1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 85, № 8, 2021

Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 8, стр. 1201-1204

Изучение механизма ускорения космических лучей во время солнечных вспышек электрическим полем в токовом слое солнечной короны

А. И. Подгорный 1, *, И. М. Подгорный 2, А. В. Борисенко 1, Э. В. Вашенюк 3, Ю. В. Балабин 3, Н. С. Мешалкина 4, Б. Б. Гвоздевский 3

1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт имени П.Н. Лебедева Российской академии наук
Москва, Россия

2 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии Российской академии наук
Москва, Россия

3 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Полярный геофизический институт
Апатиты, Россия

4 Федеральное государственное бюджетное научное учреждение Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук
Иркутск, Россия

* E-mail: podgorny@lebedev.ru

Поступила в редакцию 25.02.2021
После доработки 12.03.2021
Принята к публикации 28.04.2021

Полный текст (PDF)

Аннотация

И.М. Подгорным предложена электродинамическая модель солнечной вспышки, объясняющая ее основные наблюдательные проявления. Ускорение солнечных космических лучей происходит вдоль особой линии магнитного поля токового слоя электрическим полем $\vec {E} = - \vec {V} \times {{\vec {B}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\vec {B}} c}} \right. \kern-0em} c}.$ Поля находятся магнитогидродинамическим моделированием над активной областью, в реальном масштабе времени, которое может быть осуществлено только при помощи параллельных вычислений.

ВВЕДЕНИЕ

Солнечные космические лучи (СКЛ) представляют собой потоки заряженных ускоренных частиц до энергий ~20 ГэВ, главным образом протонов, появляющихся во время солнечных вспышек. Однако только ~30% самых мощных вспышек рентгеновского класса X вызывают появление СКЛ. Прогноз появления СКЛ представляет важную практическую задачу, поскольку они могут вызвать облучение космонавтов. Поскольку СКЛ вызываются солнечными вспышками, для изучения физики этого явления и улучшения качества его прогноза, необходимо одновременно изучать процессы, происходящие во время солнечных вспышек и процессы ускорения заряженных частиц.

Вспышки происходят над активными областями (АО) на высотах 15 000–30 000 км. Это доказано измерениями теплового рентгеновского излучения вспышек на лимбе [1], неизменностью магнитного поля на солнечной поверхности [2], и другими наблюдениями [3]. Основной вспышечный процесс высоко в короне может быть объяснен механизмом С.И. Сыроватского [4]: накоплением магнитной энергии в поле токового слоя, который образуется в окрестности особой линии магнитного поля X-типа и в ходе квазистационарной эволюции переходит в неустойчивое состояние. Освобождение энергии сопровождается наблюдаемыми проявлениями вспышки, которые объясняются электродинамической моделью вспышки, предложенной И.М. Подгорным [5]. Модель разработана на основании результатов наблюдений и численного МГД моделирования и использует аналогии с электродинамической моделью суббури, предложенной ранее ее автором [6]. Жесткое пучковое рентгеновское излучение на поверхности солнца во время вспышки объясняется торможением в нижних плотных слоях солнечной атмосферы потоков электронов, ускоренных в продольных токах, вызванных электрическим полем Холла в токовом слое.

УСКОРЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ВО ВРЕМЯ ВСПЫШКИ. НЕОБХОДИМОСТЬ ПРОВЕДЕНИЯ МГД МОДЕЛИРОВАНИЯ ВСПЫШЕЧНОЙ СИТУАЦИИ В РЕАЛЬНОМ МАСШТАБЕ ВРЕМЕНИ

Солнечные космические лучи ускоряются в токовом слое индукционным электрическим полем, вызванным быстрым изменением магнитного поля во время вспышечного процесса [7]. Это электрическое поле есть $\vec {E} = - \vec {V} \times {{\vec {B}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\vec {B}} c}} \right. \kern-0em} c}$ для скорости втекания в слой и магнитного поля слоя. Для типичных скорости втекания в токовый слой V = = 2 · 107 см/с, магнитного поля B = 100 Гс и длины слоя l = 109 см частица наберет энергию 20 ГэВ. Спектр СКЛ для вспышки Бастилия 14.07.2000 [5], найденный расчетом траекторий частиц в электрическом и магнитном поле, полученном МГД моделированием в солнечной короне над АО [8], совпал со спектром, полученным наблюдениями на мировой сети нейтронных мониторов. Выполняемая работа необходима для исследования механизма генерации и распространения СКЛ и их прогноза, которое включает:

1) Изучение механизма солнечной вспышки и положения вспышки в короне над активной областью путем численного МГД моделирования вспышечной ситуации в солнечной короне над активной областью, при котором наблюдаемое на солнечной поверхности распределение магнитного поля берется в качестве граничных условий.

2) Изучение механизма ускорения частиц во время вспышки и возможности их выхода из области сильного магнитного поля в короне путем расчета траекторий частиц в электрическом и магнитном полях, полученных в результате МГД моделирования.

3) Поскольку нет информации о плазменных неоднородностях, а, следовательно, коэффициент диффузии в уравнении распространения ускоренных частиц неизвестен, прогноз появления в межпланетном пространстве космических лучей, способных вызвать облучение космонавтов, предполагается проводить на основании времен прихода, полученных И.М. Подгорным [9] при помощи анализа наблюдательных данных.

При выполнении МГД моделирования никаких предположений о механизме вспышки при постановке задачи не делалось [10]. Для того, чтобы ускорить расчет была специально разработана абсолютно неявная конечно-разностная схема, консервативная относительно магнитного потока [7, 10, 11]. Несмотря на применение разработанных методов, провести МГД моделирование в короне на обычном компьютере удалось только в сильно сокращенном (в 104 раз) масштабе времени. Для получения более точных конфигураций магнитного и электрического полей для последующего изучения ускорения СКЛ путем расчета траекторий частиц необходимо проводить МГД моделирование в реальном масштабе времени.

Появление СКЛ не для всех мощных вспышек объясняется невозможностью выхода ускоренных в слое частиц из магнитного поля короны, окружающего токовый слой [12]. Поэтому проведение МГД моделирования в реальном масштабе времени необходимо, также, для выяснения возможности выхода ускоренных частиц путем расчета их траекторий в точно определенных полях, окружающих токовый слой. Как показали расчеты, МГД моделирование в реальном масштабе времени потребовало бы 8 лет расчета. Возникает необходимость применения суперкомпьютера со многими вычислительными потоками, что требует распараллеливания численного решения.

МЕТОДЫ МГД МОДЕЛИРОВАНИЯ В РЕАЛЬНОМ МАСШТАБЕ ВРЕМЕНИ

Время расчета эволюции поля и плазмы в солнечной короне определяется: 1) величиной шага по времени, при которой схема остается устойчивой; 2) количеством итераций; 3) временем расчета одной итерации. Благодаря выбору математического метода (параметров разностной схемы), вычислительного оборудования и математического обеспечения (современные графические платы GPU для распараллеливания вычислений V100 (Volta-100), P100 (Pascal-100), Titan-100) и многочисленным оптимизациям алгоритма распараллеливания вычислений (минимизация пересылок массивов между графической картой и основной памятью компьютера, поблочное распараллеливание на сетке) удалось получить время расчета эволюции в течении суток над АО 21 сут (при менее благоприятных условиях оно может быть увеличено на 7–10%). Для прогноза это время должно быть меньше суток, следовательно, нужно работать над дальнейшей оптимизацией, для чего есть резервы.

ОБРАЗОВАНИЕ КОНФИГУРАЦИЙ ПОЛЯ Х-ТИПА

Рисунок 1 дает представление об эволюции распределения плотности тока и поля скоростей в центральной плоскости расчетной области. Эволюция магнитного поля, описываемая результатами МГД моделирования в реальном масштабе времени, приводит к появлению максимумов плотности тока с конфигурацией поля и течением плазмы, представленными на рис. 2 для 3-го максимума в момент 1.998 сут.

Рис. 1.

Эволюция плотности тока и поля скоростей в течение вторых суток расчета. Момент времени 0.9992 (a), 1.5 (б), 1.9978 сут (в).

Рис. 2.

Рассчитанная конфигурация магнитного поля в короне над АО 10365 в моменты 0.658 (a) и 1.998 сут (б). Конфигурация магнитного поля в центральной плоскости расчетной области с указанием положения 3-го максимума плотности тока (в). Конфигурация поля и течение плазмы в окрестности 3-го максимума плотности тока в момент 1.998 сут (г, д, е).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Установлено, что солнечные космические лучи ускоряются электрическим полем $\vec {E} = - \vec {V} \times {{\vec {B}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\vec {B}} c}} \right. \kern-0em} c}$ в токовом слое в солнечной короне во время солнечной вспышки. Разработаны методы параллельных вычислений для МГД моделирования над АО с целью определения полей для изучения генерации СКЛ. Расчет показал появление конфигураций магнитного поля X-типа с течением плазмы, которое должно привести к образованию токового слоя. Проведенная работа выявила возможности дальнейшей оптимизации методов, с целью дальнейшего уменьшения времени расчета.

Авторы благодарны команде SOHO/MDI за научные данные, а также специалистам по облачным сервисам, упростившим нам задачу настройки, арендованных удаленных машин для вычислений на GPU. Работа частично поддержана (Н.С. Мешалкина) Фундаментальной научной программой № II.16.

Список литературы

  1. Lin R.P., Krucker S., Hurford G.I. et al. // Astrophys. J. 2003. V. 595. No. 2. P. L69.

  2. Подгорный А.И., Подгорный И.М., Мешалкина Н.С. // Астрон. журн. 2015. Т. 92. № 8. С. 669; Podgorny A.I., Podgorny I.M., Meshalkina N.S. // Astron. Rep. 2015. V. 59. No. 8. P. 795.

  3. Подгорный И.М., Подгорный А.И. // Астрон. журн. 2018. Т. 95. № 10. С. 735; Podgorny I.M., Podgorny A.I. // Astron. Rep. 2018. V. 62. No. 10. P. 696.

  4. Сыроватский С.И. // ЖЭТФ. 1966. Т. 50. № 4. С. 1133.

  5. Подгорный И.М., Балабин Ю.В., Вашенюк Э.В., Подгорный А.И. // Астрон. журн. 2010 Т. 87. № 7. С. 704; Podgorny I.M., Balabin Yu.V., Vashenyuk E.V., Podgorny A.I. // Astron. Rep. 2010. V. 54. No. 7. P. 645.

  6. Podgorny I.M., Dubinin E.M., Israilevich P.L., Nicolaeva N.S. // Geophys. Res. Lett. 1988. V. 15. P. 1538.

  7. Подгорный А.И., Подгорный И.М. // Изв. РАН. Сер. физ. 1997. Т. 61. № 6. С. 1067; Podgorny A.I., Podgorny I.M. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 1997. V. 61. No. 6. P. 837.

  8. Подгорный А.И., Подгорный И.М., Биленко И.А. // Изв. РАН. Сер. физ. 2003. Т. 67. № 3. С. 406; Podgorny A.I., Podgorny I.M., Bilenko I.A. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 2003. V. 67. No. 3. P. 321.

  9. Podgorny I.M., Podgorny A.I. // JASTP. 2018. V. 180. P. 9.

  10. Подгорный А.И., Подгорный И.М. // Астрон. журн. 2008. Т. 85. № 8. С. 739; Podgorny A.I., Podgorny I.M. // Astron. Rep. 2008. V. 52. No. 8. P. 666.

  11. Подгорный А.И., Подгорный И.М. // ЖВМиМФ. 2004. Т. 44. № 10. С. 1873; Podgorny A.I., Podgorny I.M. // Comput. Math. Math. Phys. 2004. V. 44. No. 10. P. 1784.

  12. Podgorny I.M., Podgorny A.I. // J. Phys. Conf. Ser. 2019. V. 1370. Art. No. 012064.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал