Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Экспериментальные данные и метод анализа 20
1.1. Данные LASCO, общая характеристика 20
1.2. Некалиброванные данные 22
1.3. Калиброванные данные . 27
1.4. Изолированный луч в проекции на плоскость неба, 29
1.4.1. Проекционные свойства 30
1.4.2. Изменение яркости 33
1.5. Определение электронной концентрации в луче 35
1.6. Вклад в яркость различных компонент короны 36
1.7. Оценка электронной концентрации в лучах яркости пояса стримеров 39
Глава 2. Квазистационарная лучевая структура пояса корояальных стримеров 45
2.1. Угловой размер и радиальность лучей , 45
2.2. Изменение лучей со временем 47
2.3. Предварительное обсуждение результатов 52
2.4. Лучевая структура пояса стримеров на расстояниях 1.2Ro 2.4.1. Пояс стримеров перпендикулярен плоскости неба 54 2.4.2. Пояс стримеров почти в плоскости неба 58 2.5. Двулучевая структура поперечного сечения пояса стримеров 59 Глава 3. Дополнительные потоки плазмы с крутыми фронтами в лучах пояса корональных стримеров. Их роль в формировании корональных выбросов массы ..68 3.1. Исследование свойств дополнительных потоков плазмы СВ в лучах пояса стримеров 68 3.1.1. Примеры регистрации дополнительных потоков 68 3.1.2 Обсуждение результатов , 76 3.2. Связь корональных выбросов массы с дополнительными потоками плазмы СВ вc лучевых структурах пояса стримеров 77 3.2.1. Пояс стримеров в плоскости неба 78 3.2.1.1. КВМ минимального размера , 78 3.2.1.2. КВМ произвольного размера 81 3.2.2. Пояс стримеров перпендикулярен плоскости неба 84 Глава 4. Нерадиальность лучей пояса н цепочек стримеров в короне Солнца 88 4.1. Выделение лучей в поясе стримеров. Метод анализа 88 4.2. Анализ данных 93 4.3. Обсуждение результатов анализа 96 Заключение 100 Литература Введение к работе На изображениях короны Солнца полученных во время полных затмений или с помощью коронографа поднятого достаточно высоко, чтобы не мешал рассеянный в атмосфере свет, можно видеть хорошо выделяющиеся лучевые структуры. Эти структуры - корональные стримеры [61]. Они отличаются от остальных структур в короне (конденсаций, полярных щеточек и т.д.) повышенной яркостью и своей заметной протяженностью во внешние области короны (по крайней мере, дальше -l.ORo от поверхности Солнца, где Ro - радиус Солнца). Экспериментальные исследования стримеров в прошлом веке [2] во многом стимулировали развитие теории, результатом которой стало предсказание существования квазипостоянного потока плазмы от Солнца [18], названного впоследствии солнечным ветром (СВ) [62]. Одним из основных методов исследования динамики внешней короны и ее тонкой структуры являются наблюдения, так называемой, белой короны, а именно: рассеянного фотосферного излучения Солнца на свободных электронах короны. Преимуществом этого метода является то, что измеряемая яркость короны напрямую связана с числом электронов вдоль луча зрения, т.е. с электронной концентрацией. Кроме того, достаточно высокая яркость позволяет исследовать структуры короны, простирающиеся на расстояния в десятки радиусов Солнца. Подобного рода измерения неоднократно использовались для определения распределений электронной концентрации в короне в зависимости от расстояния. При этом делались различные предположения относительно структуры короны: юга она имеет однородную азимутально-симметричную форму (одна из ранних работ [75]), либо корона имеет неоднородную структуру с некоторым эффективным фактором заполнения (см. например, [57]). В случае, когда отдельный яркий стример предположительно имеет известный малый размер вдоль луча зрения и расположен вблизи плоскости неба, можно определить электронную концентрацию внутри стримера, например, как в работе [55]. В ней полагалось, что размер стримера в азимутальном направлении и вдоль луча зрения примерно один и тот же. При наблюдении короны в белом свете стримеры видны в виде ярких радиалъно ориентированных структур, похожих на лучи, с расширенным шлемовидным основанием вблизи Солнца. На изображениях полученных во время затмений внутри шлема стримера (ниже его вершины) можно часто выделить петлеобразные структуры, которые, по-видимому, замыкаются на поверхности Солнца [2]. Измерения эмиссионной составляющей короны являются другим методом исследования, который, в частности, позволяет получить некоторые данные, недоступные 5 с помощью наблюдений белой короны. Линии, расположенные в ультрафиолетовой области дают возможность измерить ионную температуру по их профилям. Интенсивность линий несет информацию о составе, концентрации и ионизационном состоянии плазмы в короне. Используя отношение интенсивностей линий, принадлежащих одной атомной системе, можно проводить измерения электронной температуры. С помощью ультрафиолетового коронографического спектрометра (UVCS), установленного на космическом аппарате SOHO, были выполнены измерения в области корональных стримеров [66]. Полученные данные показывают, что интенсивность излучения в линиях тяжелых ионов не однородна поперек шлема стримера: яркость в середине шлема понижена ("ядро") и шлем снаружи ограничен "ногами", которые имеют повышенную яркость. Выше шлема ноги сливаются в единый стример, который совпадает с максимумом яркости в линиях водорода La и Lp. С помощью "Doppler dimming" метода, основанного на измерении отношения интенсивности линий сдвинутых за счет эффекта Допплера, было обнаружено движение вещества на внешних границах "ног" стримера, направленное от поверхности Солнца. В области "ядра" шлема такого движения обнаружить не удалось [71]. Сравнение относительного содержания ионов OVI в различных областях стримера с его содержанием в солнечном ветре свидетельствует в пользу того, что именно "ноги" стримера являются источником медленного солнечного ветра [74]. Наблюдаемые стримеры первоначально связывали с локализованными структурами в короне Солнца, которые делились на две широкие категории: стримеры активных областей и шлемовидные стримеры [20]. Первые наблюдались над низкоширотными активными областями, в то время как вторые, преимущественно на высоких широтах над цепочками протуберанцев, при этом оба типа стримеров связывались с биполярными областями фотосферного магнитного поля. Однако появление регулярных синоптических наблюдений короны с космических аппаратов [51] показало, что стримеры образуют непрерывный пояс, охватывающий поверхность Солнца, а принятая ранее классификация, по сути, описывает одно и то же явление. Пояс корональных стримеров в виде волнообразного слоя охватывает Солнце, обычно пересекая плоскость солнечного экватора (или близкую к ней плоскость эклиптики) 2 или 4 раза [63]. Эти пересечения на орбите Земли регистрируются как секторные границы межпланетного магнитного поля [15]. Многочисленные исследования [см, например, 70, 54, 21] показали, что пояс стримеров разделяет области в короне с противоположной полярностью радиального магнитного поля Солнца. Этот вывод был подтвержден расчетами магнитного поля в короне в потенциальном приближении [23, 82] и означает следующее: по крайней мере, на расстояниях больше 2-3Ro внутри пояса вдоль него проходит нейтральная линия (НЛ) радиальной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца, в окрестности которой локализован гелиосферный токовый слой (ГТС). Кроме того, существуют ответвления пояса стримеров, называемые цепочками стримеров, которые в белом свете выглядят так же, как и пояс стримеров, и отличаются единственным: они разделяют области в короне с одинаковой полярностью радиальной компоненты магнитного поля [36]. Существование таких структур было также показано в [14] при сравнении изображений короны полученных во время полных затмений с расчетным положением ГТС. Пересечения цепочек с эклиптикой на орбите Земли регистрируются как субсекторные границы [13, 31]. В течение цикла солнечной активности происходит сравнительно медленная или квазистационарная эволюция пояса стримеров. Характерное время этой эволюции для годов минимума активности Солнца сравнимо с периодом Кэррингтоновского оборота. При этом в минимуме солнечной активности пояс стримеров вытянут вдоль плоскости солнечного экватора и практически перпендикулярен плоскости неба. Вблизи фазы максимума активности участки пояса стримеров, вытянутые вдоль меридиана, часто, могут располагаться в плоскости неба, что дает возможность наблюдать и исследовать структуру вдоль поверхности пояса стримеров [3]. К настоящему времени установлено, что основания пояса стримеров на Солнце являются местами рождения корональних выбросов массы (КВМ) [32, 33, 34, 59], а ГТС оказывает существенное влияние на формирование и распространение ударных волн [28, 30]. В связи с этим вопрос о структуре пояса стримеров и, соответственно, ГТС актуален. Его решение является ключом к пониманию, как природы медленного солнечного ветра, так и глубинных причин возникновения КВМ, оказывающих наиболее сильное воздействие на магнитосферу Земли. Глобальная структура пояса стримеров и ее эволюция от оборота к обороту Солнца была воспроизведена в модельных расчетах томсоновского рассеяния на электронах пояса стримеров, представленного в виде узкого (толщиной < 5 градусов) слоя плазмы сконцентрированного в окрестности НЛ (НЛ заключена внутри слоя) [77, 78, 80], С ростом солнечной активности волнообразная поверхность пояса стримеров постепенно увеличивает свою амплитуду относительно экватора, достигая в точках максимального удаления все более высоких широт. Предполагается, что этот процесс связан с возрастанием доли всплывающих магнитных полей в низкоширотных областях 7 активности, что ведет к ослаблению осе симметричной дилольной составляющей магнитного поля Солнца и росту мультипольных компонент, а отсюда - к усилению наклона и изгибов токового слоя и, соответственно, пояса стримеров [78]. В этих [77, 78, 80] модельных расчетах, не плохо отражающих медленную эволюцию пояса стримеров в цикле солнечной активности, рассеивающий тонкий плазменный слой в окрестности НЛ линии полагался однородным. Тем не менее, результаты расчетов показали существование в проекции на плоскость неба узких (шириной несколько градусов) радиально ориентированных структур - лучей повышенной яркости. Причины их появления следующие: а) эффект проекции связанный с изгибами или складками пояса стримеров, поскольку в этих местах оказывается повышенное число электронов вдоль луча зрения [16, 17, 80]; б) конечный шаг при модельных расчетах (2,5 е), вследствие чего на достаточно малых масштабах концентрация электронов в слое оказывается не однородной, а в виде ступенек [77, 78]. Очевидно, что последний эффект связан только с особенностью расчета. Поэтому вопрос об однородности или неоднородности концентрации плазмы вдоль квазистационарного пояса стримеров или, что тоже самое, вопрос об его внутренней структуре, оставался открытым. В спокойные периоды (т.е. в отсутствие КВМ) в ряде работ [65, 58] были зафиксированы изменения яркости пояса стримеров между двумя регистрациями его на лимбе (с интервалом сутки и менее) почти в 2 раза. Согласно [25] причиной таких изменений яркости может быть неустойчивость поясастримеров. Однако, возможно и другое объяснение: эти изменения могут оказаться проявлением пространственной неоднородности распределения яркости вдоль пояса. Таким образом, необходимо было разделить временные и пространственные изменения яркости в поясе стримеров при наблюдении на лимбе. Первая попытка такого разделения была предпринята в работе [35], в которой исследовались участки пояса, вытянутые вдоль долготы (т.е. параллельные лимбу Солнца), в те моменты времени, когда они проходили вблизи западного или восточного лимбов. Было показано, что распределение яркости вдоль пояса стримеров неоднородно и на расстояниях более 3 радиусов Солнца от его центра представляет собой последовательность лучей с повышенной яркостью. В отсутствие корональних выбросов массы распределение вдоль пояса лучей, имеющих характерный масштаб несколько десятков градусов, может быть устойчивым в течение почти двух полных Кэррингтоновских оборотов [35]. Однако это не исключает существования вдоль пояса стримеров еще более мелкомасштабных и достаточно быстро меняющихся во времени структур (например, с характерным временем порядка часа). Последние исследования, 8 выполненные с помощью данных прибора LASCO, показали существование мелкомасштабных (размером несколько градусов) лучевых структур в поясе стримеров [78]. Были также зарегистрированы в стримерах достаточно быстрые (с характерным временем порядка часа) изменения яркости, связанные с движением в радиальном направлении неоднородностей вещества с начальным поперечным размером порядка O.IRo, названные "blobs" [67]. Исследования, проведенные в [72] показали, что в стримерах наблюдается движение вещества направленное от Солнца, которое испытывает медленное ускорение на расстояниях 3-27Ro. Полученные графики скорости в зависимости от расстояния в целом согласуются с аналогичными графиками, полученными в [67] для дискретных "blobs". Результаты этих работ дают прямое доказательство существование потока вещества в поясе стримеров который, как предполагается, напрямую связан с медленным солнечным ветром (СВ). Однако место возникновения потока и его локализация остается открытым для обсуждения вопросом. Тонкие лучевые структуры и их связь с движущимися от Солнца "blobs" обсуждались в работе [79]. В ней было высказано предположение о том, что лучи есть результат пересоединения открытых и замкнутых силовых линий магнитного поля в вершине шлема, а движущаяся вдоль них плазма черпается из замкнутых магнитных трубок шлема в моменты пересоединения. В более поздней работе [81] предложены еще два возможных механизма выброса вещества из замкнутой магнитной области соответствующей шлему стримера. Все они предполагают, что место образования "блобов" и связанных с ними потоков медленного солнечного ветра локализовано в области вершины шлема стримера. Однако в работах [38, 39] этот результат не нашел подтверждения. Эти и другие имеющиеся факты говорят о том, что выяснение природы течений в стримерах должно быть связано с исследованием сравнительно мелкомасштабных и достаточно быстро меняющихся структур пояса. Настоящая работа продолжает начатые исследования о структуре пояса стримеров и его динамики на основании новых наблюдательных данных полученных на космической обсерватории SOHO с помощью коронографов LASCO. Целью настоящей диссертации является изучение наблюдаемых в короне лучей повышенной яркости и протекающих в них процессов. Конкретными задачами, связанными к выполнением поставленной цели, являлись: Разработка метода анализа, позволяющего по изображениям белой короны восстанавливать пространственную картину пояса стримеров, а также определять в нем абсолютные значения концентрации и скоростей потоков плазмы двигающихся от Солнца. Обнаружение и изучение свойств лучевой структуры пояса стримеров. Обнаружение дополнительных потоков СВ двигающихся от Солнца в отдельных лучах повышенной яркости пояса стримеров. Проверка связи дополнительных потоков СВ и КВМ. Структура и объем диссертации: Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы из 83 названий. Полный объем работы - 114 страниц, включая 51 рисунок. Содержание диссертации: Во введении конкретизируется объект и направление исследования, приводится обзор опубликованных работ и представлено состояние проблемы к настоящему времени. Сформулированы цели и задачи диссертационной работы, результаты, выносимые на защиту. Описана структура диссертации. В первой главе излагается метод исследования структуры пояса стримеров и процессов, протекающих в нем, по данным коронографов LASCO С2 и СЗ. Метод позволяет выделить лучи повышенной яркости (повышенной концентрации плазмы), которые являются основой структуры пояса стримеров, определить их геометрические характеристики, положение в пространстве относительно плоскости неба, измерить Бремененные (пространственные) профили двигающихся внутри лучей от Солнца потоков плазмы солнечного ветра, определить скорости и концентрацию плазмы этих потоков. В п. 1.1 приводится общая характеристика используемых для анализа данных LASCO, которая включает: размер поля зрения коронографов, спектральный диапазон, разрешение по углу широты на различных расстояниях от центра Солнца, величину рассеянного света. Вводятся обозначения для расстояния R и видимой широты Л в проекции на плоскость неба, с помощью которых задавалось положение лучевых структур на изображениях короны. В п. 1.2 дано описание некалиброванных данных LASCO, представленных в формате MPEGj которые использовались в части исследований. Даны ограничения связанные с использованием некалиброванных изображений короны. Указано, что по этим данным ошибка в определении углового положения (по широте) не превышала 1, ошибка в масштабе меньше 5%. Описывается метод выделения луча повышенной яркости, который виден в виде пика на профилях яркости Р(Л), построенных по изображениям короны в зависимости от видимой широты, и выделяется повышенной крутизной его образующих. Вводятся определения амплитуды лучевой яркости Pr и угловых размеров &г и d]_ соответственно поперек и вдоль пояса стримеров для отдельных лучей пояса стримеров. Показано, что использование процедуры вычитания усредненной кривой Ps(A) из исходного профиля яркости Р(Л) позволяет унифицировать процесс выделения лучей 10 яркости. Усреднение для Ps было принято равным 6 градусам. Определенные по профилям П(Л) = Р(Л) - Ps(A) величины Pr, dr и db не отличаются более чем на 10% от этих же величин определенных непосредственно по профилям Р(Л). Указано, что для исследований использовались также профили яркости P(R) построенные на фиксированных углах видимой широты Л. В п. 1.3 приводится описание калиброванных данных LASCO, представленных в формате FITS. Яркость в этих изображениях выражена в единицах средней яркости солнечного диска Ртл,. При определение амплитуды лучевой яркости Pr и углового размера d по профилям П(Л) = Р(Л) - Ps(A) для калиброванных данных угол усреднения для Ps принимался равным 10 градусам и отбрасывалась отрицательная часть сигнала П. Отличие профилей П(Л)> полученных по калиброванным и некалиброванным данным, не превышает 10-20%. Кроме того, вводится определение лучевой яркости Pr, полученной по разностным изображениям короны. Для этого вычитались друг из друга два изображения, полученные в моменты t и to (t > to), и по результирующему изображению строился профиль яркости Р(Л), из которого непосредственно определялась лучевая яркость Pr. Полученная таким образом величина отражает изменения яркости, произошедшие с момента времени to до момента t, и в этом смысле аналогична определению лучевой яркости по одному изображению при изучении быстропротекающих процессов. В п. 1.4 обсуждаются свойства изолированного узкого луча с повышенной концентрацией плазмы при его наблюдении в проекции на плоскость неба. В п. 1.4.1 и п. 1.4.2 приводится вывод формул, связывающих видимую широту луча Л и его яркость Pr с углом *Pl отклонения луча относительно плоскости лимба с учетом наклона оси вращения Солнца на угол Во. Сравнение рассчитанных зависимостей Pr0Pl) и AQl) с измеренными позволяет достаточно надежно определять положение луча повышенной яркости относительно плоскости неба, а также отделить динамические процессы в луче от медленных изменений яркости, связанных с изменением положения луча в пространстве из-за вращения Солнца. В п. 1.5 приводится формула для оценки электронной концентрации по определяемой яркости и угловому размеру отдельного луча. В п. 1.6 обсуждается вопрос о том, какой вклад в яркость на изображениях вносят различные компоненты короны. Отдельные яркие изолированные лучи могут иметь яркость около 10% от полной яркости К-короны на расстоянии 4Ro от центра Солнца. В п. 1.7 приводятся примеры определения концентраций в отдельных лучах пояса стримеров. Среднее значение концентрации в луче, полученное для участков пояса стримера вытянутых вдоль лимба, составляет (1-2)*10б см"3 на расстоянии 4Ro от центра Солнца. Эта величина сравнима или превышает величину средней концентрации, которая определялась для области корональных стримеров различными способами без локализации области стримера в виде узкого луча. Таким образом, делается вывод о том, что выделяемые структуры в виде лучей повышенной яркости имеют концентрацию, сравнимую или превышающую в несколько раз фоновое значение концентрации в области пояса стримеров, т.е. представляют собой реальный объект для исследования. Результаты этой главы опубликованы в [37, 4, 5, 42]. Во второй главе приведены результаты исследования квазистационарной структуры пояса стримеров. В п. 2.1 на конкретном примере рассматривается структура пояса на расстояниях больше 3-4Ro от центра Солнца. Сравниваются два участка пояса стримеров: перпендикулярный плоскости неба и вытянутый вдоль плоскости неба. На участке вытянутом вдоль плоскости неба можно видеть структуру пояса стримеров: на расстояниях R>{3-4)Ro пояс состоит из последовательности радиальных лучей повышенной яркости. Минимальный угловой размер отдельного луча d » 2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от Солнца на R - (4-6)Ro. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса составляет » 5-10 градусов. В п. 2.2 рассмотрено как меняется со временем видимая в проекции на плоскость неба, лучевая структура пояса стримеров. Для этого изменение положения (видимой широты) отдельных лучей сравнивается с расчетным положением. Экспериментальные данные хорошо согласуются с расчетными кривыми, тем самым, подтверждая факт существования лучевой структуры пояса. Положение лучей в области пояса стримеров вытянутого вдоль широты совпадает с положением НЛ на поверхности источника, рассчитанной в потенциальном приближении. Помимо изменения видимого положения лучей за счет вращения Солнца, исследовалось изменение яркости лучей. Показано, что общий характер изменения яркости совпадает плавным ходом, вызванным одним лишь вращением Солнца, однако на плавное изменение наложены более быстрые увеличения и уменьшения яркости с характерными временами порядка нескольких часов. Сравнение графиков изменения яркости луча со временем Pr(V, построенных на разных расстояниях от Солнца показывают, что быстрые изменения яркости на больших расстояниях происходят с запаздыванием по времени. Поэтому эти изменения можно связать с движением неоднородностей вещества в направлении от Солнца. По профилям Pr(i) и по величине запаздывания были определены скорость и размер переднего фронта 12 неоднородностей. Показано, что скорость движения неоднородностей возрастает по мере удаления от Солнца. Сравнение с результатами работы [67], в которой приведены измерения скоростей неоднородностей двигающихся в поясе стримеров, позволяет заключить, что здесь рассматривается одно и то же явление. Графики изменения скорости, полученные в ней, аналогичны графикам, приведенным в диссертационной работе. Следует подчеркнуть, что в [67] измерения скорости проводились другим способом. Необходимо отметить, что наблюдаемые движения происходят в отдельных лучах пояса стримеров независимо от соседних лучей. В п. 2.3 подводятся предварительные итоги, относительно структуры пояса стримеров на расстояниях > 4Ro. На основе того факта, что изменения яркости (концентрации) в лучах происходят независимо можно предположить, что требуемая изоляция обеспечивается магнитным полем, т.е. лучи представляют собой магнитные трубки. Сходство размера лучей у поверхности Солнца с размером супергранулы, а также с размером полярных щеточек, позволяет высказать гипотезу о том, что природа быстрого солнечного ветра связана с течением в полярных щеточках и медленного солнечного ветра с течением в лучах пояса стримеров. При этом оба течения имеют одну и ту же основу на поверхности Солнца, а различие возникает из-за разного характера течения в магнитных трубках. В п. 2.4 рассматривается лучевая структура пояса стримеров на расстояниях вплоть до I.2R.O, т.е. ниже вершины шлема, на двух примерах: когда участок пояса стримеров перпендикулярен плоскости неба (п. 2.4.1) и когда расположен почти в плоскости неба (п. 2.4.2). На первом примере по данным LASCO С2 удается проследить лучевые структуры ниже вершины шлема, расположенного на ~3.5Ro - два луча огибают шлем с двух сторон и сливаются в один луч выше вершины шлема. Во втором примере используются данные LASCO С1 и С2, поэтому удается проследить огибающие шлем лучи до близкого расстояния к поверхности Солнца (~1.2Ro). Поскольку огибающие шлем лучи выходят из областей имеющие разное направление магнитного поля предполагается, что в соседних лучах пояса магнитное поле должно быть противоположным В п. 2.5 обсуждается тот факт, что часто поперечное сечение пояса стримеров наблюдается в виде двухпиковой структуры. Такая структура может быть связана как с мелкомасштабными изгибами пояса стримеров, так и с тем, что пояс стримеров представляет собой последовательность двух рядов близко расположенных лучей. В качестве одного примера рассматривается участок пояса стримеров максимально удаленный от экватора. На нем в течение интервала времени ~2 суток хорошо виден один луч, положение которого укладывается на расчетную кривую, а яркость испытывает 13 изменения с характерным временем порядка нескольких часов. По мере увеличения яркости рядом с первым лучом появляется второй луч. Когда яркости лучей сравниваются двухпиковая (двулучевая) поперечная структура пояса становится отчетливо видна Поскольку оба луча испытывают увеличение яркости, на разностных изображениях они видны совершенно отчетливо, при этом видно, что они огибают шлем по разные стороны, поэтому должны иметь противоположное направление магнитного поля. В качестве второго примера рассматривается участок пояса стримеров вытянутый вдоль экватора и достаточно протяженный по долготе (~100). На нем также видна двулучевая структура пояса, при этом из-за того, что лучи меняют яркость достаточно быстро и независимо друг от друга, на синоптической карте яркости короны можно видеть как участки с двумя лучами, так и участки только с одним лучом. Переходы от одного участка к другому видны в виде изгибов пояса. Как и в первом примере, на разностных по времени изображениях можно видеть, что лучи образуют близкую пару и огибают шлем по разные стороны. Наличие двух лучей в поперечном сечении пояса стримеров трудно объяснить обычным изгибом пояса. На основании проведенных исследований высказана гипотеза о том, что, в общем случае, пояс имеет структуру в виде последовательности пар лучей повышенной яркости (или два близко расположенных ряда лучей). Расстояние между лучами в каждой паре порядка размера луча d. Нейтральная линия радиальной компоненты магнитного поля Солнца проходит вдоль пояса между лучами каждой из пар. На основании имеющихся данных предлагается схема лучевой структуры пояса стримеров, которая представляет собой два ряда магнитных трубок (лучей), между которыми проходит нейтральная линия. Это означает, что направление магнитного поля в трубках этих рядов противоположное. Плотность вещества в трубках повышенная относительно окружающей плазмы короны. Анализ быстрых (с характерным временем порядка часа) изменений яркости показал, что внутри лучей время от времени возникают движения неоднородностей вещества направленные от Солнца. Результаты главы 2 опубликованы в [37,41, 45, 6, 8, 47]. В третьей главе приводятся результаты исследований дополнительных потоков плазмы, течение которых наблюдается в отдельных лучах пояса стримеров. В п. 3.1.1 на примере анализа двух характерных событий показано существование в лучах яркости пояса стримеров дополнительных потоков плазмы повышенной плотности. Для этих событий были построены графики Pr(R) в последовательные моменты времени на которых видно распространение фронта потока от поверхности Солнца. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого 5 и 0.1 Ro - порядка 14 пространственного разрешения инструмента LASCO СЗ. Сделан вывод о том, что дополнительные потоки плазмы подобны потокам квазистационарного медленного СВ в поясе стримеров по следующим параметрам: по плотности плазмы, ее направленной скорости и длительности. По-видимому, они являются одним из основных источников пополнения медленного квазистационарного СВ в поясе стримеров. Втекание дополнительных протоков приводит к уширению луча тем большему, чем больше концентрация плазмы в потоке. Механизм расширения луча по-видимому связан с превышением полного давления Р = 2kNT+B /8т: дополнительного потока над полным давлением окружающего луч среды. На основе эффекта расширения луча (магнитной трубки) в п. 3.1.2 предложен механизм формирования крутого фронта дополнительного потока, движущегося с дозвуковой скоростью. Он заключается в возникновении в передней части перпендикулярной к его скорости составляющей магнитного поля. Вследствие этого формируется резкий фронт потока с шириной S, движущийся вместе с потоком. Для высокопроводящей корональной плазма можно для грубой оценки положить, что 5 ~ V /шьі - ионный ларморовский радиус. Полагая, что на R = 5Ro, В — 5(Ro/R)2 Гс ~ 0.2 Гс и V ~ 100 км/с, имеем: 6 ~ V /соь ~ 50 м. Это означает, что истинная ширина фронта может быть очень мала и наблюдаемые ширины фронтов дополнительных потоков определяются пространственным разрешением инструментов С2 и СЗ. Вторая половина главы (п. 3.2) посвящена исследованию связи дополнительных потоков и КВМ. Установлено [32, 33, 34, 59], что места формирования КВМ локализованы в основании пояса или цепочек стримеров, а их распространение происходит вдоль этих образований. В связи с этим, структура и размер КВМ, в общем случае, может заметно отличаться в направлении вдоль плоскости пояса стримеров и перпендикулярно ей [44]. Наиболее простыми и удобными для исследования являются два предельных случая: а) участок пояса располагается в (или близок к) плоскости неба (п.3.2.1); б) участок пояса стримеров перпендикулярен плоскости неба (п. 3.2.2). Показано, что появлению КВМ предшествует затекание дополнительных потоков плазмы с крутым передним фронтом в лучах повышенной яркости пояса стримеров. КВМ с минимальным угловым размером <1квм « 13.5 формируется, когда процесс затекания дополнительного потока плазмы со скоростью переднего фронта V « 300-400 км/с на К~ 5-6Ro происходит в одном луче (п. 3.2.1.1). Образование КВМ выглядит, как результат резкого усиления концентрации и скорости втекающего вдоль луча дополнительного потока плазмы, которое приводит к увеличению углового размера луча до (Зквм * 13.5. На расстояниях R < 10Ro скорость КВМ Vkbm превышает скорость V фронта распространяющегося впереди него дополнительного потока. На больших расстояниях R > 10Ro их скорости сравниваются. 15 Поэтому фронт КВМ и фронт дополнительного потока продолжают распространяться с одинаковой, примерно постоянной скоростью вплоть до R * (17-18)Ro. Картина формирования КВМ как результат расширения лучей яркости под действием дополнительных потоков плазмы от Солнца выглядит примерно одинаково как при наблюдении вдоль, так и поперек плоскости пояса стримеров. Главное различие состоит в том, что число лучей, участвующих в формировании КВМ, в плоскости, перпендикулярной поясу, не может превышать двух, а вдоль пояса их может быть больше. Этот вывод сделан на основании анализа более десятка КВМ различных размеров и форм. Отсюда сделан вывод о том, что, в общем случае, для КВМ его угловой размер d|| в плоскости пояса стримеров превышает размер di в направлении, перпендикулярном к поясу. Заполнение луча дополнительным потоком плазмы и, как следствие этого, расширение луча, возможно, является единым процессом при формировании КВМ различных типов. Результаты главы 3 опубликованы в [ 38,39,40, 43,44,7,10, П, 48]. Четвертая глава посвящена исследованию отклонения лучей пояса стримеров от радиального направления на расстояниях ближе 4-5Ro от центра Солнца в направлении перпендикулярном поверхности пояса стримеров. Для этого в п. 4.1 описывается каким образом выбирались данные для анализа и описывается процедура определения величины и направления отклонения АХ для выделенных лучей по изображениям LASCO СІ, С2 и СЗ. Для этого определяются основные типы стримеров, наблюдаемые в короне Солнца, и связанные с ними конфигурации магнитного поля. Приводятся типичные примеры наблюдаемых стримеров соответствующих каждому типу. В п. 4.2 проводится анализ данных, результатом которого является график зависимости отклонения луча ЛЯ от радиального направления в зависимости от широты основания шлема 7^. Поскольку, отсутствие данных С1, начиная с июля 1998 г. не позволяет продолжить график до фазы максимума солнечной активности, аналогичное построение было сделано для угла Aks который соответствует части полного отклонения луча выше расстояния 2.5Ro от центра Солнца. Сравнение графиков для полного и частичного отклонения позволяет сделать вывод об их подобии. Анализ результатов говорит о том, что отклонение от радиальности лучей связано в первую очередь не с ходом цикла солнечной активности, а с широтой расположения самого луча. В частности из анализа следует, что выше широт *> 60-70 отклонение лучей в сторону экватора сменяется отклонением лучей в сторону полюсов. В п. 4.2 обсуждаются возможные причины наблюдаемых закономерностей. Помимо объяснения с позиции влияния мультипольных (выше дипольной) компонент магнитного поля на широтное отклонение стримеров, предложенного в [72], возможен и другой подход с позиции гидродинамики. На это указывает тот факт, что сама форма стримера в виде шлема и вытянутого луча, по-видимому, возникает в результате кинематического взаимодействия вытекающего потока солнечного ветра с магнитным полем в короне. Образование симметричного шлема в этом случае возможно только случае однородных условий по скорости в основании шлема. Поскольку скорости солнечного ветра зависят от размеров корональних дыр, изменение их конфигураций может приводить к изменению соотношений динамических давлений по разные стороны от пояса стримеров. Наблюдаемые изменения отклонений лучей в целом согласуются с известными изменениями в конфигурации корональних дыр. Изучение нерадиальности стримеров в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, в течение полуцикла солнечной активности 1996-2001, начиная от фазы минимума и до фазы максимума, в отсутствие КВМ показало: 1. Положение пояса стримеров относительно экватора Солнца в общем случае Радиальную ориентацию (для них Хо « Хе) на всем своем протяжении сохраняют лишь лучи, расположенные на отдельных выделенных широтах Хо. Это: Хо * 0 (экватор), Хо « ±90 (северный и южный полюса) и угол Хо « ±60, соответственно, в N и S полушариях. Отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, происходит: для широт \Xq\ < 60 - в сторону экватора (АХ > 0), достигая максимума в N и S полушариях, соответственно при Хо * ±40; для широт \Xq\ > 60 — в сторону полюса (ДХ, < 0). 4. Полученные закономерности являются количественным тестом, по которому Результаты главы 4 опубликованы в [46,9]. В заключении еще раз сформулированы основные результаты диссертационной работы. Перечислены результаты, носящие предположительный характер и требующие дальнейшей, более детальной проработки. Указываются направления, которые в будущем 17 могли бы дать существенный вклад в наше понимание о структуре пояса стримеров и короны в целом. Научная новизна работы Разработан метод анализа, позволяющий по изображениям короны в белом свете восстанавливать пространственную картину пояса стримеров и исследовать его структуру, а также определять абсолютные значения концентрации и скорости потоков плазмы. Впервые показано, что пояс стримеров на расстояниях R>(3-4)Ro имеет регулярную структуру в виде последовательности радиальных лучей повышенной яркости (плотности). Минимальный угловой размер отдельного луча d;«2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от Солнца на R = (4-6)Ro. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса «5-10 градусов. Показано, что внутри лучей пояса стримеров время от времени возникают движения неоднородностей вещества по направлению от Солнца. Графики возрастания их скорости при удалении от Солнца подобны, полученным в работе [67] для неоднородностей ("blobs"), сносимых квазистационарным солнечным ветром в стримерах. 4. Обнаружено существование в лучах яркости пояса стримеров дополнительных 5. Показано, что дополнительные потоки плазмы подобны потокам 6. Показано, что заполнение луча дополнительным потоком на фоне установившихся 7. Впервые получена экспериментальная зависимость, описывающая величину 18 Достоверность результатов Результаты, приведенные в данной работе, получены на основе анализа самых современных на текущий момент данных по яркости белой короны Солнца. Сделанные выводы не ограничиваются приведенными в тексте работы примерами, а были многократно проверены на данных для интервала времени с 1996 по 2001 гг. Полученные результаты непротиворечивы, дополняют друг друга, составляют последовательную картину такого явления как пояс корональных стримеров и согласуются с результатами, полученными другими авторами. Результаты проведенных исследований обсуждались на многих российских и международных конференциях. Все представляемые результаты опубликованы в научных журналах и прошли соответствующее рецензирование. Научная и практическая значимость Обнаруженная глобальная лучевая структура пояса стримеров в условиях разреженной замагниченной плазмы может стать стимулом для развития теории бесстолкновительной плазмы. Этот результат также важен при изучении свойств солнечного ветра в гелиосфере и, в частности, на орбите Земли. Обнаруженные дополнительные потоки, которые двигаются от Солнца в лучах пояса стримеров, важны для понимания природы формирования медленного солнечного ветра. Разработанные метод и комплекс программ могут найти широкое применение при анализе изображений короны, а также при исследованиях потоков быстрого и медленного солнечного ветра, и, что особенно важно, при изучении корональных выбросов массы. Метод может использоваться в исследованиях, в которых изучаются связи процессов в короне с событиями в гелиосфере. Полученная экспериментальная зависимость отклонения лучей пояса стримеров от радиального направления, будет востребована в исследованиях по нахождению связи секторных границ на орбите Земли с нейтральной линией крупномасштабного магнитного поля на поверхности источника, полученной из расчетов поля в рамках потенциального приближения. Она является важным тестом для проверки любой теории, описывающей механизм формирования пояса корональных стримеров. Личный вклад автора Автор принимал непосредственное участие на всех этапах выполнения работы: постановка задачи, анализ, обработка и интерпретация данных. Ряд важных результатов получено автором самостоятельно. В частности, им, в целом, был разработан метод анализа, а также впервые обнаружена и исследована лучевая структура пояса корональных стримеров. Результаты диссертации прошли апробацию: на VII Симпозиуме по солнечно-земной физике России и стран СНГ, Москва, 15-18 декабря 1998; международной конференции по солнечной физике, памяти Г.М. Никольского 4-8 октября 1999, г. Троицк, Моск. обл.; The First S-Ramp Conference, Sapporo, Japan; October 2-6, 2000; COSPAR COLLOQUIUM Solar-Terrestrial Magnetic Activity and Space Enviroment, Beijing, China, September 10-12, 2001; Third Russion-Chinese Conference on Space Weather, 19-21 June 2002, Irkutsk; международной конференции: Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярности магнитного поля Солнца, 17-22 июня 2002, г. Санкт-Петербург; SOLAR WIND 10 Congresso Internazionale sul Vento Solare Palazzo dei Congressi, Universita degli Studi Pisa, June 17-21 2002; Всероссийской конференции, посвященной 90-летию со дня рождения чл.-корр. РАН В.Е. Степанова "Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы", 25-29 августа 2003, г. Иркутск; Conference: "Magnetospheric Response to Solar Activity", Charles University, Prague, September 9-12, 2003; Fourth Russian-Chinese Conference on Space Weather, 18-19 October 2003, Shanghai, China. Всего по теме диссертации опубликовано 20 работ в научной печати. Положения, выносимые на защиту 1. Метод анализа, позволяющий по изображениям короны в белом свете Вывод о том, что пояс корональних стримеров на расстояниях R>(3-4)Ro имеет структуру, которая представляет собой последовательность радиальных лучей повышенной плотности. Минимальный угловой размер отдельного луча d»2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от центра Солнца на R=(4-6)Ro. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса »5-10 градусов. Вывод о том, что внутри лучей пояса стримеров на фоне установившихся течений плазмы возникают дополнительные потоки плазмы. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого меньше чем 5 « 0.1 Ro. Часто появление дополнительных потоков в лучах пояса стримеров предшествует возникновению корональних выбросов массы. Экспериментальная зависимость, описывающая, отклонения лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров на расстояниях R<(4-5)Ro в зависимости от гелиошироты основания лучей вблизи поверхности Солнца. Во второй части исследований использовались калиброванные изображения короны полученные на LASCO. Эти изображения получались путем редукции данных, имеющих предварительный уровень обработки 0.5 которые представлены в виде файлов в формате FITS (http://lasco-www.nrl.navy.miVcei-bin/lwdb/lasco/ima es/form). Редукция производилась при помощи процедуры reduce_level_l.pro которая входит в раздел LASCO библиотеки SolarSoft ШЬ. Библиотека SolarSoft (htty://wvmJmsal.com/solarsoft) содержит набор программ, баз данных и системных утилит которые необходимы для обработки и анализа современных солнечных данных. В основном эта библиотека построена на базе программ написанных в системе программирования ШЬ и содержит вклад многих исследователей, чья деятельность связана с обработкой экспериментальных данных, получаемых в различных проектах по исследованию Солнца. Редукция изображений LASCO с уровнем обработки 0.5 позволяет получить калиброванные изображения с уровнем обработки 1. В процессе калибровки учитываются и устраняются следующие факторы, искажающие изображения: темновой сигнал, неравномерность чувствительности по полю, рассеянный свет в приборе, дисторсия, виньетирование. Кроме того, уточняется положение центра Солнца и масштаб изображения. Окончательно с учетом длительности экспозиции яркость в изображении выражается в единицах средней яркости солнечного диска (PmSb). Обработанные изображения имеют размер 1024 1024, т.е. соответствуют полному разрешению коронографов LASCO, Также, как и для некалиброванных данных, для калиброванных использовалось определение профиля яркости луча (или лучей) П(Л) = Р(Л) - Ps(A) и амплитуды яркости луча PR Рм - Ps- Поскольку при вычитании Ps часть сигнала оказывается отрицательной, для удобства анализа в случае калиброванных данных отрицательная часть сигнала занулялась (точнее ей присваивалось заведомо маленькое значение сигнала, например 10" Pmsb для изображений коронографа С2). Чтобы скомпенсировать происходящую при этом потерю части сигнала интервал усреднения при получении Ps принимался равным 10. Сравнение профилей П(Л) полученных по некалиброванным и калиброванным данным в один и тот же момент времени показал, что формы профилей подобны и определяемые угловые размеры d лучей не различаются больше чем (10-20)%. На Рис. 1,4 показаны три различных варианта определения амплитуды яркости луча PR С использованием калиброванных данных: по исходному профилю Р(Л) (верхняя панель), с вычитанием усредненной кривой Ps по 6 градусам (средняя панель), с вычитанием усредненной кривой Ps по 10 градусам и обрезанием отрицательных значений. Видно, что полученные значения PR не отличаются больше, чем на 10%. Особо следует подчеркнуть, что способ выделения яркости луча, хотя в известной мере и произвольный, один раз выбранный применялся ко всем данным на протяжении всего анализа. Как уже отмечалось, для калиброванных данных использовался третий вариант (показан на нижней панели Рис. 1.4). При дальнейшем анализе исследовались изменения полученных значений яркости луча PR в зависимости от времени t (по разным изображениям), Кроме того, для одного изображения получались зависимости PR(R) ПО профилям П(Л) построенным на различных расстояниях R. Зависимости PR(R), построенные для любого выбранного луча в последовательные моменты времени t, позволяют исследовать эволюцию в пространстве и во времени профиля концентрации движущихся от Солнца внутри луча дополнительных потоков СВ, а также измерить скорости движения характерных неоднородностей плотности в этих потоках, например, скорости передних фронтов. Последние определяются по времени сдвига фронта рассматриваемого потока СВ между двумя расстояниями Ri и Кг. Для анализа использовалась еще одна величина - разностная по времени яркость луча PR(to). Для этого вычитались друг из друга два изображения, полученные в момент t и to (t to), а по разностному изображению строился профиль P(A,to) (с убранными отрицательными значениями). Значение Ря(Мо) просто равно величине P(A,to) в точке максимума профиля. Цель приведенных выше процедур - выделить ту величину сигнала яркости, которая заключена в узком угловом интервале порядка размера луча d и на несколько процентов превышает фоновую яркость, которая определяется, на расстояниях 3-4Ro главным образом, яркостью F-короны. Поэтому, очевидно, что при определении амплитуды яркости луча PR исключается вклад F-короны и появляется возможность оценить значение концентрации NR плазмы на заданном расстоянии R без использования данных о поляризационной яркости, Проведенный анализ показал, что структура пояса стримеров представляет собой последовательность радиальных лучей яркости, угловой размер которых не меняется при удалении от Солнца. Когда пояс стримеров вытянут вдоль луча зрения отдельные лучи сливаются, и мы видим единственный луч. По мере наклона пояса все лучше видна структура пояса в виде отдельных лучей повышенной яркости. Наглядно это можно видеть на двумерных изображениях П(ЛД) которые были собраны из набора профилей лучевой яркости П(Л), построенных на различных расстояниях с шагом 0.07Ro. Для того чтобы лучевые структуры были видны до больших расстояний, к изображениям была применена процедура гистограммного выравнивания. Примеры таких изображений приведены на Рис. 2.5 и 2.6. Моменты времени, когда были получены эти изображения, примерно соответствуют моментам времени для приведенных на Рис. 1.11 и 1.12 в Главе 1 профилей яркости Р(Л). На Рис. 2.5 виден единственный луч повышенной яркости в диапазоне углов широты от -30 до +30 градусов - он представляет собой поперечное сечение пояса стримеров. На самом деле вклад в яркость могут вносить несколько лучей расположенных вблизи плоскости неба. Напротив, на Рис. 2.6 видны несколько лучей в диапазоне углов широты от +20 до +80 градусов. В этот момент участок пояса стримеров вытянут вдоль лимба. Расстояние между отдельными лучами составляет 5-Ю градусов. Поскольку плазма в короне характеризуется высокой проводимостью, а изменение яркости внутри соседних лучей происходит независимо друг от друга, можно сделать следующий вывод: имеет место изоляция каждого луча от соседних, которую может обеспечить только магнитное поле. Таким образом, можно предположить, что лучи представляют собой магнитные трубки, внутри которых концентрация плазмы повышена. Обращает на себя внимание тот факт, что угловой размер 2-3 градуса соответствует на поверхности Солнца характерному размеру одной супергрануляционной ячейки (-30000 км). Согласно последним представлениям, с таким же характерным масштабом могут, по всей вероятности, быть структурированы магнитные поля выходящие в корону (см., например, обзор [24]). Поэтому одним из возможных объяснений существования лучевой структуры пояса стримеров может быть влияние магнитных структур в фотосфере и нижней хромосфере, которые сами, в свою очередь, связаны с движениями в конвективной зоне. Отметим, что магнитными трубками с диаметром в основании примерно равным 2.5 градусам являются, по-видимому, и щеточки, формирующие течение в корональних дырах. Однако, в отличие от магнитных трубок в поясе стримеров, щеточки испытывают сверхрадиальную расходимость [26, 73] и их угловой размер на расстояниях 15Ro от Солнца в 6 раз превосходит угловой размер супергранулы [26]. Вполне возможно, что природа течений и в поясах стримеров, и в корональной дыре определяется характером течений в магнитных трубках, из которых эти течения складываются. В разделе 2.1 было показано, что на расстояниях R (3-4)Ro, т. е. выше вершины шлема стримера, лучи яркости, которые составляют структуру пояса стримеров, ориентированы практически радиально и их минимальный угловой размер близок к d « 2-3. Теперь нас будет интересовать конфигурация этих лучей ниже вершины шлема, т.е. на R (3-4)Ro. Рассмотрим характерное событие 21.07.96 (12:58) (западный лимб), когда достаточно протяженный (-50-100) участок пояса стримеров практически перпендикулярен плоскости неба. В этом случае на лимбе наблюдается узкий одиночный радиальный луч с d 2-3, в основании которого на R (3-4)Ro располагается шлем стримера. Рассмотрим, как расположены лучевые структуры ниже вершины шлема стримера и как они связаны с радиальным лучом выше его вершины. Чтобы проследить, как изменяются лучевые структуры с расстоянием, были построены профили лучевой яркости П(Л) в диапазоне расстояний от 2.4Ro до 5.5Ro. Для того чтобы быть уверенным, что мы видим на разных расстояниях одни и те же лучевые структуры, профили строились через каждые (0.1-0.2)Ro. На Рис. 2.7 показаны примеры распределений П(Л) на двух расстояниях R ниже вершины шлема (R=2.4Ro, R=3.0Ro) и одном - выше шлема (R=5.0Ro) на W лимбе. На Рис. 2.8 с использованием набора профилей П(Л) построенных на различных расстояниях R отмечены в плоскости R-Л положения следующих характерных точек профилей лучей (обозначены на Рис, 2.7 буквами): вершин А и В (сплошные линии на Рис. 2.8), точек D и G на высотах, соответственно, П(А)-(2/3) Рк(А) и П(В)-(2/3) Ра(В) (на внешних сторонах лучей), точек Е и F на высотах, соответственно, П(А)-(2/3) [П(А)-П(С)] и П(В)-(2/3) [ГТ(В)-П(С)] (на внутренних сторонах лучей) и минимума между лучами точки С. В разделе 2.2 отмечалось, что в лучах пояса стримеров время от времени наблюдаются, распространяющиеся вдоль лучей неоднородности яркости ("blobs"), которые можно связать с дополнительными потоками плазмы повышенной концентрации [67]. Как показали исследования разных событий, эти потоки отражают стадию формирования квазистационарного СВ [39], а передний фронт таких потоков может быть чрезвычайно малым по ширине [67]. Длительность дополнительных потоков может быть от нескольких часов до нескольких суток. Поэтому, часть из них можно отнести к спорадическим, а часть к квазистационарным потокам СВ. Цель настоящей главы - проверка выводов о существовании дополнительных потоков плазмы с крутыми фронтами в лучах пояса стримеров и их роли в формировании корональных выбросов массы на основе анализа калиброванных данных инструмента LASCO С2 и СЗ. Примеры регистрации дополнительных потоков Ниже приводятся два примера распространения дополнительных потоков плазмы. Рассматриваемый интервал времени выбран в обоих случаях достаточно небольшим (примерно 0.5 суток) для того чтобы исключить видимое смещение лучей за счет вращения Солнца. августа 1999 года, западный лимб. В течение этого времени участок пояса стримеров на западном лимбе вытянут вдоль широты (т.е. вдоль лимба Солнца) и располагается вблизи плоскости неба. В этом случае на лимбе наблюдается последовательность лучей яркости, составляющих структуру пояса стримеров. Было проведено исследование изменения яркости в пространстве и во времени для одного из этих лучей, максимум яркости которого расположен на видимой широте Л«55. На Рис. 3.1 для него показаны как меняется профиль лучевой яркости П(Л) на различных расстояниях R в последовательные моменты времени. Здесь, и во всех аналогичных зависимостях приведенных в этой главе, отрицательные значения в профилях П(Л) и P(to) приравнены к значению 10"13Рт8ь для инструмента СЗ, и значению Ю Рпвь - для С2. Это значительно упрощает вид кривых и облегчает их анализ. Профили лучевой яркости П(Л) в последовательные моменты времени на расстояниях: верхняя панель - 7Ro, средняя панель - 10Ro, нижняя панель 16Ro. Данные LASCO СЗ, 9-10 августа 1999 г., зап. лимб. На Рис. 3.1 видно, что на всех трех расстояниях R со временем наблюдается примерно одна и та же динамика профиля П(Л): он расширяется в сторону больших Л, а яркость в самом луче на 7Ro и 10Ro падает. При этом в целом положение луча, включая его левую половину, остается практически неизменным. Процесс расширения профиля луча с увеличением расстояния происходит с запаздыванием по времени - на 16Ro примерно на 2 часа позже, чем на 7Ro. Луч ориентирован не строго радиально: на расстояниях от 7Ro до 16Ro положение его максимума смещается от Л 55.5 до Л«54.5, т.е. примерно на 1 градус. Расширенная часть профиля тоже имеет такое смещение, ее максимум на рисунке показан стрелками. С учетом этой небольшой не радиальности луча были построены зависимости от расстояния амплитуды лучевой яркости PR(R) в последовательные моменты времени на расстояниях R=(5-8)Ro для широты Л=5б.5 и на R=(7-16)Ro для Л=55.5. Эти зависимости приведены на Рис. 3.2. При построении кривых на Рис. 3.2 шумы и возможные другие неоднородности, распространяющиеся впереди исследуемого фронта, который выделяется достаточно четко, были исключены. Зависимости амплитуды лучевой яркости PR(R) для видимой широты: Л=56.5 (верхняя панель) и Л=55.5 (нижняя панель) в последовательные моменты времени. Данные LASCO СЗ, 9-10 августа 1999 г., зап. лимб. На Рис. 3,2 видно, что расширенная часть профиля распространяется от Солнца с крутым фронтом, средняя на участке (6-8)Ro скорость которого составляет V 100 км/с. Поскольку лучевая яркость PR напрямую связана с повышенной концентрацией плазмы, то мы имеем дело с распространением дополнительного потока плазмы СВ от Солнца. Ширина фронта 5 0.1 Ro - сравнима с пространственным разрешением инструмента СЗ. Вполне возможно, что движение потока плазмы происходит и внутри луча, но его трудно обнаружить, т.к. со временем там яркость падает. Для получения профилей лучевой яркости П(Л) и PR(R) использовалось вычитание усредненного профиля Ps(A), что может приводить к некоторому искажению профиля. С другой стороны происходящие изменения яркости должны также отражаться в разностных изображениях. Для того чтобы исключить грубые ошибки были сопоставлены изменение профиля ЛП(Л,Цо) = П(Л,1) - П(Л,ъэ) со временем с профилем P(A,to) полученным сканированием разностного изображения. На Рис. 33 показан пример такого сравнения. Моменты времени: to=17:41 и t=22:17. В идеале, если бы Ps(A,to) = Ps(A,t), то AIl(A,to) = P(A,t) - P(A,to) = P(A,to). Из Рис. 3.3 видно, что профиль P(A,to) (звездочки) и профиль An(A,tsto) (разность светлых и черных кружков) для части профиля при Л 56 качественно подобны и отражают увеличение яркости в правой части профиля. В южном полушарии знак для Хо следует взять отрицательный знак. Используя соотношения (4.1) рассчитаем широту Хом положения максимумов отклонения ДХом в S и N полушариях для кривой Рис. 4.4, которым соответствует широта ASM максимумов AXSM кривой Рис. 4.5 в соответствующих полушариях. Подставляя значения XSM -26, AXSM И 7, взятые из Рис. 4,5 и ДХом 26 из Рис. 4.4 (величина левого максимума), получаем для S полушария Хом w -45, что близко к наблюдаемой величине Хом и -42. Подставляя значения XSM 22, AXSM 4.5, взятые из Рис. 4.5 и ДХом 25 из Рис. 4.4 (величина правого максимума), получаем для N полушария Хом 42.5 , что близко к наблюдаемой величине Хом и 40. Согласие рассчитанных по формуле (4.1) и наблюдаемых значений Хом свидетельствует о подобии поведения кривых на Рис. 4.4 и 4.5, по крайней мере, на участке от Хо » -42 до 40 (для Xs» от -26 до 22), т. е. между максимумами ДХом (или AXSM) S и N полушарий. Поэтому можно полагать, что поведение ДХ(Хо) подобно AXs(Xs) и при больших углах вплоть до ±90. Из подобия поведения этих кривых можно сделать вывод, что лучи пояса стримеров, сохраняют радиальное направление на всем своем протяжении от поверхности Солнца на следующих выделенных широтах: Хо» 0, ±90 и при Хо « ±60. При этом, для широт Хо! 60 отклонение лучей происходит в сторону экватора (ДХ 0) и достигает максимума при Хо » ±40. На высоких широтах Хо 60 отклонение лучей происходит в сторону полюса (ДХ 0, по аналогии с ДХ$ 0), стремясь к 0 на полюсах Солнца. Анализ физических причин нерадиальности лучей пояса стримеров не возможен без хорошо развитой теории, адекватно описывающей структуру квазистационарной короны Солнца. К настоящему времени, известны несколько теоретических подходов, основой которых является расчет магнитного поля короны в потенциальном приближении [50]. Один из них, в котором магнитное поле на фотосфере Солнца полагается радиальным, а также учитываются токи в узких слоях вне поверхности источника, дает хорошее согласие между рассчитанным положением нейтральной линией и наблюдаемым положением пояса стримеров в течение части цикла солнечной активности 1996-1999 гг. [76, 80]. Магнитогидродинамический подход [64] дает не плохое согласие и с потенциальным методом, и с наблюдениями, но в самом простом случае - в минимуме солнечной активности. Его использование для описания изменения конфигурации пояса стримеров в цикле солнечной активности пока отсутствует. Причины, вызывающие отклонение лучей пояса стримеров от радиального направления, могут оказаться различными при рассмотрении в потенциальном приближении и при магнитогидродинамическом подходе. Согласно [77], при восстановлении магнитного поля короны в потенциальном приближении основными причинами отклонения лучей от радиального направления являются следующие: наличие тока в узком слое и существование в фотосферном магнитном поле, кроме дипольной, еще сильной квадрупольной компоненты поля. Рис. 4.6. Схемы расположения в плоскости неба лучей пояса стримеров и действующих на них давлений в минимуме (левый рисунок) и максимуме (правый рисунок) солнечной активности. При магнитогидродинамическом подходе можно ожидать важной роли не только магнитного давления Рв= В /8л, но газокинетического Pg = nk(Te + Тр) и динамического Ра = nmVj_2/2 давлений плазмы. Здесь: п - концентрация плазмы, к — постоянная Больцмана, Те и Тр - температуры, соответственно, электронов и протонов, m - масса протонов, Vi -составляющая скорости плазмы, направленная поперек магнитного поля В. Полное давление есть их сумма Р = Рв + Pg + Pj- Широтное положение луча пояса стримеров на различных расстояниях от Солнца будет определяться локальным балансом давлений Р поперек пояса стримеров. На Рис. 4.6 схематично показаны два крайних случая, когда лучи пояса стримеров ориентированы радиально: при Х$ и 0, вдоль линии экватора {Рис. 4.6 левый), Ха « + 90, вдоль линии полюсов NS (Рис. 4.6 правый). Согласно [29], скорость солнечного ветра V (а значит и его составляющая V_L) растет пропорционально площади S корональной дыры, из которой он истекает, если S Sc 5 1010 км2. При S Sc скорость V не зависит от S и на расстояниях R 10Ro составляет V « 750-800 км/с. Таким образом в минимуме активности (левый Рис. 4.6) имеется две большие (с S Sc) корональные дыры на N и S полюсах, из которых вытекает СВ с примерно одинаковыми характеристиками. В результате полные давления плазмы на пояс стримеров, расположенный в плоскости экватора, с севера PN и юга Ps уравновешиваются PN W PS, обеспечивая радиальную ориентацию его лучей. В случае максимума активности, корональные дыры расположены вне полюсов в области средних и низких широт и оказывают на пояс стримеров, в среднем, примерно равные полные давления плазмы с востока РЕ И запада Pw так, что РЕ » Pw (правый Рис. 4.6). Это обеспечивает радиальную ориентацию лучей пояса стримеров вдоль линии NS. При переходе от ориентации пояса вдоль экватора к ориентации вдоль полюсов можно ожидать изменение знака величины АХ от к 0 к ДА. 0". Этим, по-видимому, объясняется обнаруженная радиальная ориентация лучей при Хо ±60. Изучение нерадиальности стримеров в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, в течение полуцикла солнечной активности 1996-2001, начиная от фазы минимума и до фазы максимума, в отсутствие КВМ показало: 1. Положение пояса стримеров относительно экватора Солнца в общем случае характеризуется двумя углами XQ и ХЕ, где XQ - широтное положение вблизи поверхности Солнца середины основания шлема, вершина которого при дальнейшем удалении от Солнца плавно переходит в луч пояса стримеров, ХЕ - широта этого луча на расстояниях от центра Солнца R (5-6)Ro, на которых луч становится радиальным. 2. Радиальную ориентацию (для них Хо А-Е) на всем своем протяжении сохраняют лишь лучи, расположенные на отдельных выделенных широтах \Q. Это: Хц « 0 (экватор), Хо ±90 (северный и южный полюса) и угол XQ на средних широтах м ±60, соответственно, в N и S полушариях. 3. Отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, происходит: для широт \ко\ 60 - в сторону экватора (ДА. 0), достигая максимума в N и S полушариях, соответственно при Хо ±40; для широт \Ко\ 60 - в сторону полюса (ДЛ, 0). 4. Полученные закономерности являются количественным тестом, по которому можно судить об адекватности теории при описании поведения квазистационарной короны Солнца в цикле солнечной активности.
характеризуется двумя углами ^о и Хе, где Ло - широтное положение вблизи поверхности
Солнца середины основания шлема, вершина которого при дальнейшем удалении от
Солнца плавно переходит в луч пояса стримеров, Хе - широта этого луча на расстояниях
от центра Солнца R > (5 - 6)Ro, на которых луч становится радиальным.
можно судить об адекватности теории при описании поведения квазистационарной
короны Солнца в цикле солнечной активности.
потоков плазмы повышенной плотности. Движение потоков происходит с крутым
фронтом, ширина которого 6 » 0.1 Ro - порядка пространственного разрешения
инструмента LASCO СЗ, по данным которого проводились исследования. Предложен
возможный механизм формирования крутого фронта.
квазистационарного медленного СВ в поясе стримеров по следующим параметрам; по
плотности плазмы, ее направленной скорости и длительности. По-видимому, они
являются одним из основных источников пополнения медленного квазистационарного СВ
в поясе стримеров,
течений плазмы и, как следствие этого, расширение луча, связано с формированием КВМ
различных типов.
отклонения лучей от радиальности в направлении перпендикулярном поверхности пояса
стримеров на расстояниях R<(4-5)Ro в зависимости от гелиошироты основания лучей
вблизи поверхности Солнца.
восстанавливать пространственную картину пояса стримеров и исследовать его структуру,
а также определять абсолютные значения концентрации и скорости потоков плазмы.Калиброванные данные
Предварительное обсуждение результатов
Примеры регистрации дополнительных потоков
КВМ минимального размера
Похожие диссертации на Структура пояса корональных стримеров
