2003 г., Р А=238°

^В " V R_o

Tp ~ 1 МK

0.01

2   4   6   8 10 12 14 16 18 20 22 24 26 28

Расстояние от центра Солнца, R _๏

Рис . 4. Зависимость ширины ударного фронта δ _F от расстояния R , построенная для шести КВМ со скоростями V > 900 км / с . Кривые с крестиками – длина свободного пробега относительно парных протон - протонных соуда рений λ_рр (R), рассчитанная для двух значений протонной температуры в короне : Т =10 6 K и T = 2 x 10 6 K.

рой (заштрихованная область, отмеченная FS) КВМ, а справа – невозмущенной плазмой. С 13:44 UT ситуация резко меняется: в передней части возмущенной зоны на расстоянии R « 17RB возникает разрыв на масштабе δF ≈ 0.6R๏. На рисунке он заштрихован и обозначен как FS(s). При распространении размер δF постепенно увеличивается. Причина образования разрыва в том, что на расстояниях R > 10R๏ скорость КВМ относительно окружающего СВ становится бо- льше альфвеновской скорости VА. Возмущения не могут опережать КВМ и, «накапливаясь », они образуют разрыв в распределении ρ(R), т. е. ударную волну. Масштаб разрыва δF должен определяться механизмом диссипации энергии в разрыве.

Зависимость ширины ударного фронта δ_F от расстояния R , построенная для шести КВМ со скоростями V > 900 км/с, показана на рис. 4. Нижняя и верхняя кривые с крестиками – рассчитанные зависимости от расстояния длины свободного пробега относительно парных протон-протонных соударений λ_рр( R ) для двух значений протонной температуры в короне: Т ~10 6 K и T ~ 2 x 10 6 K. Из рис. 4 видно, что на расстояниях R < 6 R _๏ величина δ_F порядка λ_рр. При этом зависимости λ_рр( R ) и δ_F( R ) подобны. Это свидетельствует в пользу того, что механизм диссипации энергии во фронте уд арной волны является столкновительным на этих расстояниях.