Μελέτη εκρηκτικών φαινομένων σε ηλιακά κέντρα δράσης

Abstract

The subject of this dissertation is the study of eruptive phenomena in solar active regions. The Sun produces magnetic fields in its interior, that emerge in its atmosphere, either scattered or in conglomerations. The extended areas of the solar atmosphere with bipolar morphology and a large concentration of magnetic flux, much stronger than those of their surroundings, are called solar active regions (ARs). Solar active regions are sources of eruptive phenomena. The strongest of these phenomena in terms of energy content are flares, confined locally or accompanied by coronal mass ejections (CMEs) that jettison from the Sun and propagate outward in the heliosphere. In a first approximation, eruptive events appear because during their source evolution ARs accumulate large amounts of magnetic energy and magnetic helicity through a series of processes, such as magnetic flux emergence and cancellation, as well as polarity inversion line (PIL)-aligned shearing motions of the photospheric magnetic field. Because the origin of flares and CMEs is magnetic, any attempt to study them requires an in-depth knowledge of the properties of the magnetic field in the solar photosphere and above. For this reason, we focused mainly on the study of the role of magnetic helicity and magnetic energy as well as free (i.e., available for release for a given boundary condition) magnetic energy, in the initiation of eruptive phenomena. Magnetic helicity and magnetic energy are among the key quantities that characterize the state of magnetic morphologies. In particular, magnetic helicity is a conserved physical quantity that describes the field's topological complexity by measuring the twist, writhe, and linkage of a set of magnetic flux tubes permeating the photosphere. On the other hand, free magnetic energy is the excess magnetic energy stored in the AR magnetic field and can be extracted and converted into other forms. It only appears when the field deviates from the potential state (i.e., the "vacuum" state that includes no plasma, and hence no electric currents). In ARs, the accumulated magnetic helicity can either be removed by CMEs or be transferred during reconnection events to larger coronal scales via existing magnetic connections, while free magnetic energy is released in the course of flares, CMEs, and smaller scale dissipative events. In most models, CMEs result from a catastrophic loss of equilibrium between the magnetic forces acting on a structure possessing large amounts of free magnetic energy. The pre-eruptive magnetic configuration features either a magnetic flux rope (i.e., a set of magnetic field lines winding about an axial field line in an organized manner) or a sheared magnetic arcade. Magnetic confinement fails and a CME is produced, either due to magnetic reconnection or due to some ideal instability that develops when the energy trapped in a coronal structure suffices to drive an outward expansion against the overlying large-scale coronal field. For the implementation of our research we exploited a large number of solar and inner-heliospheric observations provided by space-borne instruments. These instruments allowed us to use and combine high temporal and spatial resolution data in a broad region of the electromagnetic spectrum; first of all, high-quality uninterrupted sequences of photospheric vector magnetograms and then complementary observations in extreme ultraviolet (EUV), white light and X-rays (see Chapter 2 of the thesis). The data sets we compiled allowed us to study the magnetic field of the ARs, their magnetic helicity and energy, as well as the relationship of these quantities with eruptive phenomena. In Chapter 3, we investigated the role of the accumulation of magnetic helicity and magnetic energy in the generation of CMEs in a large number of emerging solar ARs. Using photospheric vector magnetic field data obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO), we compiled a catalog of 52 emerging ARs, with the aim of creating a large statistical sample. These ARs appeared on the solar disk during the ascending phase of solar cycle 24. They were located within heliographic longitudes of 45 degrees, to limit severe projection effects. They also emerged into relatively quiet photospheric areas without preexisting ARs to minimize the contribution of the latter to the calculations. By combining observations from the two Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) coronagraphs and EUV images from Atmospheric Imaging Assembly (ΑΙΑ), we found that 7 of our 52 ARs produced a CME before crossing a longitude of 45 degrees West (W45) and 45 did not. Using the helicity flux integration method we calculated the magnetic helicity and magnetic energy injection rates into the solar atmosphere for each AR. From these computations we constructed scatter plots of the corresponding accumulated amounts. We found that in a statistical sense, the erupting ARs possess larger budgets of magnetic helicity and energy than the noneruptive ones over intervals that start from the flux emergence start time and end (i) at the end of the flux emergence phase, and (ii) when the AR produces its first CME or crosses W45, whichever occurs first. The most important feature of the scatter plots is that the eruptive ARs tend to appear segregated from the non-eruptive ones in the top-right parts of the scatter plots. Furthermore, we found magnetic helicity and energy thresholds of, 9*10^41 Mx^2 and 2*10^32 erg, respectively, which if crossed, ARs are more likely to erupt. In terms of accumulated magnetic helicity and energy budgets, the segregation of the eruptive from the noneruptive ARs is violated in one case when an AR erupts early in its emergence phase and in six cases in which noneruptive ARs exhibit large magnetic helicity and energy budgets. For these six noneruptive ARs we investigated whether the overlying background magnetic field inhibited eruptions. To this end, we calculated the decay index of the magnetic field (i.e., its rate of decrease with height above the photosphere) for each AR at the end of time interval (ii). The results provided by the calculations of the decay index showed that the six outlier ARs acquire the critical decay index, n_c=1.5$, at heights above 60 Mm, whereas six out of the seven eruptive ARs acquire it at heights below 60 Mm. Therefore, although the outlier ARs possessed significant magnetic helicity and energy budgets they did not erupt because the overlying magnetic field tended to provide stronger or more extended confinement than in eruptive ARs. Our results indicate that, as in the cases of well-developed ARs that produce large-scale eruptions, emerging ARs tend to produce CMEs when they accumulate significant budgets of both magnetic helicity and energy. Any study of their eruptive potential should consider magnetic helicity on an equal footing with magnetic energy. In Chapter 4, we studied the role of magnetic helicity and free magnetic energy in the initiation of eruptions in two differently evolving solar active regions. Using photospheric vector magnetograms from the HMI/SDO and a magnetic connectivity-based method, we calculated the instantaneous relative magnetic helicity and free magnetic energy budgets for several days in two ARs, AR11890 and AR11618, both with complex photospheric magnetic field configurations. The ARs produced several major eruptive flares while their photospheric magnetic field exhibited different evolutionary patterns: primarily flux decay in AR11890 and flux emergence in AR11618. Throughout much of their evolution, both ARs featured substantial budgets of free magnetic energy and of both positive (right-handed) and negative (left-handed) helicity. In fact, the imbalance between the signed components of their helicity was as low as in the quiet Sun and their net helicity eventually changed sign 14-19 hours after their last major flare. Despite this incoherence, the eruptions occurred at times of net helicity peaks that were co-temporal with peaks in the free magnetic energy. Furthermore, the percentage losses, associated with the eruptive flares in the normalized free magnetic energy were significant, in the range of ~10-60%. For the magnetic helicity, changes ranged from ~25% to the removal of the entire excess helicity of the prevailing sign, leading to a roughly zero net helicity, but with significant equal and opposite budgets of both helicity senses. Respective values ranged from (0.3-2)*10^32 erg and (1.3-20)*10^42 Mx^2 for free magnetic energy and helicity losses. Moreover, the removal of the slowly varying background component of the free energy and helicity (either the net helicity or the prevailing signed component of helicity) time series revealed that all eruption-related peaks of both quantities exceeded the 2σ levels (σ denotes the standard deviation) of their detrended time series above the removed background. Our results indicate that differently evolving ARs may produce major eruptive flares even when, in addition to the accumulation of significant free magnetic energy budgets, they accumulate large amounts of both left-handed and right-handed helicity without a strong dominance of one handedness over the other. In most cases, these excess budgets appear as localized peaks, co-temporal with the flare peaks, in the time series of free magnetic energy and helicity (and normalized values thereof). The corresponding normalized free magnetic energy and helicity losses can be very significant at certain times.

Η παρούσα διδακτορική διατριβή ασχολείται με τη μελέτη των εκρηκτικών φαινομένων σε ηλιακά κέντρα δράσης. Ο Ήλιος παράγει μαγνητικά πεδία στο εσωτερικό του, τα οποία αναδύονται στην ατμόσφαιρά του είτε διάσπαρτα είτε πιο σωρευτικά. Οι εκτεταμένες περιοχές στην ηλιακή ατμόσφαιρα με διπολική μορφολογία και με μεγάλη συγκέντρωση μαγνητικού πεδίου πολύ ισχυρότερου από το περιβάλλον τους ονομάζονται κέντρα δράσης. Τα ηλιακά κέντρα δράσης είναι πηγή εκρηκτικών φαινομένων. Τα μεγαλύτερα από αυτά τα φαινόμενα ως προς το ενεργειακό τους περιεχόμενο είναι οι εκλάμψεις που συνοδεύονται από εκτοξεύσεις στεμματικού υλικού (coronal mass ejections, CMEs). Σε μια πρώτη προσέγγιση τα εκρηκτικά φαινόμενα εμφανίζονται επειδή κατά την εξέλιξη των κέντρων δράσης συσσωρεύονται σε αυτά μεγάλα ποσά μαγνητικής ενέργειας και μαγνητικής ελικότητας μέσω μιας σειράς διαδικασιών, όπως ανάδυση και ακύρωση μαγνητικής ροής καθώς και κινήσεις διάτμησης παράλληλες με την ουδέτερη γραμμή του φωτοσφαιρικού μαγνητικού πεδίου. Στην εργασία μας επικεντρωθήκαμε κυρίως στη μελέτη του ρόλου της μαγνητικής ελικότητας και μαγνητικής ενέργειας καθώς και της ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας στην έναρξη αυτών των φαινομένων. Η μαγνητική ελικότητα και η μαγνητική ενέργεια είναι από τα βασικότερα μεγέθη που χαρακτηρίζουν τα μαγνητικά πεδία. Πιο συγκεκριμένα, η μαγνητική ελικότητα είναι μια διατηρητική ποσότητα, που ποσοτικοποιεί τη συστροφή, τη πλέξη και τη στρέψη ενός συνόλου μαγνητικών δυναμικών γραμμών καταδεικνύοντας έτσι την πολυπλοκότητά τους. Από την άλλη μεριά η ελεύθερη μαγνητική ενέργεια είναι η πλεονάζουσα μαγνητική ενέργεια, που αποθηκεύεται στο μαγνητικό πεδίο του κέντρου δράσης και μπορεί να εξαχθεί και να μετατραπεί σε άλλη μορφή. Εμφανίζεται μόνο όταν το πεδίο αποκλίνει από τη κατάσταση ελάχιστης ενέργειας, δηλαδή, όταν δεν υπάρχουν ηλεκτρικά ρεύματα. Στα κέντρα δράσης η συσσωρευμένη μαγνητική ελικότητα απομακρύνεται μέσω των CMEs ή μεταφέρεται μέσω φαινομένων επανασύνδεσης σε μεγαλύτερες κλίμακες μέσω υπαρχουσών μαγνητικών συνδέσεων, ενώ η ελεύθερη μαγνητική ενέργεια απελευθερώνεται μέσω εκλάμψεων, CMEs και φαινομένων διάχυσης μικρότερης κλίμακας. Στα περισσότερα μοντέλα οι CMEs προέρχονται από την καταστροφική απώλεια ισορροπίας ανάμεσα στις μαγνητικές δυνάμεις που ασκούνται σε ένα σχηματισμό που περιέχει μεγάλα ποσά ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας. Στα πιο πολλά μοντέλα η διάταξη πριν την έκρηξη περιλαμβάνει σχοινί μαγνητικής ροής (δηλαδή ισχυρά συνεστραμμένο πεδίο, το οποίο περιελίσσεται γύρω από μια κεντρική αξονική διεύθυνση) ή διατμημένους μαγνητικούς βρόχους. CME παράγεται, όταν η μαγνητική συγκράτηση ενός τέτοιου σχηματισμού στο στέμμα παύει λόγω μαγνητικής επανασύνδεσης ή ιδανικής αστάθειας που αναπτύσσεται, όταν η μαγνητική ενέργεια του σχηματισμού αρκεί για να προκαλέσει εξωτερική επέκτασή του έναντι του υπερκείμενου μαγνητικού πεδίου. Για να υλοποιήσουμε την παρούσα διατριβή χρησιμοποιήσαμε ένα μεγάλο πλήθος παρατηρήσεων του Ήλιου και της εσωτερικής ηλιόσφαιρας, που προέρχονται από διαστημικά όργανα. Τα όργανα αυτά μας παρείχαν τη δυνατότητα να χρησιμοποιήσουμε και να συνδυάσουμε δεδομένα υψηλής ανάλυσης και ρυθμού δειγματοληψίας σε μία ευρεία περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, πριν από όλα διανυσματικά μαγνητογραφήματα του φωτοσφαιρικού μαγνητικού πεδίου και συμπληρωματικές παρατηρήσεις στο μακρινό υπεριώδες, λευκό φως και ακτίνες Χ (βλ. Κεφάλαιο 2 της διατριβής).Έτσι μπορέσαμε να μελετήσουμε το μαγνητικό πεδίο των κέντρων δράσης, τη μαγνητική ελικότητα και ενέργειά τους καθώς και τη σχέση που έχουν οι ποσότητες αυτές με τα εκρηκτικά φαινόμενα.Στο Κεφάλαιο 3 μελετήσαμε το ρόλο της συσσωρευμένης μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας στην έναρξη των εκρηκτικών φαινομένων σε ένα μεγάλο πλήθος αναδυόμενων κέντρων δράσης. Χρησιμοποιώντας υψηλής ποιότητας αδιάλειπτα φωτοσφαιρικά διανυσματικά μαγνητογράμματα από το διαστημικό όργανο Helioseismic and Magnetic Imager (ΗΜΙ) επί του Solar Dynamics Observatory (SDO) συγκεντρώσαμε 52 αναδυόμενα κέντρα δράσης με σκοπό τη δημιουργία ενός μεγάλου στατιστικού δείγματος. Τα κέντρα δράσης αυτά εμφανίστηκαν στις αρχές του 24ου ηλιακού κύκλου, βρίσκονταν εντός 45 μοίρες από τον κεντρικό μεσημβρινό για να ελαχιστοποιηθούν τα φαινόμενα προβολής και αναδύονταν σε περιοχές στη φωτόσφαιρα χωρίς προϋπάρχοντα κέντρα δράσης για να ελαχιστοποιηθεί η συμβολή των τελευταίων στους υπολογισμούς. Συνδυάζοντας παρατηρήσεις από τους δύο στεμματογράφους του Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) και εικόνων στο EUV από το Atmospheric Imaging Assembly (ΑΙΑ) επί του SDO βρήκαμε ότι 7 από τα 52 κέντρα δράσης ήταν εκρηκτικά, καθώς έδωσαν μία CME μέχρι το ηλιογραφικό μήκος 45 μοίρες δυτικά (W45), ενώ τα 45 ήταν μη εκρηκτικά κέντρα δράσης, καθώς δεν έδωσαν CME μέχρι το W45. Με τη μέθοδο ολοκλήρωσης ροής υπολογίσαμε τους ρυθμούς έγχυσης της μαγνητικής ελικότητας και μαγνητικής ενέργειας στην ηλιακή ατμόσφαιρα για κάθε κέντρο δράσης. Από τα αποτελέσματα αυτών των υπολογισμών κατασκευάσαμε διαγράμματα διασποράς των συσσωρευμένων ποσοτήτων της μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας. Βρήκαμε ότι από στατιστικής άποψης τα εκρηκτικά κέντρα δράσης συσσωρεύουν μεγαλύτερα ποσά μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας από τα μη εκρηκτικά σε διαστήματα, που ξεκινούν από την αρχή της ανάδυσης μαγνητικής ροής και τελειώνουν (i) στο τέλος της φάσης ανάδυσης ροής και (ii) τη στιγμή που το κέντρο δράσης παράγει την πρώτη CME ή διέρχεται από το W45, όποιο συμβεί πρώτο. Το πιο σημαντικό χαρακτηριστικό των διαγραμμάτων διασποράς είναι ότι τα εκρηκτικά κέντρα δράσης τείνουν να εμφανίζονται στο πάνω δεξιό μέρος τους, το οποίο χαρακτηρίζεται από μεγάλα ποσά συσσωρευμένης μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας. Πιο συγκεκριμένα, βρέθηκαν κατώφλια της μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας, 9*10^41 Mx^2 και 2*10^32 erg, αντίστοιχα, που αν ξεπεραστούν, τότε τα κέντρα δράσης τείνουν να παράγουν CME. Ο διαχωρισμός των εκρηκτικών από τα μη εκρηκτικά κέντρα δράσης όσον αφορά τη συσσωρευμένη μαγνητική ελικότητα και ενέργειά τους παραβιάζεται σε μία περίπτωση, όπου το κέντρο δράσης παράγει CME νωρίς στη φάση της ανάδυσής του και σε έξι περιπτώσεις, όπου τα μη εκρηκτικά κέντρα δράσης εμφανίζουν μεγάλα ποσά μαγνητικής ενέργειας και ελικότητας. Για τα έξι μη εκρηκτικά κέντρα δράσης ερευνήσαμε, εάν το υπερκείμενο μαγνητικό πεδίο τείνει να αναστείλει τις εκρήξεις. Υπολογίσαμε το δείκτη απόσβεσης του μαγνητικού πεδίου (δηλ. το ρυθμό ελάττωσής του με το ύψος πάνω από τη φωτόσφαιρα) για κάθε κέντρο δράσης στο τέλος του χρονικού διαστήματος (ii). Τα αποτελέσματα που έδωσαν οι υπολογισμοί του δείκτη απόσβεσης έδειξαν ότι σε αυτά τα έξι μη εκρηκτικά κέντρα δράσης ο δείκτης απόσβεσης αποκτά την κρίσιμη τιμή, n_c=1.5, σε ύψη πάνω από 60 Mm, ενώ στα έξι από τα επτά εκρηκτικά κέντρα δράσης ο δείκτης απόσβεσης αποκτά την κρίσιμη τιμή σε ύψη κάτω από 60 Mm. Επομένως, παρόλο που τα κέντρα δράσης διέθεταν σημαντικά ποσά συσσωρευμένης μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας δεν έδωσαν CME, διότι το υπερκείμενο μαγνητικό πεδίο παρείχε ισχυρότερο ή πιο εκτεταμένο περιορισμό απ' ό,τι στα εκρηκτικά κέντρα δράσης. Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι όπως τα ανεπτυγμένα κέντρα δράσης, που παράγουν μεγάλα φαινόμενα τα αναδυόμενα κέντρα δράσης τείνουν να παράγουν CME, όταν συσσωρεύουν σημαντικά ποσά μαγνητικής ελικότητας και ενέργειας. Οποιαδήποτε μελέτη της εκρηκτικής δραστηριότητάς τους θα πρέπει να εξετάζει τη μαγνητική ελικότητα και ενέργεια ισοβαρώς. Στην εργασία που παρουσιάζουμε στο Κεφάλαιο 4 επικεντρωθήκαμε στη μελέτη της συμβολής της μαγνητικής ελικότητας και ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας στην έναρξη εκρηκτικών φαινομένων σε δύο κέντρα δράσης με διαφορετικά χαρακτηριστικά εξέλιξης της μαγνητικής τους μορφολογίας. Χρησιμοποιώντας διανυσματικά μαγνητογράμματα από το ΗΜΙ/SDO και τη μέθοδο μαγνητικής συνδεσιμότητας υπολογίσαμε τη στιγμιαία μαγνητική ελικότητα και ελεύθερη μαγνητική ενέργεια σε δύο κέντρα δράσης, το 11890 και το 11618, που είχαν πολύπλοκη μορφολογία του φωτοσφαιρικού τους μαγνητικού πεδίου. Τα κέντρα δράσης παρήγαγαν πολλές ισχυρές εκρηκτικές εκλάμψεις, ενώ η εξέλιξη του φωτοσφαιρικού τους πεδίου ήταν διαφορετική: το 11890 παρουσίασε κυρίως μεγάλη εξασθένιση μαγνητικής ροής, ενώ το 11618 εμφάνισε κυρίως ανάδυση μεγάλης ποσότητας μαγνητικής ροής. Στο μεγαλύτερο μέρος της εξέλιξής τους και τα δύο κέντρα δράσης διέθεταν σημαντικά ποσά ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας καθώς και θετικής και αρνητικής μαγνητικής ελικότητας. Στην πραγματικότητα η ανισορροπία μεταξύ των προσημασμένων συνιστωσών της ελικότητάς τους ήταν τόσο χαμηλή όσο και στον ήρεμο Ήλιο και η ολική ελικότητά τους άλλαξε τελικά πρόσημο 14-19 ώρες μετά την τελευταία τους ισχυρή έκλαμψη. Παρόλα αυτά τα εκρηκτικά φαινόμενα συνέβησαν σε περιόδους, όπου τα τοπικά μέγιστα της ολικής μαγνητικής ελικότητας ήταν συγχρονισμένα με τοπικά μέγιστα της ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας. Επίσης οι ποσοστιαίες απώλειες, που σχετίζονται με τις εκρηκτικές εκλάμψεις είναι σημαντικές στην κανονικοποιημένη ελεύθερη μαγνητική ενέργεια, καθώς κυμαίνονται από ~10 μέχρι 60%. Για τη μαγνητική ελικότητα οι απώλειες κυμαίνονται από ~25% έως την αφαίρεση ολόκληρης της πλεονάζουσας ελικότητας με το επικρατέστερο πρόσημο οδηγώντας σε περίπου μηδενική ολική ελικότητα, αλλά με σημαντικά ίσα και αντίθετα ποσά και των δύο προσημασμένων συνιστωσών της. Οι αντίστοιχες τιμές απωλειών μαγνητικής ενέργειας και ελικότητας κυμαίνονται από (0.3-2)*10^32 erg και (1.3-20)*10^42 Mx^2, αντίστοιχα. Επιπλέον η αφαίρεση της αργά μεταβαλλόμενης συνιστώσας (υπόβαθρο) στις χρονοσειρές της ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας και της ελικότητας (είτε της ολικής ελικότητας είτε της επικρατούσας προσημασμένης συνιστώσας της ελικότητας) έδειξε ότι όλα τα τοπικά μέγιστα των δύο ποσοτήτων, που σχετίζονται με τα εκρηκτικά φαινόμενα, υπερβαίνουν το επίπεδο 2σ (όπου σ η τυπική απόκλιση) της αποκλιμακούμενης χρονοσειράς τους. Τα αποτελέσματά της μελέτης μας δείχνουν ότι διαφορετικά εξελισσόμενα κέντρα δράσης μπορούν να παράγουν ισχυρές εκρηκτικές εκλάμψεις ακόμη και όταν εκτός από τη συσσώρευση σημαντικών ποσοτήτων ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας συσσωρεύουν μεγάλες ποσότητες θετικής και αρνητικής ελικότητας χωρίς τη σημαντική επικράτηση της μίας προσημασμένης συνιστώσας έναντι της άλλης. Στις περισσότερες περιπτώσεις αυτές οι πλεονάζουσες ποσότητες εμφανίζονται ως τοπικά μέγιστα συγχρονισμένα με την εκρηκτική φάση των εκλάμψεων στις χρονοσειρές της ελεύθερης μαγνητικής ενέργειας και της ελικότητας (και των κανονικοποιημένων τιμών τους). Οι αντίστοιχες απώλειες στην κανονικοποιημένη ελεύθερη μαγνητική ενέργεια και μαγνητική ελικότητα μπορεί να είναι πολύ σημαντικές σε συγκεκριμένους χρόνους.