1 Солнце и солнечная активность С. А. Красоткин 1, Э. В. Кононович 2


Представления о возникновении и развитии активных областей



страница15/18
Дата22.06.2019
Размер1.08 Mb.
ТипГлава
1   ...   10   11   12   13   14   15   16   17   18

6.2 Представления о возникновении и развитии активных областей


Обычно сценарий развития активной области описывается следующим образом. Вначале возникает область нового магнитного потока, иногда называемая областью всплывающего магнитного потока, – биполярная пара ярких компактных факелов, элементы противоположной полярности которого соединяют арочные волокна в хромосфере (Bruzek, 1967). Магнитный поток появляется и усиливается между расходящимися в противоположные стороны факелами (Zwaan, 1981). После появления факела через 1 – 2 дня возникают поры, а вслед за ними и пятна, которые разрастаются за счет слияния с порами и факелами той же полярности, что и они сами, и за счет расширения собственной тени (Vrabec, 1974.; Гопасюк, 1967; Гопасюк, 1965). За несколько дней формируется и появляется в фотосфере большая часть магнитного потока области, и наступает максимум в развитии активной области, при этом ведущая часть (западная) обычно находится несколько ближе к экватору, а магнитная ось активной области, соединяющая наибольшие ведущее и хвостовое пятна, несколько наклонена к экватору (до 15˚). В короне над активной областью наблюдается яркая корональная конденсация. Вслед за максимумом развития активной области начинается распад ее пятен, при этом самым долгоживущим оказывается главное ведущее пятно. Область факелов расширяется, а сами они образуют усиленную супергрануляционную сетку, которая становится все слабее и слабее, остатки же соседних активных областей могут сливаться, образуя униполярные области крупномасштабного магнитного поля.

Вышеизложенный сценарий эволюции активных областей был изучен, в основном, по легко наблюдаемым группам пятен. По их наблюдениям в Цюрихской обсерватории была разработана классификация групп пятен, основанная на определении характерных стадий их жизни (Вальдмайер, 1950; Брей и Лоухед, 1967). В основу цюрихской классификации легла эволюционная классификация групп пятен Вальдмайера, который впервые сделал вывод о том, что число вспышек в активной области сильно зависит от стадии развития области и что вспышечная активность значительно выше в первые дни жизни группы, когда происходит появление нового магнитного потока и площадь группы быстро растет (Waldmeier, 1955).

На обсерватории Mt. Wilson в 1919 г. Хейлом была разработана магнитная классификация групп солнечных пятен, основанная на распределении магнитных полярностей (Hale and Nicholson, 1938), согласно которой группы пятен были разделены на три класса: α – униполярный, β – биполярный, γ – сложный; впоследствии они были дополнены классом δ – очень сложный. Униполярные конфигурации считаются характерными для окончания жизни биполярных групп, когда пятна одной полярности уже исчезли. Биполярные группы пятен обычно считаются результатом выхода из глубины в фотосферу магнитной трубки, изогнутой в форме арки (см. например: Martres et al, 1974; Витинский, Ихсанов, 1964). Помимо классов β и γ существует и промежуточный класс βγ, характеризуемый отсутствием четко выраженной линии раздела полярностей; к этому же классу относится и случай, когда ведущее и хвостовое главные пятна окружены небольшими пятнами противоположной полярности. Группы пятен класса γ являются сложными, в которых полярности распределены нерегулярно, в полутени пятен одной полярности могут находиться вкрапления другой полярности, а в группах класса δ наблюдаются столь сложные переплетения магнитных полей противоположных полярностей, что не приходится и говорить о возможности выделения областей пятен той или иной полярности. Число таких групп мало, но к ним относятся наиболее вспышечно-активные и крупные. Для определения магнитного класса группы пятен используются наблюдения пятен (например, в белом свете или в линии Hα), а полярности выделенных пятен определяются с помощью магнитографа. Необходимо отметить, что при определении магнитного класса той или иной группы пятен огромную роль играет опыт и характер наблюдателя, т.к. методика выделения классов групп пятен является во многом субъективной, а понятие сложности группы определяется не какой бы то ни было численной характеристикой, а лишь описательно.

Наиболее распространенное описание появления активных областей основано на гипотезе о всплывании магнитного поля в слои, доступные наблюдениям, в виде сформированных магнитно-силовых трубок. Эту гипотезу поддерживает тот факт, что основная часть магнитного потока появляется за короткий интервал времени – обычно несколько суток. Для того, чтобы поле в поверхностных слоях могло концентрироваться в жгуты с характерной наблюдаемой напряженностью 2•103 Гс необходима энергия ~105 эрг/см3, а энергия движения в поверхностных слоях составляет лишь ~(12)•103 эрг/см3 (Обридко, 1985). Возникновение биполярной группы пятен целый ряд авторов (Витинский и Ихсанов, 1964; Bachmann, 1978; Ермакова, 1985) описывает всплыванием уже готовой петли со скоростью ~102 м/с (Ambroz and Kononovich, 1994).

В рамках модели Пиддингтона (Piddington, 1981) предполагается, что магнитное поле биполярной активной области существует в конвективной зоне или глубже в виде жгута перевитых магнитно-силовых трубок напряженностью ~4•103 Гс, непроницаемых для конвективных движений, а равновесие пятна при этом обеспечивается сильной закрученностью трубок. При раскручивании “каната” магнитно-силовых трубок пятно распадается. Вопрос же о природе возникновения этих трубок не затрагивается. Данная концепция сталкивается с очевидными затруднениями с теоретической и наблюдательной точек зрения. Возникновение пятна сопровождается расширением области сильного поля в его центре (Гопасюк, 1967). Магнитный поток мелкомасштабных узелков магнитного поля растет за счет увеличения их площади и напряженности в них, при этом не наблюдается появления эквивалентного потока противоположной полярности в окрестности этих узелков (Wilson and Simon, 1983), как предполагает модель всплывающей трубки. В работе Бумбы (Bumba, 1983) указаны противоречия модели Пиддингтона (Piddington, 1981) с результатами наблюдений развития групп пятен и говорится о том, что не было найдено не только что подтверждения, но даже и какого-то бы ни было намека на процесс, морфологически напоминающий всплывание трубок или следствия этого всплывания. В этой же работе говорится и о том, что картина возникающего в фотосфере нового магнитного поля повторяет существовавшую ранее супергрануляционную сетку, а при развитии пятна межгранульное пространство расширяется, темнеет и концентрируется вокруг первого появившегося пятна. При формировании активной области в собственных движениях пятен (Anwar, et al., 1993; Sundara, et al., 1998) чаще проявляются гидродинамические, нежели электромагнитные, силы, а также важную роль играет конвекция.

В основе модели Майера (Meyer, et al., 1974) формирования пятен лежит учет взаимодействия магнитного поля и супергрануляционных конвективных ячеек: до глубины 104 км супергрануляционные ячейки своими сходящимися потоками на своей периферии “сжимают” магнитное поле в трубку пятна, а ниже этого уровня силовые линии расходятся и конвекция там полностью подавлена. В наблюдаемых слоях пятно стабилизируется градиентом газового давления и наблюдается отток плазмы от пятна, а в глубоких слоях – втекание. Наличие вокруг пятна кольцевой зоны с малой напряженностью поля – “ров” – подтверждает это явление. Модель Майера также сталкивается с определенными трудностями при ее сопоставлении с наблюдениями. В этой модели устойчивость пятна против желобковой неустойчивости обеспечивается расположением магнитного поля тени в виде расходящегося веера (Meyer, et al., 1974; Meyer, et al., 1977). При всплывании петлеобразной трубки следует ожидать более протяженной и устойчивой полутени в обращенных к центру группы частях трубок, но наблюдения возникающих биполярных групп показывают, что полутень заметно сокращена или вовсе отсутствует в центральной части такой группы.

Модель Паркера (Parker, 1979), называемая автором моделью “спагетти”, также учитывает взаимодействие магнитного поля и супергрануляционных ячеек: пятно является динамическим скоплением множества отдельных жгутов, наблюдающихся в изолированном состоянии в виде магнитных узелков в фотосфере. Трубки одинаковой полярности слипаются и сливаются под действием эффекта Бернулли, а далее под действием разности давлений внутри и вне трубки они удерживаются в состоянии равновесия; трубки расходятся в глубоких слоях, и вещество втекает в пространство между ними, что за счет эффекта Бернулли и помогает удерживать систему таких трубок в равновесии. За счет подавления конвекции в нижних слоях пятна должен происходить сильный нагрев, и за счет перегрева (Parker, 1976) внутреннее давление в трубке превысит внешнее, и пятно быстро распадется. Проблема дефицита потока тепла в пятне не решена до сих пор (Обридко, 1985), хотя уже давно была выдвинута гипотеза о возможном переходе лучистой энергии в пятне в энергию магнитного поля (Гуревич и Лебединский, 1945). В монографии Паркера (Паркер, 1982а и 1982б) изложена картина структуры и динамики магнитного поля Солнца, основанная на гипотезе о всплывании участков генерируемого в основании конвективной зоны общего тороидального поля Солнца и предполагающая свободный выход поля с его поверхности, но в своих дальнейших работах Паркер (Parker, 1984 b) указал на затруднения его же собственной ранее высказанной гипотезы возникновения активных областей. Одно из таких затруднений состоит в отсутствии признаков выноса с солнечной поверхности довольно большого магнитного поля активных областей, что может быть объяснено предположением о погружении магнитного потока активной области, например на фазе ее распада (Ермакова, 1985), или же отказом от гипотезы всплывания из глубины конвективной зоны трубок концентрированного магнитного поля (Bumba, 1983; Akasofu, 1984; Wilson, 1985).

Проблема происхождения активных областей может рассматриваться лишь в связи с проблемами происхождения и эволюции циклически изменяющегося крупномасштабного магнитного поля Солнца (Altschuler, et al., 1974) и его взаимодействия с конвекцией и дифференциальным вращением. Конвективная зона Солнца – гигантская тепловая машина по преобразованию тепловой энергии в энергию движения конвективных элементов для обеспечения вывода этой энергии на поверхность – имеет три яруса, отражениями которых в фотосфере являются грануляция, супергрануляция и гигантская грануляция, при этом каждый из указанных ярусов конвекции состоит из структурных образований с характерными пространственными и временными масштабами и скоростями движений вещества (Каплан и др., 1977). Эволюцию активных областей и отдельных пятен определяют фотосферные поля скоростей указанных структурных элементов. При рассмотрении происхождения активных областей одним из наиважнейших является вопрос о том, первично ли магнитное поле активных областей по отношению к крупномасштабному полю Солнца. Согласно теории Бэбкока-Лейтона (Babcock, 1962; Leighton, 1964) крупномасштабное магнитное поле Солнца образуется из диффундирующих остатков магнитных полей активных областей. Наблюдения не подтвердили эту точку зрения. Было обнаружено, что крупномасштабное магнитное поле Солнца систематически меняется в течение 22-летнего цикла (McIntosh, 1980). Этот и многие другие результаты (например, McIntosh, 1982; Howard and La Bonte, 1980; Stepanyan, 1983; Martres et al, 1973; Martres et al, 1982) привели Акасофу (Akasofu, 1984) к гипотезе о том, что активные области образуются в результате действия механизма динамо, связанного со сдвиговыми и вихревыми движениями в фотосфере; именно эти движения формируют из слабого фонового магнитного поля петельные структуры. Связь теории динамо с современными наблюдательными данными хорошо описана в работе Цвана (Zwaan, 1996).

Вывод о фундаментальной роли турбулентной диффузии в формировании солнечных магнитных полей (Leighton, 1964) был сделан из факта значительного превышения над продолжительностью 22-летнего цикла характерного времени эволюции крупномасштабных магнитных структур в условиях высокой электропроводности солнечной плазмы. При образовании трубки концентрированного магнитного поля, по предположению Паркера (Паркер, 1982а), сильное понижение температуры в опускающемся потоке внутри силовой трубки, сопровождаемое динамическим понижением давления при увеличении скорости потока, приводит к необычайно сильному сжатию поля. Б.А. Тверским (Тверской, 1966) был предложен механизм локального атмосферного динамо для объяснения природы магнитного поля активных областей; в дальнейшем (Гетлинг и Тверской, 1968) было показано, что тороидальные вихри в проводящей жидкости при больших значениях магнитного числа Рейнольдса могут существенно усиливать начальное поле, причем усиленное поле сохраняет регулярное распределение в пространстве. Стремясь объяснить наблюдаемые возрастания и уменьшения магнитного потока от магнитного узелка, происходящие без изменений в поле противоположной полярности, Вилсон (Wilson, 1985) получил увеличение концентрации магнитного потока в одной области с соответствующим уменьшением в других областях, представляющее собой эффект индукции, которое при определенных условиях может привести к возникновению нового магнитного потока.

Вышеизложенные новые факты были учтены в модели образования активных областей Мак-Интоша и Вилсона (McIntosh and Wilson, 1985), которая основывается на эффекте выталкивания гигантскими ячейками конвективной зоны магнитного потока общего тороидального поля Солнца. Выталкиваемый выше уровня гигантских конвективных ячеек поток формирует крупномасштабное магнитное поле, а выталкиваемый ниже – скручивается в жгут, на котором формируется петля в области восходящего потока гигантских ячеек. Конфигурации и масштабы активных областей определяются взаимодействием этой петли с ячейками размера меньше гигантских, но больше супергрануляционных ячеек. Эта модель хорошо описывает появление активных областей в солнечном цикле и изменения фонового магнитного поля, но содержит допущения о механизме концентрации магнитного поля в жгуты и о характере конвекции. Также была установлена связь вспышек с классом активной области Мак-Интоша (Bornmann and Shaw, 1994).

Процесс возникновения и развития сильных магнитных полей в солнечных активных областях не ясен даже в своих основных чертах. В этой связи весьма многообещающими оказываются идеи локального динамо (Тверской, 1966; Гетлинг и Тверской, 1968; Wilson, 1985), хорошо согласующиеся с выводами о флуктационном характере солнечных локальных магнитных полей (Ермакова, 1985). Привлекательными выглядят идеи синергетического подхода к анализу эволюции активных областей (Могилевский, 1981), основанного на том, что возникновение локальной упорядоченной структуры в энергетически открытой подсистеме, происходящее с уменьшением энтропии в ней, идет за счет возрастания энтропии всей системы. При этом крупномасштабная организация – иерархичность, в которой свойства элементов низшей ступени связаны с ситуацией на высшей – оказывается присущей структуре солнечного магнитного поля (Обридко, 1985).


Каталог: model
model -> Общие положения 1Назначение Модели угроз 8
model -> Проект ниох со ран «Фундаментальные основы создания органических и гибридных наноструктурированных материалов для фотоники, сенсорики, электроники»
model -> Изложение двигатель, коробка передач и полный привод Ходовая часть нового Porsche Cayenne 14
model -> Материалы и инструменты
model -> Деятельности музея муниципального образования ульяновской области
model -> Масштабные изменения в структуре нашего общества привели к увеличению количества проблем воспитания детей во многих семьях, вследствие чего возникает острая необходимость в пересмотре системы воспитания детей в целом, а именно


Поделитесь с Вашими друзьями:
1   ...   10   11   12   13   14   15   16   17   18


База данных защищена авторским правом ©vossta.ru 2019
обратиться к администрации

    Главная страница