Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 10, стр. 873-880

1. ВВЕДЕНИЕ

Эруптивные процессы в солнечной атмосфере состоят из явлений различных пространственных и энергетических масштабов от мощных корональных выбросов массы (КВМ) до блобов – компактных фрагментов вещества выброса, упавших обратно в хромосферу.

7 июня 2011 г. в активной области NOAA 11226 произошел выброс волокна, сопровождавшийся вспышкой класса M2.5 и мощным корональным выбросом массы. Часть выброшенного плотного вещества улетела в межпланетное пространство, в то время как другая часть, раздробившись, упала обратно в хромосферу. Событие наблюдалось инструментами космических аппаратов (SDO, STEREO и др.) и привлекло внимание большого количества исследователей своей мощной энергетикой, динамикой и разнообразием наблюдаемых процессов.

В работе [1] рассмотрено формирование блобов вследствие неустойчивости Рэлея-Тейлора в плотном веществе коронального выброса, движущемся через разреженную корону. Reale и др. (2013) работы [2] исследовали удары блобов по хромосфере. В данной работе скорость блобов во время удара оценивается в 400 км/с, а концентрация вещества в них – в 5 × 10¹⁰ см^–3. В последующей работе [3] Reale и др., (2014) определили траектории изученных блобов как параболические, их скорость в момент удара – от 300 до 450 км/с, размеры – от 2000 до 4000 км. Было отмечено, что блобы падали в хромосферу двумя последовательными потоками, и блобы второго потока взаимодействовали с волнами от ударов, вызванных блобами первого потока. Innes с соавт. (2016) работы [4] изучили 16 выбранных блобов. Оценки их масс заключены в диапазоне 1–4 × 10¹² г, концентрация вещества – около 5 × × 10⁹ см^–3, скорости в момент удара – 230–450 км/с. Скорость подъема волны от ударов первого потока блобов оценена в 100 км/с. Dolei и др. (2014) работы [5] исследовали торможение блобов в короне. Они изучили трехмерные траектории трех блобов размером порядка 700 км, а также получили оценки температуры их вещества – порядка 20 000 К. В работе [6] изучалось выделение энергии при падении остатков волокна. Скорости блобов перед ударом были оценены в 150–300 км/с. Авторы получили значения кинетической энергии блобов в момент падения в диапазоне 7.6 × 10²⁶–5.8 × 10²⁷ эрг, а энергии ударов, выделенной в виде излучения, – 1.9 × × 10²⁵–2.5 × 10²⁶ эрг. Наконец, в работе [7] анализировалась эволюция динамики и плотности блобов. В данной работе размеры блобов оценены в 10–20 угловых секунд (7–14 тыс. км), концентрация вещества – в 10¹⁰ см^–3, масса – порядка 3 × × 10¹³ г.

Как видим, полученные разными группами исследователей значения размеров блобов, их скоростей, масс и концентрации вещества в них довольно сильно варьируются, а оценки температуры встречаются исключительно редко.

Yardly с соавт. (2016) работы [8] изучили эволюцию NOAA 11226 и процесс формирования крупного волокна в ней. В работе [9] исследовалась динамика событий в кратком (порядка 10 мин) диапазоне времени между началом подъема волокна и импульсивной фазой вспышки. Формирование EUV-волны от расширяющегося коронального выброса рассмотрено в работе [10]. Отмечено, что за первые 7 мин скорость выброса выросла со 100 до 450 км/с.

Цель данной работы – наряду со спутниковыми данными (SDO, LASCO) провести анализ наблюдений, полученных на спектрографе горизонтального солнечного телескопа (HSFA) и многоканальном вспышечном спектрографе (MFS) Астрономического института Чешской академии наук в линиях Hα водорода и H ионизованного кальция и получить независимые оценки кинематических характеристик движения коронального выброса массы, а также скорости движения блоба и физических характеристик вещества в нем.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

Данная работа посвящена анализу спектроскопических наблюдений выброса волокна 7 июня 2011 г., полученных двумя наземными спектрографами: Multichannel Flare Spectrograph (MFS) и Horizontal-Sonnen-Forschungs-Anlage 2 (HSFA-2) обсерватории Ondřejov (Астрономический институт Чешской академии наук). Описание этих приборов приведено в статьях [11–13]. Кроме того, мы использовали данные с космических телескопов SDO и LASCO. Событие, которое мы рассматриваем, характеризуется внезапной эрупцией волокна на фоне вспышки класса M2.5, произошедшей в 06:24:15 UT. Затем наблюдалось явление “коронального дождя” и КВМ.

2.1. Определение скорости фронта EUV-волны от вспышки

Скорость распространения EUV-волны была оценена с использованием наблюдений SDO AIA в линии 335 Å Fe XVI. Чтобы определить положение фронта EUV-волны от вспышки, мы произвели вычитание изображений для выбранных моментов развития вспышки. Базовым было выбрано изображение, соответствующее моменту 06:22:39 UT. Оно вычиталось из восьми последующих изображений, полученных с интервалом 60 с (рис. 1). Таким образом, были получены контрастные изображения фронта ударной волны, соответствующие восьми последовательным моментам времени. Мы измерили изменение диаметра этого фронта с течением времени и определили профиль скорости распространения ударной волны в картинной плоскости (рис. 2).

Рис. 1.

Распространение фронта ударной волны после вспышки. Приведены результаты вычитания изображений SDO AIA в линии 335 Å Fe XVI для следующих моментов времени: a) 06:23:39–06:22:39; b) 06:24:39–06:22:39; c) 06:25:39–06:22:39; d) 06:26:39–06:22:39; f) 06:27:39–06:22:39; e) 06:28:39–06:22:39.

Рис. 2.

Скорость движения фронта волны по снимкам в линии 335 Å из рис. 1.

График показывает, что за промежуток времени от первой до девятой минуты после вспышки скорость фронта ударной волны снизилась с 1150 до 710 км/с.

2.2. Определение скорости выброса протуберанца по наземным наблюдениям

Изображения фильтрограммы с положением щели спектрографа (slit-jaw, далее SJ) и спектра в линии H_α, полученные на MFS в 06:40:32 UT, представлены на рис. 3. На SJ снимке вертикальная линия соответствует положению щели спектрографа. Две горизонтальные нити определяют масштаб изображения. Пространственное и временное разрешения составляют 0.3–0.5 и 30 с соответственно.

Рис. 3.

Изображение фильтрограммы SJ и спектра в линии Hα на момент 06:40:32 UT (спектрограф MFS). Длина волны в спектре возрастает слева направо.

Всего для обработки было выбрано 33 спектра взрывающегося протуберанца в линии Hα для 22 моментов времени в интервале 06:40–07:40 UT. В каждом спектре выбиралась деталь протуберанца с максимальным отклонением центра линии – как в красную, так и в синию области спектра. По этим отклонениям были вычислены скорости данных деталей по лучу зрения (рис. 4). Их максимальные значения оказались 190 км/с (смещение в красную область спектра) и ‒200 км/с (смещение в синюю область спектра).

Рис. 4.

График максимальных скоростей деталей протуберанца, полученных по смещению линии Hα в спектрах MFS. Положительные значения – красное смещение, отрицательные – синее смещение.

Если проанализировать изменение со временем лучевой скорости таких “самых быстрых” деталей протуберанца, можно оценить максимальное ускорение (по лучу зрения), с которым этот протуберанец движется. Для красного смещения это ускорение составляет 0.124 км/с², для сине-го – –0.032 км/с². Отметим, что эти величины заметно меньше ускорения свободного падения на Солнце 0.265 км/с². Таким образом, можно предположить наличие механизма, замедляющего падение вещества взорвавшегося протуберанца на хромосферу.

2.3. Определение скорости выброса протуберанца по спутниковым наблюдениям

Используя данные космического аппарата LASCO (инструменты C2, C3), мы определили изменение положения верхней границы улетающего протуберанца или КВМ с течением времени в интервале 08:17–13:21 UT (по данным C2 – в интервале 08:17–09:21 UT, по данным C3 – в интервале 10:01–13:21 UT). По этим данным был построен график скорости коронального выброса (см. рис. 5). На графике можно выделить две фазы движения коронального выброса. В первой вещество движется ускоренно, его скорость за 64 мин выросла с 252 км/с до 281 км/с. Во второй скорость вещества практически не меняется и составляет 285 км/с. Разброс значений скорости в интервале 10:01–10:30 UT можно объяснить малым масштабом изображения С3 и, следовательно, большой погрешностью определения смещения границы КВМ при малых удалениях от диска Солнца.

Рис. 5.

Результаты измерения скоростей в СМЕ по данным LASCO C2 и C3 в интервале 07:46–13:12 UT. Треугольниками обозначены данные С2, кружками – данные C3. На графике С3 заметно постоянство скорости выброса после момента 11:17:36 UT.

2.4. Определение профиля скорости падающего фрагмента волокна (блоба) по спектральным наземным наблюдениям

Одновременно с наблюдениями на MFS в обсерватории Ondřejov проводились наблюдения на HSFA-2. Этот спектрограф позволяет получать спектры в линиях H_α, H_β, Ca II (H или K), Ca IR 8542 Å, D3 с высоким пространственным и временным разрешением. На этом инструменте в диапазоне времени 07:47–08:30 UT были получены 563 спектра области вспышки в линиях H_α, H_β, H Ca II, Ca IR 8542 Å и D3. На поздних стадиях развития выброса волокна в 111 спектрах H_α и H Ca II удалось обнаружить отдельные элементы коронального дождя – блобы (см. рис. 6). В спектре линии H_β также видны следы блоба, но низкий уровень сигнал/шум не позволил использовать эти данные. В линиях Ca IR 8542 Å и D3 следы блоба обнаружены не были.

Рис. 6.

Пример данных наблюдений на спектрографе HSFA-2. Момент времени 08:06:14 UT. На снимке показаны: спектр в линии H_α, фильтрограмма хромосферы в линии H_α с положением щели спектрографа (SJ), спектр в линии H CaII. Темное образование в спектрах соответствует падающему фрагменту протуберанца – blob. Область фотометрического разреза отмечена как (a) на изображении SJ.

По допплеровскому смещению линии H_α в спектрах блоба мы определили профиль скорости (по лучу зрения) падающего фрагмента протуберанца в интервале времени 08:01–08:06 UT (рис. 7). Из графика следует, что скорость падения блоба за 5 мин линейно возросла с 207 км/с до 263 км/с.

Рис. 7.

Измеренные скорости падения blob по смещению линии H_α в спектрах HSFA-2 в интервале 08:01–08:06 UT.

2.5. Определение физических параметров фрагмента падающей плазмы (блоба)

Зная масштаб изображения на снимках SJ и в спектрах H Ca II и H_α, мы оценили размеры и массу блоба для момента наблюдения 08:06:14 UT: d = 5900 км, m = 1.8 × 10¹² г. Для определения массы мы использовали оценку концентрации вещества в волокне 10¹⁰ см^–3 и предположение о сферичности блоба.

После фотометрической обработки спектров (рис. 8) мы получили профили спектральных линий H Ca II и H_α (рис. 9), соответствующие поглощению излучения в blob. Линия H_α и центральная часть линии H CaII хорошо аппроксимируются гауссовскими профилями. Этот факт говорит о небольшой оптической толщине вещества блоба. Измеренные допплеровские полуширины линий составили: $\Delta {{\lambda }_{{{\text{D}}\;{\text{H}}\alpha }}}$ = 0.480 Å, $\Delta {{\lambda }_{{{\text{D\;CaII\;H}}}}}$ = 0.249 Å. Ввиду компактности объекта и его малой оптической толщины в исследуемых линиях можно допустить, что поглощение в H Ca II и H_α локализовано в одном месте. Предполагая допплеровское уширение линий результатом совокупности теплового движения поглощающих атомов и микротурбулентности в веществе блоба, получаем соответствующие значения температуры и турбулентной скорости:

$\Delta {{\lambda }_{{\text{D}}}} = \frac{{{{\lambda }_{0}}}}{c}\sqrt {\frac{{2kT}}{m} + V_{{{\text{turb}}}}^{2}} ,$

$T = 7880\;{\text{K}},\quad {{V}_{{{\text{turb}}}}} = 18.7\;{\text{км/с}}.$

Рис. 8.

Профили линий H_α и H Ca II в падающем фрагменте протуберанца и соседнем участке хромосферы. Темным цветом отмечено поглощение в blob.

Рис. 9.

Профили линий H_α и H Ca II, соответствующие поглощению в blob (сплошные линии), и их аппроксимация гауссовыми кривыми (штриховые линии).

При точности определения допплеровской ширины линий 0.005 Å погрешность вычисления температуры составляет 1500 К, а скорости микротурбуленции – 0.4 км/с. Основной вклад вносит погрешность определения допплеровской ширины линии H CaII. Как видим, температура более чувствительна к погрешности, чем V_turb.

3. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Нами было проведено исследование параметров блобов, компактных фрагментов вещества выброса, упавших обратно в хромосферу, наблюдавшихся во время выброса волокна 7 июня 2011 г. Исследования скорости распространения ударной волны по наблюдениям в линии 335 Å показали наличие замедления движения КВМ. Это же было подтверждено независимыми наземными наблюдениями в линии Hα, которые указали на то, что ускорение выбрасываемого волокна (в красном крыле линии) было значительно меньше ускорения свободного падения. Заметим, что нами было обнаружено, что ускорение в синем крыле также было значительно меньше ускорения свободного падения, что указывает на то, что падение вещества в хромосферу определялось не только силой притяжения.

Определенная нами по оптическим наземным наблюдениям скорость падения блоба (207–263 км/с) хорошо согласуется с оценками других авторов (Gilbert и др., 2013, Reale и др., 2014, Innes и др., 2016, ) [3, 4, 6], полученными по данным космических аппаратов: от 150 до 450 км/с. Следует отметить, что современные солнечные спектрографы и фильтры не могут обнаружить большие скорости в эруптивных событиях из-за ограниченного диапазона длин волн в инструментах с высоким спектральным разрешением. Возможные большие скорости в хромосферных линиях в импульсной фазе вспышки и до нее могли существовать, но не могли быть измерены. Однако в данном случае скорости движения эруптировавшего вещества на более поздних стадиях эволюции, измеренные как наземными спектрографами, так и по данным коронографа LASCO, совпадают. Это и согласие с результатами других авторов дает нам основание в правильности проведенных оценок.

Размер блоба, определенный нами по спектру в Hα, составил 5900 км. Это заметно больше оценки, полученной в работе [5] – 700 км, но хорошо согласуется с результатами [3] – от 2000 до 4000 км – и [7] – 7–14 тыс. км. Принятая нами оценка концентрации вещества блоба 10¹⁰ см^–3 также находится в согласии с оценками других авторов (Reale и др., 2013, Carlyle и др., 2014, Innes и др., 2016) [2, 4, 7]. Поэтому можно предположить, что наша оценка массы блоба в 1.8 × 10¹² г вполне обоснована. Полученные по независимым наблюдениям физические параметры вещества блоба: температура 7880 K и турбулентная скорость 18.7 км/с – вполне соответствуют характерным параметрам вещества волокон [14]. Это указывает на происхождение блоба, а также на то, что одной из возможных причин “медленного” падения блоба могла быть его связь со структурой магнитного поля волокна, которая не была полностью разрушена во время эрупции.