Новые результаты по ударным волнам, возникающим впереди корональных выбросов массы М.В. Еселевич Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск

Ударные волны во Вселенной, для которой характерны взрывные процессы, представляют собой одно из наиболее универсальных физических явлений. Вся их богатая и сложная физика заключается в очень узком движущемся слое – ударном фронте. Разрешить фронт, а точнее измерить параметры среды внутри него – это та сверхзадача, которая обычно стоит перед исследователями-экспериментаторами. Нас будут интересовать ударные волны, связанные с взрывными процессами на Солнце и его атмосфере, а точнее – ударные волны, возбуждаемые корональными выбросами массы или СМЕ.

Различные косвенные попытки зарегистрировать такие ударные волны предпринимаются уже несколько десятков лет (всплески радиоизлучения II типа, изменения в UV спектре, связанные с нагревом вещества и т.д.). Были отдельные попытки измерить ударный фронт по изображениям короны Солнца в белом свете (Sime, Hundhausen, 1987; Vourlidas et al., 2003; Manchester IV, Vourlidas, and 7 co-authors, 2008; Ontiveros and Vourlidas, 2009), которые пока не дали окончательного результата. Ударная волна в короне напоминает Неуловимого Джо: о ней много говорят, много косвенных улик, а реально ее никто не видел.

Главная сложность отождествления ударной волны в солнечной короне: существует масса других движущихся неоднородностей, сравнимых по масштабам с ударным фронтом (например - фронтальная структура СМЕ).

Два возможных способа отождествления ударного фронта: 1. Показать, что при превышении скорости СМЕ U = V - V sw, относительно окружающего солнечного ветра, некоторой критической величины u C резко меняется состояние возмущенной зоны перед ним, а именно: возникает разрыв параметров потока плазмы, который при меньших скоростях СМЕ отсутствует. 2. Показать выполнение соотношений Рэнкина-Гюгонио на разрыве. В наших исследованиях первый подход является основным. Но сделана попытка использования и второго способа.

Целью настоящей работы является: 1. Разработка и применение методов регистрации фронта ударной волны в короне Солнца. 2. Измерения ширины ударного фронта в короне Солнца на основе данных современных коронографов Mark 4 и LASCO C2, C3 и исследование его свойств. 3. Обсуждение вероятного механизма диссипации энергии в ударной волне на основе измерений ширины ее фронта. Результаты этих исследований уже частично опубликованы в работах: Астрон. журнал, т. 84, 11, c , GRL, 35, L22105, Астрон. журнал, т. 86, 2, c , 2009.

Экспериментальные данные Калиброванные изображения поляризационной яркости короны в белом свете коронографа МARK 4 и полной яркости, получаемые на коронографах LASCO C2 и C3 (SOHO). Поля зрения этих инструментов составляют, соответственно, 1.3-2R 0, 2-6R 0 и 4-30R 0. Наблюдаемые распределения полной и поляризационной яркости можно связать с распределением электронной концентрации в короне.

Метод анализа данных Анализировалась разностная яркость ΔP = P(t)-P(t 0 ), где P(t 0 ) – невозмущенная яркость в момент t 0 до начала рассматриваемого события, Р(t) – возмущенная яркость в любой момент времени t > t 0. По изображениям разностной яркости исследовалась динамика CME, возмущенной зоны перед ним и ударной волны. Использовались: представление в виде изолиний разностной яркости; сечения в различных направлениях и в различные моменты времени.

1. Результаты основаны на анализе более, чем 30-ти СМЕs, со скоростями в диапазоне от U 200 км/с до U 2500 км/с. 2. Рассматривались лимбовые события (долгота места их возникновения относительно центрального меридиана > 60°). Такие CMEs распространяются вблизи картинной плоскости. 3. Большая часть этих СМЕ имела простой трехчастичный вид, состоящий из фронтальной структуры (FS), полости (cavity) и яркого ядра (core). 4. Основные исследований проводились в ограниченной окрестности вдоль направления движения СМЕ.

U 150 км/сU 750 км/с 1. Разностная яркость вытянута в направлении распространения CME. 2. Профиль разностной яркости плавно спадает c расстоянием. 1. Разностная яркость близка по форме к окружности. 2. В передней части наблюдается фронт (разрыв) на масштабе 0.25R 0.

U 700 км/с В первый момент 09:53 FS – окружность; возмущенная зона слабо выражена; ударной волны нет. Привязка к фронтальной структуре (FS) Фронт с шириной F (растет с расстоя- нием) Новый фронт с шириной F * 0.1R 0 (не меняется с расстоянием) на R 19 R 0 уровень шума

U 1200 км/с Привязка к FS Фронт с шириной F Новый фронт с шириной F * на R 8-10 R 0 В первый момент 13:52 FS – эллипс, сплюснутый в направлении движения сформировавшийся ударный фронт в конечном секторе углов впереди FS

Имеются одновременные измерения на трех коронографах: Mark4, C2 и C3 – можно проследить на большом интервале расстояний. Ударный фронт формируется на R < 1.7R 0. Здесь ширина фронта чрезвычайно мала F 0.015R 0 (порядка пространствен- ного разрешения Mark 4). При дальнейшем удалении происходит быстрое увеличение ширины фронта F. Новый фронт с шириной F * 0.15R 0 формируется на R 18R 0. Начальная ширина F 0.015R 0 в 10 раз меньше ширины F * 0.15R 0. U 1500 км/с 26 октября 2003 г. Mark 4 LASCO C2 LASCO C3

Зависимость величины альвеновской скорости от расстояния V A (R), рассчитанная в [Mann et al., 1999], проходит вблизи границы скоростей U при которой происходит формирование ударной волны.

Ширина фронта F увеличивается с расстоянием, оставаясь, при этом, порядка длины свободного протонов p (на R 6R 0 ) => столкновительная ударная волна. Ширина фронта F * не меняется с расстоянием и имеет размер порядка разрешения коронографа LASCO C3 => бесстолкновительная ударная волна.

В частном случае = 5/3 совпадает с результатом работы [Kantrowitz and Petschec, 1966]. Последний вывод можно подтвердить, проверив выполнение соотношений на ударном разрыве В короне можно измерить силу ударной волны ρ 2 /ρ N/N 0 (где N – скачек концентрации электронов в ударном фронте, N 0 – концентрация электронов невозмущенной плазмы непосредственно перед фронтом) и сравнить с измеренным альвеновским числом Маха M A Расчетная зависимость М А (ρ 2 /ρ 1 ) для плоского ударного фронта в МГД приближении Параметры: - показатель адиабаты; θ Bn - угол между вектором магнитного поля перед фронтом и нормалью к фронту; 1 = p 1 /(B 1 2 /8 ) - отношение газового и магнитного давлений перед фронтом.

Бесстолкновительные ударные волны в гелиосфере Ударные волны перед CME в короне Экспериментальные точки, в основном, расположены вблизи расчетных кривых для = 5/3 и = 2, и между ними. В целом, в бесстолкновительном ударном фронте 5/3. Отсутствуют значения ρ 2 /ρ 1 > 4 даже в случаях самых больших чисел Маха (до 10 и более). Экспериментальные точки расположены относительно расчетных кривых, в основном, также, как для бесстолкновительных ударных волн в гелиосфере => бесстолкновительные ударные волны

Физический смысл полученных результатов заключается в том, что эффективный показатель адиабаты связан с эффективным числом степеней свободы i соотношением: = (i+2)/i Значения от 2 до 5/3 соответствуют эффективному числу степеней свободы от 2 до 3. Именно тот факт, что i может быть меньше 3, служит свидетельством того, что исследуемые структуры являются фронтом бесстолкновительной ударной волны [Сагдеев, 1966]. Точки на экспериментальных зависимостях М А (ρ 2 /ρ 1 ), лежащие левее расчетной кривой = 3, соответствуют числу степеней свободы < 1! Возможная причина – неустановившаяся ударная волна, например, при быстром изменении параметров невозмущенной плазмы СВ.

Выводы 1. Формирование ударной волны перед СМЕ в области вдоль направления его распространения определяется выполнением локального неравенства U > V А и может происходить на различных расстояниях от Солнца. 2. На расстояниях R 6R 0 ширина ударного фронта порядка длины свободного пробега протонов и механизм диссипации энергии во фронте, по-видимому, столкновительный. 3. На расстояниях R (10-15)R 0 в передней части столкновительного ударного фронта наблюдается формирование нового разрыва с гораздо меньшей шириной, которая определяется пространственным разрешением инструмента LASCO C3. 4. Сравнение экспериментальной зависимость М А (ρ 2 /ρ 1 ) на этом разрыве с расчетами в МГД приближении позволяют отождествить его с бесстолкновительной ударной волной.

Спасибо за внимание!