АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2024, том 79, № 3, страницы 526–533
ПЛОТНЫЕ И ХОЛОДНЫЕ ВОЛОКНА В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ
© 2024
А. А. Соловьев1*
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, 196140 Россия
*E-mail: solov.a.a@mail.ru
*E-mail: solov.a.a@mail.ru
УДК 523.987-17
Поступила в редакцию 26 февраля 2024; после доработки 12 марта 2024; принята к публикации 23 марта 2024
Рассчитана структура солнечного коронального волокна с типичными для спокойных солнечных протуберанцев параметрами плазмы (концентрация частиц 1010–1012 см−3 и температура в наиболее холодной части от 4000 до 20 000 К), расположенного горизонтально в короне на высотах в несколько десятков тысяч километров. Волокно рассматривается как верхняя часть слабо изогнутой скрученной магнитной петли, ноги которой закреплены в фотосфере. Магнитное поле волокна — винтовое (жгутовое). Для поддержания поперечного равновесия необходимо внешнее продольное поле. Присутствует также слабое поперечное магнитное поле, которое оказывает сильное влияние на распределение давления и плотности газа в волокне. Характерной особенностью модели, впервые воспроизведенной теоретически, является наличие разрежения (каверны) снаружи от волокна. Промоделирована тонкая волоконная структура протуберанца, состоящего из плотных и холодных волоконец, погруженных в слабое однородное горизонтальное магнитное поле. Показано, что наблюдаемые вертикальные перемещения элементов плазмы в протуберанце, обычно трактуемые как проявления «термической конвекции» в его теле, могут быть обусловлены вертикальными механическими перемещениями отдельных магнитных волоконец, составляющих тело протуберанца. Шировые (сдвиговые) движения плазмы на фотосфере могут изменить знак слабого поперечного поля и тем самым уменьшить плотность плазмы на оси волокна, то есть приблизить плотность электрического тока на его оси к тому критическому значению, при котором дрейфовая скорость электронов сравняется со скоростью ионного звука.
Ключевые слова:
методы: численные — Солнце: волокна, протуберанцы
ФинансированиеСписок литературы
Работа финансировалась за счет бюджета учреждения. Никаких дополнительных грантов на проведение и руководство данным исследованием получено не было.
Список литературы
1. U. Anzer, Solar Physics 130 (1–2), 403 (1990). DOI:10.1007/BF00156803
2. E.H. Avrett and R. Loeser, Astrophys. J. Suppl. 175 (1), 229 (2008). DOI:10.1086/523671
3. T. Berger, P. Testa, A. Hillier, et al., Nature 472 (7342), 197 (2011). DOI:10.1038/nature09925
4. O. A. Korolkova and A. A. Solov’ev, Geomagnetism and Aeronomy 57 (8), 1018 (2017). DOI:10.1134/S0016793217080138
5. O. A. Korolkova and A. A. Solov’ev, Astrophysics 63 (2), 274 (2020).DOI:10.1007/s10511-020-09632-5
6. M. Kuperus and M. A. Raadu, Astron. and Astrophys. 31, 189 (1974).
7. M. Kuperus and E. Tandberg-Hanssen, Solar Physics 2 (1), 39 (1967). DOI:10.1007/BF00155891
8. I. Lerche and B. C. Low, Solar Physics 66 (2), 285 (1980a). DOI:10.1007/BF00150586
9. I. Lerche and B. C. Low, Solar Physics 67 (2), 229 (1980b). DOI:10.1007/BF00149804
10. B. C. Low, Astrophys. J. 198, 211 (1975a). DOI:10.1086/153594
11. B. C. Low, Astrophys. J. 197, 251 (1975b). DOI:10.1086/153508
12. B. C. Low and M. Zhang, Astrophys. J. 609 (2), 1098 (2004). DOI:10.1086/421256
13. M. Luna and J. Karpen, Astrophys. J. 750 (1), article id. L1 (2012). DOI:10.1088/2041-8205/750/1/L1
14. R. Oliver, Space Science Reviews 149 (1–4), 175 (2009). DOI:10.1007/s11214-009-9527-4
15. R. Oliver and J. L. Ballester, Solar Physics 206 (1), 45 (2002). DOI:10.1023/A:1014915428440
16. H. Park, J. Chae, D. Song, et al., Solar Physics 288 (1), 105 (2013). DOI:10.1007/s11207-013-0271-2
17. E. R. Priest, Geophysics and Astrophysics Monographs (D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, 1982).
18. V. Ruždjak and E. Tandberg-Hanssen, Proc. IAUColl. No. 117, Ed. by V. Ruždjak and E. Tandberg-Hanssen (Springer-Verlag, Berlin, 1990).
19. A. A. Solov’ev, Astronomy Reports 54 (1), 86 (2010). DOI:10.1134/S1063772910010099
20. A. A. Solov’ev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 515 (4), 4981 (2022). DOI:10.1093/mnras/stac1818
21. A. A. Solov’ev and E. A. Kirichek, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 482 (4), 5290 (2019). DOI:10.1093/mnras/sty3050
22. A. A. Solov’ev and E. A. Kirichek, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 505 (3), 4406 (2021). DOI:10.1093/mnras/stab1565
23. A. A. Solov’ev, O. A. Korolkova, and E. A. Kirichek, Geomagnetism and Aeronomy 56 (8), 1090 (2016). DOI:10.1134/S0016793216080193
24. J. Terradas, R. Molowny-Horas, E. Wiehr, et al., Astron. and Astrophys. 393, 637 (2002). DOI:10.1051/0004-6361:20020967
25. J. Terradas, R. Soler, M. Luna, et al., Astrophys. J. 820 (2), article id. 125 (2016). DOI:10.3847/0004-637X/820/2/125
2. E.H. Avrett and R. Loeser, Astrophys. J. Suppl. 175 (1), 229 (2008). DOI:10.1086/523671
3. T. Berger, P. Testa, A. Hillier, et al., Nature 472 (7342), 197 (2011). DOI:10.1038/nature09925
4. O. A. Korolkova and A. A. Solov’ev, Geomagnetism and Aeronomy 57 (8), 1018 (2017). DOI:10.1134/S0016793217080138
5. O. A. Korolkova and A. A. Solov’ev, Astrophysics 63 (2), 274 (2020).DOI:10.1007/s10511-020-09632-5
6. M. Kuperus and M. A. Raadu, Astron. and Astrophys. 31, 189 (1974).
7. M. Kuperus and E. Tandberg-Hanssen, Solar Physics 2 (1), 39 (1967). DOI:10.1007/BF00155891
8. I. Lerche and B. C. Low, Solar Physics 66 (2), 285 (1980a). DOI:10.1007/BF00150586
9. I. Lerche and B. C. Low, Solar Physics 67 (2), 229 (1980b). DOI:10.1007/BF00149804
10. B. C. Low, Astrophys. J. 198, 211 (1975a). DOI:10.1086/153594
11. B. C. Low, Astrophys. J. 197, 251 (1975b). DOI:10.1086/153508
12. B. C. Low and M. Zhang, Astrophys. J. 609 (2), 1098 (2004). DOI:10.1086/421256
13. M. Luna and J. Karpen, Astrophys. J. 750 (1), article id. L1 (2012). DOI:10.1088/2041-8205/750/1/L1
14. R. Oliver, Space Science Reviews 149 (1–4), 175 (2009). DOI:10.1007/s11214-009-9527-4
15. R. Oliver and J. L. Ballester, Solar Physics 206 (1), 45 (2002). DOI:10.1023/A:1014915428440
16. H. Park, J. Chae, D. Song, et al., Solar Physics 288 (1), 105 (2013). DOI:10.1007/s11207-013-0271-2
17. E. R. Priest, Geophysics and Astrophysics Monographs (D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, 1982).
18. V. Ruždjak and E. Tandberg-Hanssen, Proc. IAUColl. No. 117, Ed. by V. Ruždjak and E. Tandberg-Hanssen (Springer-Verlag, Berlin, 1990).
19. A. A. Solov’ev, Astronomy Reports 54 (1), 86 (2010). DOI:10.1134/S1063772910010099
20. A. A. Solov’ev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 515 (4), 4981 (2022). DOI:10.1093/mnras/stac1818
21. A. A. Solov’ev and E. A. Kirichek, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 482 (4), 5290 (2019). DOI:10.1093/mnras/sty3050
22. A. A. Solov’ev and E. A. Kirichek, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 505 (3), 4406 (2021). DOI:10.1093/mnras/stab1565
23. A. A. Solov’ev, O. A. Korolkova, and E. A. Kirichek, Geomagnetism and Aeronomy 56 (8), 1090 (2016). DOI:10.1134/S0016793216080193
24. J. Terradas, R. Molowny-Horas, E. Wiehr, et al., Astron. and Astrophys. 393, 637 (2002). DOI:10.1051/0004-6361:20020967
25. J. Terradas, R. Soler, M. Luna, et al., Astrophys. J. 820 (2), article id. 125 (2016). DOI:10.3847/0004-637X/820/2/125
Dense and Cold Filaments in the Solar Corona
© 2024
A. A. Solov’ev1*
1Central (Pulkovo) Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences, St. Petersburg, 196140 Russia
*E-mail: solov.a.a@mail.ru
*E-mail: solov.a.a@mail.ru
The structure of a solar coronal filament with plasma parameters typical for quiescent solar prominences (particle concentration 1010–1012 cm−3 and temperature in the coldest part ranging from 4000 to 20 000 K), located horizontally in the corona at heights of several tens of thousands of kilometers has been calculated. The filament is considered as the upper part of a slightly curved twisted magnetic loop, the legs of which are anchored in the photosphere. The magnetic field of the filament is helical (twisted). To maintain transverse equilibrium, an external longitudinal field is necessary. There is also a weak transverse magnetic field, which has a significant effect on the distribution of pressure and gas density in the filament. A characteristic feature of the model, reproduced theoretically for the first time, is the presence of a rarefaction (cavity) outside the filament. The fine filamentary structure of the prominence, consisting of dense and cold fibrils immersed in a weak uniform horizontal magnetic field, has been modeled. It is shown that the observed vertical movements of plasma elements in the prominence, usually interpreted as manifestations of “thermal convection” in its body, can be due to vertical mechanical displacements of individual magnetic fibrils that make up the body of the prominence. Shear (slip) plasma movements on the photosphere can change the sign of the weak transverse field and thus reduce the plasma density on the filament axis, i.e., bring the density of the electric current on its axis closer to the critical value at which the drift velocity of electrons equals the ion sound speed.
Keywords:
methods: numerical — Sun: filaments, prominences
К содержанию номера