В.Г. Еселевич
Введение
Солнечная корона является с одной стороны, ключом к
пониманию процессов, протекающих на Солнце, и, с другой стороны, важным
предвестником и индикатором последующих событий в гелиосфере. Методы
экспериментального исследования короны – это наблюдения излучения отдельных
линий короны или участков спектра ее излучения. Основным методом исследования
тонкой структуры короны и ее динамики являются наблюдения, так называемой белой
короны, а именно, рассеянного на электронах короны фотосферного излучения
Солнца. – Это томпсоновское рассеяние изотропное и без дисперсии. Такое
рассеянное излучение поляризовано и в условиях короны имеет максимальную
интенсивность под углом 90o к направлению падающего на электрон фотосферного
излучения. Таким образом, с его помощью можно исследовать корональные процессы,
протекающие, главным образом, в картинной плоскости и вблизи нее. Интенсивность
рассеянного излучения пропорциональна средней вдоль луча зрения земного
наблюдателя концентрации плазмы короны. Условно процессы в короне с
характерными временами t > 1 сут (достигающие недель, месяца) называют
квазистационарными, а с t
Квазистационарная корона
Исследование квазистационарной короны в белом свете –
это, прежде всего, изучение наиболее яркой ее составляющей – пояса корональных
стримеров. Поперечное сечение пояса стримеров на изображениях короны видно в
виде повышенной яркости шлема, переходящего при удалении от Солнца в узкий луч.
Все предыдущие исследования по этой теме можно разбить на два больших периода –
до запуска в конце 1995 г. космического аппарата SOHO (Solarand Heliospheric
Observatory) с инструментом LASCO (Large Angle Spectrometric Coronograph) на
борту и после его запуска до настоящего времени. LASCO – это три совмещенных
коронографа с концентрическими и перекрывающимися полями зрения.
Исследования квазистационарной короны до конца 1995 г.
– это, главным образом, изучение крупномасштабной глобальной структуры пояса
стримеров с временным разрешением, равным солнечному обороту (~ 27 сут). Начало
работы инструмента LASCO в декабре 1995 г. открыло возможности для изучения
тонкой лучевой структуры пояса стримеров короны с временным разрешением меньше
1 ч и пространственным разрешением меньше 0.2o на расстоянии (5-6)Rо от центра
Солнца (Rо – радиус Солнца). Здесь и далее угловой размер берется в единицах
дуги диска Солнца, т.е. круг Солнца соответствует 360o. Тонкая лучевая
структура пояса стримеров во многом определяет физику протекающих в них
процессов.
Глобальные характеристики квазистационарного пояса
(цепочек) стримеров с временным разрешением ~ 27 сут
Стримеры в короне при наблюдении в белом свете видны
как лучеобразные структуры повышенной яркости, отражающие собой особенности
распределения формирующего их магнитного поля. По своим глобальным
характеристикам их совокупность в пространстве представляет собой охватывающий
Солнце пояс стримеров (поверхность), толщиной в несколько градусов, внутри
которого течет медленный солнечный ветер с повышенной плотностью плазмы,
превышающей в несколько раз плотность окружающей плазмы.
Пояс стримеров в короне разделяет области с
противоположной полярностью радиального магнитного поля Солнца (или магнитные
трубки открытых силовых линий противоположной полярности, исходящих из соседних
корональных дыр) [12, 10, 8]. Это означает, что вдоль пояса проходит
нейтральная линия радиального магнитного поля, положение которой получается из
расчетов магнитного поля в короне в потенциальном приближении [1, 13]. В
гелиосферном пространстве такой пояс представляет собой «юбку» повышенной
плотности и давления, изгибающуюся вокруг Солнца, которую называют гелиосферным
плазменным слоем [2].
Основание пояса стримеров на Солнце является местом
рождения корональных выбросов вещества (CME) [9, 11, 4, 7], а гелиосферный
плазменный слой оказывает существенное влияние на формирование и
распространение ударных волн [3, 5].
Кроме этого, существуют ответвления поясов стримеров,
которые разделяют области в короне с одинаковой полярностью радиального
магнитного поля (или магнитные трубки соседних корональных дыр, имеющих
одинаковую полярность) [6, 4, 7]. Рассчитанные структуры магнитного поля под
шлемами пояса стримеров с нейтральной линией имеют вид одиночных арок, а под
шлемами цепочек стримеров – вид двойных арок.
В течение цикла солнечной активности происходит
сравнительно медленная эволюция пояса стримеров, в процессе которой
увеличивается отклонение участков пояса к полюсам от экватора. Характерное
время этой эволюции для минимума активности Солнца сравнимо с периодом
кэррингтоновского оборота.
Квазистационарная тонкая лучевая структура пояса
стримеров
Методы исследования
В перечисленных выше исследованиях пояс стримеров
представляется как сплошной, не имеющий внутренней структуры, узкий слой
толщиной ~ 3o Однако для понимания физики протекающих внутри пояса процессов
необходимо исследовать его тонкую (внутреннюю) лучевую структуру. Для этого
нужен непрерывный длительный ряд изображений белой короны с временным
разрешением меньше 1 ч и угловым разрешением меньше 1o Принципиальная
возможность таких исследований появилась с запуском КА SOHO с инструментом
LASCO на борту. Прибор дает изображения в картинной плоскости белой короны,
яркость которой в каждой точке усреднена вдоль луча зрения. Вследствие этой особенности
невозможно отделить наблюдаемые в поясе стримеров изменения яркости во времени,
являющиеся проявлением пространственной неоднородности пояса, от истинных
временных изменений яркости. Чтобы обойти эту трудность, исследовались участки
пояса, вытянутые вдоль долготы (т.е. параллельные лимбу Солнца), в те моменты
времени, когда они проходили вблизи западного или восточного лимбов. Это
позволило изучить структуру яркости вдоль пояса в выбранный момент времени,
т.е. разделить, фактически, пространственные и временные изменения яркости в
короне.
Наблюдаемая структура – это мгновенная картина и не
известно, как долго она существует. Чтобы оценить ее время жизни, проведем
следующий анализ.
Пусть узкий в направлении вращения луч, вращаясь
вместе с Солнцем, пересекает плоскость лимба. На заданном R он будет
характеризоваться двумя параметрами: яркостью Р и проекцией его широты λ
на картинную плоскость.
Последний параметр изменяется со временем и характер
этого изменения зависит от широты луча λ на Солнце и гелиографической
широты центра Солнца Bo. Поэтому на синоптической карте луч опишет некую
кривую. При Bo = 0 величина возрастает от значения λ = симметрично
при удалении в обе стороны от плоскости лимба. При Bo 0 картина
заметно усложняется лишь вблизи экватора. При наблюдении на лимбе узкий луч
будет наблюдаться в направлении вращения широким, с характерным угловым
размером ~ 70o .
Эффект зависимости кривых ( ) ( – угловое
отклонение луча от картиннойплоскости ) (или λ (t)) от и Bo для
каждого отдельного луча при 0 приводит к
разделению в каждый момент времени соседних лучей, расположенных в пределах
протяженного вдоль параллели участка пояса стримеров, так как они оказываются
на разных угловых смещениях от картинной
плоскости, а, следовательно, имеют разную видимую широту λ . Наиболее
четко, таким образом выделяются лучи, оказавшиеся в вершине изгиба пояса
стримеров, максимально удаленной на север или юг от солнечного экватора
[Еselevich, 2000]. Поэтому такие лучи наряду с лучами, формирующими часть пояса
стримеров, расположенного вдоль меридиана, и использовались для анализа.
Исследования проводились по данным яркости белой
короны, в основном, прибора LASCO C2 космического аппарата SOHO, а также LASCO
С1, C3, доступным в системе Internet с уровнем обработки L1.
Определение яркости луча PR в условных единицах,
углового размера луча d. Некоторые характеристики лучей пояса стримеров
Для каждого изображения, полученного из ежедневных MPG
файлов, строились распределения яркости Р короны в зависимости от проекции
широты на картинную плоскость λ на разных расстояниях R от центра Солнца
отдельно для Е или W лимбов. Отсчет λ к северу от солнечного экватора – положительный,
к югу – отрицательный.
Типичный вид части такого распределения на Е лимбе в
случае, когда пояс стримеров перпендикулярен картинной плоскости, показан на
рис. 1, а в случае пояса, вытянутого вдоль лимба – на рис. 2. На профиле рис. 1
четко виден один максимум яркости (луч), на рис. 2 – несколько лучей.
Рис. 1. Характерные профили распределений от угла в случае,
когда рассматриваемый участок пояса стримеров перпендикулярен плоскости неба:
верх – яркости Р стримеров белой короны; низ – лучевой яркости РR = (Р – РS),
где кривая сглаживания РS. Данные LASCO C2 30.07.96 08:05, Е лимб, R = 4.5Rо.
Рис. 2. Характерные профили распределений от угла
λ в случае, когда рассматриваемый участок пояса стримеров вытянут вдоль
меридиана: верх – яркости Р стримеров белой короны; низ – лучевой яркости РR =
(Р – РS). Данные LASCO C2 26.07.96 15:49, Е лимб, R = 4.5Rо.
Для исследования свойств лучей введем следующие
характеристики: яркость луча PR, угловой размер d.
Для выделения луча и определения его характеристик PR
и d использовался следующий прием: для каждого профиля находилась сглаженная
кривая путем усреднения по углу 6 – 7o (пунктирная кривая PS на рис. 1 и 2).
Затем эта усредненная кривая вычиталась из первоначального профиля. Результат
этой процедуры показан на нижних рис. 1 и 2. Все дальнейшие исследования
проводились с лучевой яркостью PR.
Было показано, что для лучей А – F угловой размер d ~
2-4o и практически не меняется на расстояниях (4 – 6)R¤. С точностью не хуже
±1.5o все лучи радиальные на расстояниях R = (4 – 15)R¤.
На рис. 3 светлыми кружками нанесены экспериментальные
местоположения лучей на профиле яркости на Е лимбе, показанном на нижнем рис.
1, в последовательные моменты времени (профили строились на расстоянии 4.5 Rо
от центра Солнца). Сплошными тонкими линиями показаны теоретические кривые, при
расчете которых подбирались параметры и Bo таким
образом, чтобы они лучшим образом совпадали с экспериментальными. Как видно,
согласие расчетных и экспериментальных кривых достаточно хорошее. Большими
черными кружками показаны положения лучей в тот момент, когда они лежат в
плоскости лимба.
Из рис. 3. видно, что отдельные лучи надежно
прослеживаются как минимум в течение нескольких суток, а луч С – в течении
почти 10 сут. Таким образом, мы приходим к важному выводу о том, что пояс
стримеров на расстояниях ~ (4-6) Rо представляет собой последовательность лучей
повышенной яркости (плотности плазмы), характерное время существования
отдельного луча может достигать 10 сут.
Очень часто в случаях, когда пояс стримеров
перпендикулярен картинной плоскости, на R > 2-3 Rо наблюдается не один, а
два близко расположенных луча (расстояние между лучами порядка диаметра луча).
Это означает, что в общем случае пояс стримеров представляет собой
последовательность пар близко расположенных лучей повышенной, но различной
яркости.
Рис. 3. Часть синоптической карты CR1912. Толстая
сплошная линия – нейтральная линия.
Исследования показали, что на расстояниях R, меньших
высоты шлема стримера, каждый из двух соседних лучей пояса при продвижении к
поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный
угловой диаметр лучей ~ – 3o остается практически постоянным на R = (1.2-6.0).
Направление магнитного поля в этих лучах противоположное.
Рис. 4. Лучевая структура пояса стримеров.
Полученная на основе проведенных исследований
квазистационарная структура пояса стримеров представлена на рис. 4. Знание этой
структуры позволяет сделать важный шаг в понимании физических основ возмущений
в околоземной среде, вызываемых текущим в этих структурах квазистационарным
медленным СВ.
Список литературы
Для подготовки данной работы были использованы
материалы с сайта http://www.kosmofizika.ru
Дата добавления: 26.06.2008