Исследователи из Юньнаньских обсерваторий Китайской академии наук изучили турбулентные свойства в крупномасштабном токовом слое (ТС)солнечной вспышки.
Они провели количественный анализ скорости магнитного пересоединения, диффузии, масштаба диссипации, амплитуды турбулентности и т.д. после появления турбулентности, вызванной разрывными неустойчивостями. Они обнаружили, что турбулентность может эффективно увеличивать ширину ТС и вносить дополнительный эффект диссипации в ТС.
Солнечная вспышка - одно из самых энергичных событий в Солнечной системе, при котором высвобождается до 1032 эрг магнитной энергии. Этот крупномасштабный токовый слой, соединяющийся со вспышкой и извергающимся потоком, является основным местом для процесса магнитного повторного подключения.
Классические теории предсказывают ширину ТС, соответствующую шкале ионной инерции, в десятки или сотни метров, в то время как многие наблюдения обнаружили соответствующую ширину от 104 до 105 км.
Огромное расхождение может быть связано с турбулентностью, возникающей в ТС. Таким образом, точная оценка диссипации энергии, вызванной турбулентностью, имеет решающее значение для понимания быстрого выделения энергии в солнечной вспышке.
В данном исследовании ученые использовали двумерные магнитогидродинамические численные модели высокого разрешения, основанные на стандартной модели вспышки в гравитационно стратифицированной солнечной атмосфере. Скорость магнитного пересоединения показала очевидное увеличение из-за появления разрывных неустойчивостей.
Они обнаружили, что появление турбулентности эквивалентно добавлению дополнительного диссипативного члена в уравнения индукции, что может резко увеличить локальную диффузию в ТС. «Согласно спектральному анализу, мы вычислили связанный масштаб диссипации в 100-200 км, который был намного выше ионно-инерционного масштаба. Это соответствовало ширине вторичного пересоединения ТС между сливающимися плазмоидами», - сказал Чжан Йинин, первый автор исследования.
Кроме того, они рассчитали общую ширину токового слоя в 1500-2500 км, что согласуется с результатами наблюдений. Действительно, ширина ТС, часто встречающаяся в наблюдениях, оказывается соответствующей шкале Тейлора из теории Бискампа.
- «Ударная волна на вершине факельной петли может несколько усилить амплитуду турбулентности. Коэффициент усиления связан с локальной геометрией ударной волны, и показано, что ударная волна имеет более высокую эффективность нагрева, чем передача кинетической энергии», - сказал доктор Е Цзин, автор-корреспондент исследования.
Это исследование проясняет детали механизма диссипации магнитного пересоединения в присутствии турбулентности в солнечной вспышке.
По информации https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=20220609124807
Обозрение "Terra & Comp".
