Обзор современного состояния имеющихся научных моделей развития космической погоды является на самом деле чрезвычайно амбициозной задачей. Он охватывает широкий круг тем - от Солнца до Земли - и методов и приемов - от идеальной магнитогидродинамики до моделирования поведения частиц.
Движущим источником солнечно-земных явлений является магнитное поле Солнца. Соответствующая магнитная энергия преобразуется в тепловую и кинетическую энергию и приводит к электромагнитному излучению и солнечному излучению частиц. Выбрасываемая из верхней солнечной атмосферы плазма ускоряется до сверхзвуковых скоростей, а линии магнитного поля Солнца замерзают в плазме.
Магнитное поле Земли ведет себя как твердое препятствие для плазмы. Это приводит к образованию магнитосферной полости, вокруг которой течет солнечный ветер, с обменом энергией и материалами через границу магнитосферы. Наконец, как магнитосферная плазма, так и солнечные электромагнитные излучения взаимодействуют с атмосферой Земли, создавая ионосферу и термосферу.
Следовательно, вся Солнечно-земная система может быть описана и понята с точки зрения последовательности подсистем обмена материалами и энергией: атмосферы Солнца, межпланетной среды, магнитосферы и, наконец, системы ионосфера-термосфера.
Выяснение физических процессов, происходящих в каждой подсистеме, и взаимодействия между любыми двумя из них, является важным ключевым элементом любой программы по космической погоде. Однако наше понимание всей системы "Солнце-Земля" все еще является неполным, хотя имеются исследовательские и оперативные модели.
Существуют исследовательские модели для каждой подсистемы, но их зрелость сильно различается в зависимости от сложности физических явлений и имеющихся наблюдений. Операционные модели уже разработаны лишь для некоторых подсистем.
Солнце
Большинство структур и явлений, присутствующих в солнечной атмосфере – в частности, эруптивные явления, такие как вспышки и выброс корональной массы (КМС) – являются результатом присутствия доминирующего магнитного поля.
Эруптивные события соответствуют высвобождению магнитной энергии, накопленной в солнечной короне.
Эта энергия затем преобразуется в:
- нагрев окружающей среды, связанный с UV / EUV и X лучами;
- ускорения частиц (электронов и ионов), связанные с излучением X, когда эти частицы взаимодействуют с окружающей средой;
- движение вещества.
Солнечные вспышки соответствуют локализованным явлениям, охватывающим не более нескольких процентов поверхности Солнца, в то время как CME-явления более крупного масштаба, которые могут включать в себя не пренебрежимо малую часть глобальной конфигурации Солнца.
Они могут иметь различное происхождение и связанные с ними события, такие как глобальное магнитное неравновесие или нарушение протуберанца.
Глобальные модели солнечной атмосферы
Глобальные модели солнечной атмосферы разрабатываются в основном в рамках Магнитогидродинамики (МГД). Соответствующая система уравнений описывает взаимодействие ионизированной корональной плазмы с корональным магнитным полем при наличии давления плазмы и сил гравитации. Эти модели могут быть представлены в контексте космической погоды, хотя они по-прежнему в основном используются в теоретических целях.
Соответствующие численные коды в основном являются исследовательскими инструментами из-за фактического состояния техники в солнечном МГД-моделировании. Существует два основных класса комплементарных моделей, используемых для различных целей: статические модели для восстановления равновесия солнечного коронального магнитного поля и динамические модели для описания его эволюции:
- первый класс моделей возникает из-за невозможности измерения коронального магнитного поля. Структура активных областей должна быть оценена до эруптивного события, чтобы определить внутренние свойства магнитной конфигурации. Таким образом, необходимо реконструировать корональное магнитное поле и, следовательно, решать уравнения физики солнечной атмосферы, когда граничными условиями являются значения магнитного поля, измеренные в более холодной фотосфере векторными магнитографами;
- второй класс моделей направлен на изучение динамической эволюции активных областей. Накопление и высвобождение энергии в этих областях, а также их стабильность описываются эволюцией магнитных конфигураций, которые ограничены движущей силой, источником которой может быть субфотосфера (возникающий поток), фотосфера (граничные движения) или корональ (взаимодействие с другими активными областями).
Эти модели решают – в определенной степени-полные уравнения МГД. Оба класса моделей дополняются целым набором граничных условий, которые затем определяют набор краевых задач.
Реконструкция и исследование статических структур активной области
Равновесная реконструкция коронального магнитного поля над активными областями с использованием фотосферных магнитных данных была предметом многочисленных исследований, начиная с первых попыток.
Они могут варьироваться от проблем наблюдения, таких как проблемы, связанные с разрешением неоднозначности, которая остается на поперечной составляющей фотосферного магнитного поля, до важнейших теоретических проблем, связанных с природой и определением правильного типа граничных условий, которые должны использоваться для того, чтобы избежать некорректной задачи, как это имело место в течение длительного времени.
В активной области, до любого эруптивного события, типичные временные вариации настолько малы, что можно затем решить уравнения МГД при статической гипотезе.
Корональное магнитное давление намного больше, чем газовое, и гравитацией можно пренебречь вне протуберанцев. Это так называемое силовое приближение. Это эквивалентно предположению, что в любой точке плотность тока и магнитное поле параллельны.
