Квазистационарная тонкая лучевая структура пояса стримеров

Современные представления о структуре короны Солнца

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 < 1 сут - спорадическими. В отсутствие спорадических процессов (или если они слабые), корона является квазистационарной. Анализу такой короны посвящается первая часть лекции.

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

 

Поделиться:

Воспользуйтесь поиском по сайту: