ОБ ИЗМЕНЕНИИ ХАРАКТЕРА СВЯЗИ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ С СООТВЕТСТВУЮЩИМИ РЕНТГЕНОВСКИМИ ВСПЫШКАМИ В ТЕЧЕНИЕ 11-ЛЕТНЕГО СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА Иванов Е.В. Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Московская обл., г. Троицк.

1.Munro, R. H. et al. 1979, Solar Phys., 61, 201 (~40% КВМ связаны с Hα вспышками). 2.Andrews, M. D. 2003, Solar Phys., 218, 261 (~60% вспышек рентгеновского балла M связаны с КВМ). 3.Yashiro, S., Gopalswamy, N., Akiyama, S.,Michalek, G., Howard, R.A.: 2005, J. Geophys. Res. 110, A12S05 (установили, что в течение лет связь вспышек рентгеновских классов C, M. и X с КВМ составляли 20%, 50% и 90% соответственно). 4. Harrison, R. A. 1986, Astron. Astrophys., 162, Harrison, R. A. & Sime, D. G. 1989, Astron. Astrophys., 208, Harrison, R. A., et al. 1990, J. of Geophys. Res., 95, Harrison, R. A. 1995, Astron. Astrophys., 304, 585 (многие вспышки возникают вблизи одной из ног арок в основании КВМ) 8.Kahler, S. W., et al. 1989, Astrophys. J., 344, 1026 (не нашел максимума в распределении вспышек ни в центре, ни в основании одной из ног арочной структуры КВМ) 9.Иванов Е.В., Файнштейн В.Г., Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2008», ГАО РАН, Санкт-Петербург, 2008, стр E.V. Ivanov, V.G. Fainshtein, International Journal of Research and Applications Sun and Geosphere, 2010, 5(1), p (по 214 событиям в период с 1997 по 2006 годы установлено, что среднее расстояние между эруптивным протуберанцем и осью соответствующего КВМ составляет ~15.3 о ).

Yashiro, S., et al. 2008, Astrophys. J., 673, 1174 (по 498 событиям в период с 1996 по 2005 год установили, что центр распределения вспышек совпадает с центральной осью КВМ). Yashiro, S., Gopalswamy, N. в работе опубликованной в Universal Heliophysical Processes, Proceedings IAU Symposium No. 257, 2008 (установили что 1) Среднее расстояние между вспышкой и осью соответствующего КВМ в период с 1996 по 2007 год составляет ~17.5 о ; 2) Коэффициент корреляции между величиной вспышки и скоростью КВМ составляет ~0.50, между флюэнсом ( полным потоком рентгеновского излучения) вспышки и скоростью КВМ - ~0.56 и между флюэнсом вспышки и кинетической энергией КВМ – ~0.62). Hundhausen, A. J. 1997, AGU Monograph 99, 1 (по наблюдениям 249 пар вспышка-КВМ, наблюдавшихся со спутников GOES и SMM, установил, что коэффициент корреляции между логарифмическими величинами максимального потока вспышки и кинетической энергии КВМ равен 0.53). N.V. Nitta · et al, The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum, Solar Phys (2014) 289:1257–1277. (в период с марта 2007 до декабря 2009 года произошли 11 вспышек балла M и 95 вспышек балла C и ни одной вспышки балла X. Всего было отождествлены 35 пар вспышка-КВМ из которых 24 были балла B или даже меньше. Было установлено, что большинство интенсивных вспышек с относительно высокими рентгеновскими потоками, происходивших в активных областях с довольно сильными и сложными фотосферными магнитными полям, не были связаны с КВМ и наоборот КВМ в основном происходили в небольших активных областях, часто даже не имевших солнечных пятен).

Distribution of flare positions with respect to the CPA of the CME. The first and second colums show the difference of the flare PAs (φF ) and CME CPAs [φ3 = 0.5(φ1 + φ2 ); φC = 0.5(φA + φB )]. The standard deviation obtained by the Gaussian fit is shown in each plot. The third and fourth columns show the distributions of PA difference normalized by the half-CME span [r3 = (φF φ3 )/0.5(φ2 φ1 ); rC = (φF φC )/0.5(φB φA )]. The vertical dashed lines mark two side edges of the CMEs. P is the percentage of flares lying inside of the CME span. The second, third, and fourth rows correspond to the event with X-class, M-class, and C-class flares, respectively (from Yashiro et al. 2008; Extended data set)

1) ( годы, 288 пар вспышка-КВМ) Gopalswamy, N.Gopalswamy, N.; Yashiro, S.; Michalek, G.; Xie, H.; Mäkelä, P.; Vourlidas, A.; Howard, R. A., A Catalog of Halo Coronal Mass Ejections from SOHO, Sun and Geosphere, vol.5, no. 1, p.7-16.Yashiro, S.Michalek, G.Xie, H.Mäkelä, P.Vourlidas, A. Howard, R. A. 2) ( годы, 1031 пар вспышка-КВМ)

Индекс эффективного солнечного мультиполя n = -0.5lg(Iss/Iph)/lg(2.5) определяется как логарифмическое отношение индекса энергии глобального магнитного поля Солнца на поверхности источника Iss к величине этого индекса на поверхности фотосферы Iph. Индекс энергии глобального магнитного поля Солнца I(Br) по определению равен I(Br)= B 2, где B 2 – квадрат интенсивности радиальной компоненты магнитного поля Солнца, усредненный по поверхности радиуса r. Индексы I(Br) и n рассчитаны в потенциальном приближении с использованием процедуры расчета, при котором компоненты солнечного магнитного поля представлены в виде полиномов Лежандра. Индекс эффективного солнечного мультиполя n определяет вклад различных компонент солнечного магнитного поля (мультиполей) на различных стадиях 11-летнего солнечного цикла. При переходе от фотосферы (1R) к поверхности источника (2.5 R) магнитный поток меняется в соответствии с выражением B ss = B ph r -n, где n = 3 для дипольного источника, n = 4 для квадруполя, and n > 4 для мультиполей более высокого порядка. При рассмотрении поля, являющегося комбинацией нескольких источников (мультиполей), входящих с различным весом, n может принимать значения от 3 до 4 (в случае комбинации дипольного и квадрупольного мультиполей) или еще большие (в случае комбинации мультиполей более высокого порядка). Относительная комбинация источников, представляющих глобальное магнитное поле (системы открытых магнитных полей, определяемых дипольной и квадрупольной компонентами) и системы замкнутых магнитных полей, определяемых мультиполями более высокого порядка в зависимости от фазы цикла дает значения n, изменяющиеся от 3 до 5. Е.В. Иванов, В.Н. Обридко, и Б.Д. Шельтинг, Астрономический журнал, 1997, 74, N 2, с

Индекс эффективной мультиплетности n=ln(Ibrph/Ibrss)/(2*ln(2.5)). Рост этого параметра указывает на уменьшение эффективного масштаба полей. 1. Е.В. Иванов, В.Н. Обридко, и Б.Д. Шельтинг, Астрономический журнал, 1997, 74, N 2, с E.V. Ivanov, V.N. Obridko et al., Solar Physics, 2012, 281, p. 779–792.

V.N. Obridko, E.V.Ivanov, A. Özgüç, A. Kilcik, V. B. Yurchyshyn, Coronal mass ejections and the index of effective solar multipole, Solar Physics, 2012, 281, p. 779–792

Выводы Хотя связь между энергией (флюэнсом, рентгеновским баллом) вспышки и кинетической энергией (скоростью) соответствующего коронального выброса массы (КВМ) безусловно существует, она выполняется лишь в среднем. Конкретно кинетическая энергия (скорость) КВМ повидимому в значительной степени определяется структурой магнитного поля (и соответственно корональной арочной структурой) предшествующей активной области или комплекса активных областей. В минимуме и на фазе роста 11-летнего солнечного цикла большая часть КВМ повидимому связана с отдельными активными областями, в то время как на фазе спада энергия КВМ определяется в значительной степени уже комплексами активных областей. Это объясняет почему различие кинетической энергии КВМ и энергии сопровождающей его вспышки на фазе спада 11-летнего цикла больше, чем эта же разница на фазе роста. Энергия вспышки как более локального чем КВМ явления практически всегда связана с отдельной активной областью (конкретнее с группой пятен в этой области), в то время как энергия наиболее мощных КВМ повидимому определяется энергией, накопленной в системе корональных арок, связывающих между собой отдельные активные области комплекса активных областей. В этом случае вспышка уже не определяет энергетику КВМ, а скорее всего является для него лишь спусковым механизмом. Различие в энергетике вспышек и соответствующих КВМ на различных фазах 11-летнего цикла наиболее заметна для относительно слабых вспышек (балла B, C) и менее сильно выражена для вспышек балла M,X, которые повидимому связаны с КВМ, возникающими в комплексах активных областей. Связь же изменений энергетики (скорости) КВМ с изменениями структуры крупномасштабного магнитного поля наиболее явно выражена именно для наиболее энергичных КВМ, связанных со вспышками балла M,X..

Спасибо за внимание!