Go to ...

Астрофизический семинар ИНАСАН № 216 (22 сентября 2011 г., 11:00)

Опубликовано: 22/09/2011

Докладчик: И.М. Подгорный (ИНАСАН), А.И. Подгорный (ФИАН)

Название доклада: “Связь появления солнечных вспышек с магнитным полем активной области и солнечные космические лучи”

Краткое содержание доклада:

Трехмерное МГД-моделирование накопления энергии для солнечной вспышки выполнено для начальных и граничных условий, измеренных в конкретных активных областях. Никаких предположений о механизме вспышечных явлений в расчет не вводится.

Исследована связь появления мощных вспышек и магнитного потока активной области на Солнце. Рассмотрена динамика ряда активных областей, включая АО 10486 и АО 10365, давших при прохождении через диск Солнца серии мощных (класса X) вспышек. Численное трехмерное МГД-моделирование показало, что перед серией вспышек над активной областью появляется несколько токовых слоев. В магнитном поле каждого из слоев накапливается энергия, которая может обеспечить одну из элементарных вспышек. Перед серией мощных вспышек магнитный поток активной области превышает 1022 Мкс. Во время вспышки магнитный поток активной области остается практически неизменным, что является независимым доказательством аккумуляции энергии для вспышки в солнечной короне. Мощную вспышку дают только активные области с очень сложной конфигурацией поля, когда магнитное поле в короне содержит несколько особых линий.

Вспышка вызывает поток релятивистских протонов с энергией ~10 ГэВ.

Исследования на нейтронных мониторах, выполненные в лаборатории Э.В. Вашенюка (ПГИ КО РАН) показали, что при солнечной вспышке генерируются две компоненты космических лучей. Так называемая быстрая компонента приходит от вспышки с пролетными временами. Численное МГД-моделирование условий во вспышечном токовом слое вспышки Бастилия показало, что такой спектр формируется в токовом слое при скорости магнитного пересоединения ~107 см/с. Этот главный параметр, характеризующий диссипацию магнитной энергии при вспышке, определен впервые. Запаздывающая компонента солнечных космических может длиться часами. Она имеет степенной спектр. Запаздывающая компонента, по-видимому, формируется при диффузионном распространении протонов в плазме в присутствии межпланетного магнитного поля.