«Утверждаю»

Академик-секретарь ОФН РАН

Академик В.А. Матвеев

2011 г.

« »

Отчет за 2010г.

Программа фундаментальных исследований

Отделения физических наук

РАН

«Плазменные процессы в солнечной системе»

(название программы) Координатор программы академик РАН _ Л.М. Зеленый

ВВЕДЕНИЕ

Программа Отделения Физических Наук РАН «Плазменные процессы в солнечной системе» (ОФН-15) объединяет ученых из 9 институтов Отделения физических наук РАН, 2-х институтов Сибирского Отделения РАН (ИСЗФ и ИЛМ), а также ученых МГУ (НИИЯФ), СПбГУ (НИИФ) и Национальной академии наук Украины (ИКИ НАНУ/ НКАУ). Финансирование работ (см. Приложение 1) по программе институтов Сибирского отделения проводилось СО РАН из средств СО РАН, а работы в ряде академических (ИДГ и ИЯИ РАН) и неакадемических организаций финансировались из собственных средств.

Координация работ осуществлялась Советом Программы (см. Приложение 2), который был составлен как из представителей институтов ОФН РАН, так и других научных организаций России и Украины.

Предметом исследования Программы "Плазменные процессы в Солнечной системе" являются разнообразные по временным и пространственным масштабам объекты: корона Солнца, солнечный ветер, плазменные оболочки Земли и других планет. Все эти объекты логически связаны иерархией физических процессов, описывающих передачу кинетической и электромагнитной энергии от Солнца к Земле, к планетам солнечной системы и границам гелиосферы. Программа сформирована из 6 направлений, которые включают в себя более 40 проектов (см. Приложение 3 или сайт Программы http://solarwind.cosmos.ru/), посвященных исследованию различных аспектов общей задачи.

1. Физические процессы во внешних областях Солнца, руководители А.В. Степанов, В.М.

Богод 2. Физические процессы в гелиосфере, руководитель Ю.И. Ермолаев 3. Динамика магнитосфер Земли и планет, руководитель А.Г.Демехов 4. Ионосферные эффекты взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли и планет земной группы, руководитель М.Г. Деминов 5. Лабораторное моделирование плазменных процессов, руководитель А.Г. Франк 6. Применение методов нелинейной физики для исследования физических явлений в гелиосфере, руководитель Л.М.Зеленый Поставленные на 2010 год задачи исследований полностью выполнены и получены важные результаты мирового уровня. Полученные результаты опубликованы в работах, из них опубликовано в зарубежных изданиях – 58, опубликовано в российских изданиях – 63, публикации в материалах конференций и сборниках – 53, находятся в печати – более 40 работ, сделано более 100 докладов на отечественных и международных конференциях. Полученные результаты кратко представлены в следующем разделе.

Основные научные результаты В 2010 году был использован опыт предыдущего цикла (2006-2008) для координации работ исследователей из различных институтов, и, даже, достаточно отдаленных регионов. Многие результаты получены совместно специалистами различных организаций. Поэтому результаты сгруппированы в соответствии с научной программой исследований.

1. Физические процессы во внешних областях Солнца 1.1. Квазистационарные структуры в солнечной атмосфере как источник истечения корональной плазмы 1.1.1. Стереоскопический анализ источников солнечного ветра (ИКИ, НИИЯФ МГУ).

На основе результатов плазменных и магнитных измерений в трех различных точках гелиосферы и телескопических наблюдений Солнца из этих точек одновременно исследованы высокоскоростные потоки (ВСП) солнечного ветра (СВ) вблизи орбиты Земли и породившие их корональные дыры (КД). Такой совместный стереоскопический анализ проведен впервые. Используются данные с космических аппаратов (КА) STEREOA, STEREO-B, ACE и SOHO и наземные наблюдения с марта 2007 г. по май 2008 г. В этот период существовали ВСП, источниками которых были КД различной полярности, геометрии и расположения относительно гелиографического и гелиомагнитного экватора.

Выявлена зависимость параметров СВ от взаимного расположения КА относительно КД и гелиосферного токового слоя, а также от гелиошироты и геометрии КД. Различие в положении КА более, чем на 5° относительно гелиосферного токового слоя в ноябре года позволило обнаружить гелиоширотный градиент скорости потоков СВ между КА STEREO-A и STEREO-B, в среднем равный 20 км/с на один градус в это время.

Наблюдались также значительные изменения в потоках СВ, связанные с изменением источников ВСП СВ в течение нескольких часов или суток. Эта изменчивость затрудняет использование данных КА STEREO-B для достаточно точного прогноза свойств СВ в околоземном пространстве методом простого временного сдвига с опережением за счет разницы в гелиодолготе между КА и Землей даже в минимуме солнечной активности.

И.С. Веселовский, Ю.С.Шугай. Высокоскоростные потоки солнечного ветра вблизи орбиты Земли и их источники на Солнце по стереоскопическим наблюдениям в минимуме 23-го цикла, Космические исследования Т. 48, № 1, С.33-42, 1.1.2.Течение Свита–Паркера и эвакуация плазмы токового слоя (ГАО) Проведен численный анализ модели магнитного пересоединения Паркера (Parker E.N.

ApJSS, 1963, 77, 177), в которой эвакуация частично ионизированной плазмы из токового слоя обусловлена разницей газового давления внутри и снаружи последнего. На основе уравнений диссипативной магнитной гидродинамики установлено, что проводимость Спитцера не оказывает заметного влияния на скорость пересоединения магнитных силовых линий, которая определяется джоулевой диссипацией, обусловленной проводимостью Каулинга. В случае «амбиполярной диффузии» вмороженность магнитного поля в плазму нарушается, и магнитный поток не сохраняется, эвакуация плазмы из токового слоя – эффективный механизм ее охлаждения. Аннигиляция магнитных силовых линий в хромосфере Солнца может приводить к формированию толстых (~100 км) токовых слоев, что объясняет происхождение спикул и микроджетов.

Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Течение Свита–Паркера и эвакуация плазмы из токового слоя // Труды Пулковской конференции «Солнечная и солнечно-земная физика 2010», 3–9 октября 2010 г., ГАО РАН, СПб. Стр 445-448.

1.1.3. Свойства магнитных биполей в солнечном цикле (ГАО) По данным наблюдений магнитного поля Солнца на телескопах KPVT за период 1975гг. и SOHO/MDI за период 1996-2009 гг. выделены и изучены свойства магнитных биполей в солнечном цикле. В частности подтверждено, что первые биполи нового цикла появляются в высокоширотных областях на широтах 50-60o за несколько лет до минимума активности в эпоху завершения магнитной переполюсовки Солнца на полюсах.

Выделяются два широтных дрейфа биполей в каждом полушарии, один в направление полюсов, другой в направление экватора, впоследствии совпадающего с областью существования солнечных пятен. Установлены изменения углов наклона ориентации биполей от фазы цикла, широты и интенсивности магнитного поля.

Показано, что биполи малого размера (эфемерные области) имеют отличный от солнечных пятен наклон магнитной оси – их хвостовые области расположены ближе к экватору. На основании этого делается вывод о разной области генерации солнечных пятен и эфемерных областей (Рис.1).

Рис.1. Изменение преимущественного угла наклона магнитной оси биполей от широты для биполей активных областей (черные квадратики) и эфемерных областей (кружки).

Tlatov, A. G.; Vasil'eva, V V.; Pevtsov, A A., Distribution of Magnetic Bipoles on the Sun over Three Solar Cycles, The Astrophysical Journal, 717, pp. 357-362, 2010.

1.1.4. Долговременные изменения глобального магнитного поля Солнца по данным наблюдений структуры короны в минимумах активности (ГАО) Исследована форма короны в минимумах активности по данным наблюдений солнечных затмений за 130 лет и положение корональных лучей по данным ежедневных наблюдений K-коронографов за последние 3 цикла активности. Установлено, что крупномасштабная структура короны меняется на вековой шкале времени и в 11-летнем цикле и определяется вариациями глобального магнитного поля Солнца. В частности в середине 20-го века корона наиболее близко соответствовала дипольной конфигурации. В конце 19го и начале 21-го века структура корона больше соответствовала квадрупольной конфигурации глобального магнитного поля. В эпоху минимума активности корональные стримеры наиболее сильно отклонены от радиального направления, а углы отклонения связаны с конфигурацией гелиосферного нейтрального слоя Рис. 1. Установлены связи между вариациями формы короны и геомагнитными возмущениями в эпоху минимума активности. Вариация формы короны имеют близкий период и предшествует циклу Глайсберга для солнечной активности.

Рис. 1. Изменение параметра “сплюснутости” короны в период 1878-2008 гг. Проведена огибающая линия.

Tlatov, A. G. The Non-radial Propagation of Coronal Streamers within a Solar Cycle, The Astrophysical Journal, 714, pp. 805-809, Tlatov A. G., The centenary variations in the solar corona shape in accordance with the observations during the minimal activity epoch, Astronomy and Astrophysics; V.522, A27, 2010.

Tlatov, A. G.; Vasil'eva, V. V. The non-radial propagation of coronal streamers in minimum activity epoch, Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, V. 264, p. 292-294, 1.1.5. МГД-моделирование магнитного шара в однородном поле тяжести (ГАО) Известное магнитостатическое решение Чандрасекхара-Прендергаста (1956) для сферического магнитного вихря с осевой симметрией, обжимаемого снаружи потенциальным магнитным полем, представляет значительный интерес как для описания магнитного поля звезды в целом, так и для моделирования солнечных вспышек. Данное решение обобщено с учетом действия однородного гравитационного поля. В отличие от модели Ч-П, в новом решении появляется зависимость плотности плазмы в шаре от магнитного потока, что значительно расширяет класс анализируемых магнитоплазменных равновесий и позволяет предложить новые сценарии вспышечного энерговыделения.

Форма магнитных силовых линий в меридиональном (полоидальном) разрезе для бессилового магнитного шара и для шара с градиентами давления и плотности газа внутри представлена на рис.1 и 2, 3 соответственно. Внешнее потенциальное поле, «обтекающее шар» и вдали от шара принимающее форму однородного поля, параллельного оси симметрии шара, на рисунках не показано, как не показано и азимутальное магнитное поле в шаре - B, силовые линии которого кольцеобразно охватывают ось симметрии Oz.

Рис.1. Меридиональный разрез фигуры вращения, показана форма магнитных поверхностей ( A = const ) Bz и Br -полей. Изображены бессиловые (fff), b = d = f = 0, шары для трех значений радиуса Рис. 2. Геометрия полоидального поля шара при одном значении q0,1 R1 = 6.988 из числового ряда (24), но различных = C2 C1 : 1 = 2 ( a), 2 = - 7 (b), 3 = - 500 (c ).

Рис.3. Аналогичная картина при q0,3 R3 = 10.4171 и 1 = 7 ( a), 2 = 70 (b), 3 = 300 (c) Проведенные расчеты позволили получить распределений давления, плотности и температуры в магнитном шаре-паучке при широком наборе значений параметров.

1.1.6. МГД-моделирование корональных стримеров (ГАО) В настоящей работе: 1. Приведено решение обратной МГС задачи для систем с осевой симметрией: даны в явной форме выражения для давления и плотности плазмы, позволяющие рассчитать с учетом силы тяжести пространственные распределения этих величин по заданной геометрической структуре магнитного поля; 2. Предложена новая, значительно более простая, чем в [5], аналитическая формула для описания шлемовидных (касповых) магнитных структур со стримерами, исходящими из центра; 3. Рассчитана численная модель, дающая физические распределения давления, плотности и температуры в стримере, близкие к наблюдаемым.

Рис. 1. Магнитная структура сильно вытянутого коронального волокна-стримера в меридиональном разрезе, Овалом показано положение нейтральной точки – основание стримера.

Рис 2. а, б, в. Показано в 2-х проекциях распределение температуры (а, б) в миллионах К и плотности (в) в единицах плотности внешней среды на этой высоте: ( r, z )( 0 ( z )) 1.

При анализе картинок следует вообразить фигуру вращения вокруг оси z, здесь дан только меридиональный разрез этой фигуры при некотором угле. Размер в радиальном направлении (1 единица) значительно отличается от вертикального размера (25 единиц). В одной единице – 50 000 км. Температура достигает высоких значений (>3 МК) в области нейтральной гиперболической точки (овал на рис.1), где встречаются поля противоположного направления. Здесь возможно спонтанное пересоединение магнитных силовых линий и соответствующее энерговыделение. На более высоких уровнях температура волокна больше корональной Т, равной 2 МК, а на высоте около 20 единиц ( млн км над фотосферой) температура на осевой линии волокна сравнивается с корональной. В цилиндрической оболочке, окружающей волокно, Т несколько ниже.

Вокруг волокна, на оси которого плотность примерно в 1.5 раза выше корональной, имеется цилиндрическая оболочка с пониженной плотностью плазмы. Это создает фон низкой интенсивности, на котором волокно хорошо выделяется.

Публикации по проектам 1.1.5. и 1.1.6.

1. Efremov V.I., Parfinenko L.D. Solov’ev A.A. Solar Phys. 267. 273-293 (2010) 2. Соловьев А.А. Строение солнечных волокон. Астрономический Журнал, том. 87, №1. с. 93-102. (2010) 3. A.A. Solov’ev and E.A. Kirichek. Twisted magnetic tubes (ropes) and coronal mass ejections. International Association of Geomagnetism and Aeronomy (IAGA) Proceedings of 2-nd Symposium “Solar Wind-Space Environment Interaction”. December 4-8, 2009, Cairo, Egypt - L. Dame and A. Hady (eds). Cairo University Press, pp. 27-32 (2010).

4. А.А.Соловьев Магнитогидростатические конфигурации в космической плазме. Труды 39-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса» 1-5 февраля 2010 г. Изд-во Уральского ГУ,,стр.149-150. (2010).

4. Соловьев А.А., Тимошин А.А. Обратная магнитогидростатическая задача и моделирование спокойных солнечных протуберанцев. //Физический вестник. Выпуск 4. Сборник научных статей. – С-Пб., РГПУ им.

А.И. Герцена.С. 95-100. (2010) 5.Соловьев А.А., Алексашин К.Г. Тонкая структура и поперечная асимметрия солнечных волокон.

//Физический вестник. Выпуск 4. Сборник научных статей. –СПб., РГПУ им. А.И. Герцена.. С.100-105.

(2010) 7.Соловьев А.А. Динамика скрученных магнитных силовых трубок (жгутов) и вспышечное пересоединениe в э тих структурах. Труды 13-й Пулковской конференции. ГАО РАН, 3-8 Октября, стр 399-404. (2010) 8.Соловьев А.А., Киричек Е.А. Магнитный Шар В Однородном Поле Сил Тяжести, Труды 13-й Пулковской конференции. ГАО РАН, 3-8 Октября,, стр 405-408. (2010) 9.Соловьев А.А., Киричек Е.А. Моделирование корональных стримеров, Труды 13-й Пулковской конференции. ГАО РАН, 3-8 Октября, стр 409. ( 2010), 10.Мангаева Г.А., Михаляев Б.Б., Соловьев А.А. Спиральные Структуры в Корональных Аркадах. Труды 13й Пулковской конференции. ГАО РАН, 3-8 Октября, стр.249-252 (2010) 1.1.7. Классификация электродинамических свойств плотной бесстолкновительной слабозамагниченной анизотропной движущейся плазмы высокого давления на основе данных о форме функции распределения ее частиц (ИПФ) В рамках уравнений Власова и Максвелла рассмотрено формирование крупномасштабных э.м. структур в движущейся токонесущей анизотропной горячей бесстолкновительной плазме высокого давления по параметру магнитного давления, определяемой критериями слабой замагниченности D >> 1, G >> 1 (Рис. 1). Скорости потоков меньше тепловой электронной. Параметры анизотропии потока по «энергии» D и по «импульсу» G вычисляются по форме функции распределения частиц. Отношение этих параметров - «добротность» G, характеризует электромагнитные свойства плазмы и выражается через отношение плотности возбуждаемых диамагнитных и резистивных токов, либо через отношение аномального и диамагнитного масштабов плазмы индуцированных анизотропией. При этом показано, что реализуются три характерных