Колебания корональных магнитных арок и диагностика плазмы солнечных вспышек

• Автор: Копылова, Юлия Геннадьевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 122 с. : ил

Содержание
Введение
Глава I МГД—колебания солнечных корональных петель
§1.1 Дисперсионное уравнение для собственных мод магнитных
трубок
§1.2 Акустический механизм затухания
колебаний корональных петель
1.2.1 Изгибные моды
1.2.2 Радиальные моды
§ 1.3 Процессы диссипации
1.3.1 Радиальные моды
1.3.2 Баллонные моды
§1.4 Выводы
Глава II Модуляция микроволнового излучения солнечных вспышек
§2.1 Модель коронального пробкотрона
§ 2.2 Модуляция концентрации захваченных частиц
§2.3 Методы диагностики плазмы по параметрам
пульсаций излучения
2.3.1 Наблюдение пульсаций на разных частотах
2.3.2 Модуляция излучения баллонными колебаниями
§ 2.4 Выводы

Глава III Диагностика вспышечной плазмы
§3.1 Вспышка 23 мая 1990 года
§3.2 Событие 31 октября 1991 года
3.2.1 Наблюдения
3.2.2 Механизм миллиметрового излучения
и диагностика вспышечной плазмы
3.2.3 Особенности нетеплового излучения
§3.3 Событие 8 мая 1998 года
§3.4 Вспышка «Бастилия» 14 июля 2000 года
3.4.1 Методика и результаты наблюдений
3.4.2 Анализ наблюдений
§ 3.5 Выводы
Заключение
Литература

Введение
Магнитные арки (петли) — типичный структурный элемент солнечной короны. С ними связывают такие нестационарные явления в атмосфере Солнца, как корональные транзиенты и солнечные вспышки, которые определяют состояние межпланетного космического пространства, а также многие геофизические процессы. Поэтому исследование физических условий и процессов в корональных арках является одной из наиболее актуальных проблем современной астрофизики.
Колебательные и волновые процессы — неотъемлемый атрибут динамики солнечной атмосферы. Наблюдения солнечных вспышек в широком диапазоне длин волн показывают, что излучение часто промодулировано квазипериодическим образом [38]. Выяснение природы пульсаций является предметом активных исследований. В настоящее время установлена тесная связь между вспышками и корональными магнитными структурами, поэтому вероятно, что за наблюдаемую модуляцию излучения могут быть ответственны магнитогидродинамические (МГД) колебания корональных арок [42, 90].
С запуском космических аппаратов SOHO, TRACE, RHESSI появилась уникальная возможность исследовать верхние слои солнечной атмосферы с высоким пространственным разрешением. Это позволило обнаружить квазипериодические смещения солнечных корональных петель [42]. Таким образом, впервые были получены прямые указания на то, что колебания корональных арок реально существуют. Основная особенность этих колебаний, отождествленных в [42] с быстрох4 изгиб-

Тогда, из (1.15), (1.19), (1.37) и (1.56) следует
рг = пС22^—------------ ^ -• (1.57)
ур рецеа2(и& - кгугАеУ
Поступая как и ранее, с помощью (1.19), (1.20), (1.22), (1.41) и (1.57) для декремента акустического затухания получим
Р, уп В

(1.58)
а Щ + Ше 2Ь В| + В%'
При возбуждении стоячих волн продольная составляющая волнового числа к = АГтт/Ь, и уравнение (1.58) сводится к виду
Vа 1 В.

(1.59)
27гЛг В + В1'
Для Ве » -В, и N = 1 согласно (1.59) добротность колебаний С^а га 4л, т. е. амплитуда стоячей волны уменьшится в е раз за время т = СРТ/(27г) ~ 2Т. Таким образом, в результате возбуждения осциллирующей корональной петлей бегущих волн, распространяющихся вдоль магнитных силовых линий, акустическое затухание может оказаться настолько сильным, что петля совершит всего несколько колебаний.
В заключение, остановимся подробней на гипотезе Шрайвера и Брауна [99] о фотосферной природе наблюдаемых поперечных смещений петель. Пусть вследствие вспышечного энерговыделения в корональной части магнитной трубки возбуждается МГД-волна. Она может достигнуть фотосферы, не испытав отражения, если ее длина [23]
А < 4лЯ, (1.60)
где Н — шкала высот. Принимая в последнем неравенстве Н = 300 км, получим А < 3800 км. Это означает, что только мелкомасштабные МГД-волны способны проникнуть в нижнюю атмосферу Солнца. В корональ-ных петлях максимальная длина стоячей волны А = 2Ь = 3 х (