Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Структурные элементы солнечной короны н параметры внутренних источников магнитного поля 11
1. Форма и физические параметры солнечной короны 11
2. Модели корональных шлемов 15
3. Корональные шлемы как складки поверхности 20
4. Параметры источника полоидального магнитного поля 23
5. Дипольный момент полоидального магнитного поля и число Вольфа 32
G. Регулярная компонента временного ряда чисел Вольфа 34
7. Параметры источника реликтового магнитного поля 44
Глава 2. Конфигурация источников магнитного поля эпохи минимума солнечной активности 50
1. Структура солнечной короны 50
2. Модель короны 30 июня 1954 года 53
3. Моделирование источников магнитного поля 58
4. Локальные искажения нейтральной поверхности 6G
5. Широтные положения и смещения нейтральной поверхности 71
6. Долготные перемещения нейтральной поверхности 73
7. Расположение источников магнитного поля 78
8. Структурная организация фотосферных магнитных источников 85
Глава 3. Конфигурация источников магнитного поля эпохи максимума солнечной активности 91
1. Структура солнечной короны 91
2. Наклон корональной нейтральной поверхности 94
3. Параметры магнитных источников 11 июля 1991 года 98
4. Структурные элементы короны 11 июля 1991 года 103
5. Основные магнитные источники и форма короны 107
6. Корональные проявления структурной организации магнитного поля 117
7. Тонкая структура короны и супергрануляция 122
8. Стабилизация формы нейтральной поверхности 126
9. Вращение нейтральной поверхности 133
10. Стабильность шлемовидной структуры и дрейф 134
Заключение 141
Список литературы 148
Приложение 170
Введение к работе
Актуальность проблемы
Исследование солнечной короны представляет собой важную задачу и с точки зрения самостоятельного объекта изучения высокотемпературной космической плазмы, и по причине значимости её как элемента в цепочке трансформации энергии внутренних слоев Солнца к магнитосфере и ионосфере Земли. Проведение таких исследований сопряжено с различного рода сложностями, порождаемыми очень слабой яркостью по сравнению с фотосферой в оптическом диапазоне длин волн. К тому же, для короны с её малой оптической толщей в наибольшей мере, по сравнению с фотосферой и хромосферой, сказывается эффект наложения на луч зрения структур, разнесенных в высотном и долготном интервалах. И это не позволяет надежно выделить изучаемый элемент и определить его пространственные координаты.
До середины прошлого века исследование солнечной короны велось по отдельным её изображениям, получаемым во время полных солнечных затмений. Анализ этих изображений выявил зависимость формы короны от солнечной активности. Поскольку степень солнечной активности определяется конфигурацией и напряженностью фотосферного магнитного поля, то естественным было связать структурные элементы короны с магнитным полем. Возникло представление о том, что структура короны представляют собой визуализацию магнитных силовых линий, вдоль которых происходит увеличение плотности плазмы.
В настоящее время накоплен обширный материал внезатменных наблюдений солнечной короны и измерений магнитного поля Солнца, охватывающий несколько солнечных циклов. Космические аппараты TRACE, SOHO, Коронас-Ф позволили исследовать изображения короны с высоким временным и пространственным разрешением. Получаемые из анализа всех этих данных факты, закономерности и зависимости не всегда укладываются в устоявшееся представление о корональных элементах как визуализированных магнитных силовых линиях. Большинство из таких проблем относится к средней и внешней короне, видимой в рассеянном излучении фотосферы (К-корона). Для элементов К-короны, помимо противоречий наблюдениям, существуют трудности модельных построений. В частности, получение отдельных изолированных структур, увеличение в них плотности, а так же устойчивость к вариациям магнитного поля и динамическим явлениям. К тому же, есть проблемы выделения конкретных магнитных силовых линий и существенного увеличения вдоль них плотности.
Одним из путей преодоления возникших проблем может быть смена концепции образования структурных элементов К-короны, Среди возможных концепций наиболее перспективной выглядит та, в которой корональные элементы появляются от складок и сборок плотного слоя плазмы. Этот слой должен возникать в местах смены знака радиальной компоненты магнитного поля. В хромосфере такое происходит в протуберанцах, а во внешней короне - в гелиосферном токовом слое.
Цель работы
Поиск взаимосвязей между структурой К-короны Солнца и источниками солнечного магнитного поля. Предполагается, что корональная структура возникает от складок и сборок плотного слоя плазмы, расположенного на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля.
Основные результаты, выносимые на защиту
Обнаружено влияние источников, порождающих 30 - 60, 8, 3 неоднородность фотосферного магнитного поля Солнца, на конфигурацию корональної! нейтральной поверхности. Крупномасштабная неоднородность порождает шлемы, а мелкомасштабная - лучи и системы вложенных петель.
Показано, что каркас корональної: нейтральной поверхности формируют источники на "активных долготах" и источник полоидального магнитного поля, существенный вклад в который вносит реликтовый ток. Дипольный момент реликтового тока наклонён к оси вращения Солнца на 10 — 14, а его величина равна 1/4 от полоидального в минимумах 21 - 23 солнечных циклов.
Найдена 40% вариация максимальной величины дипольного момента источника полоидального магнитного поля в циклах солнечной активности на основе обнаруженной связи с регулярной компонентой временного ряда чисел Вольфа. Показатель этой связи 1/3, при использовании самих значении чисел Вольфа величина показателя уменьшается до 0.04. Регулярная компонента представляет собой сумму синусоид с периодами 21.5 года и 19.3 года, отношением амплитуд 5:2. Эта сумма удовлетворительно описывает долговременные вариации солнечной активности и переменность длительности солнечного цикла.
Показано, что быстрые изменения магнитного поля фотосферного источника приводят к выбросу солнечной плазмы со скоростью до 1000 км/с в результате электрического дрейфа. Такие скоростные выбросы петельного типа и " гало" возникают из областей с замкнутой нейтральной поверхностью, опирающейся на кольцевую фотосферную нейтральную линию.
Достоверность и обоснованность результатов
Работа основана на наиболее надежных данных наземных и спутниковых измерений. Модельные построения соответствуют современным представлениям о физических условиях на Солнце.
Научная новизна
1. Показано, что лучевая и петельная структура солнечной К-короны, за исключением полярных перьев, возникает от проекции на картинную плоскость тонких плотных слоев, лежащих на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля Солнца. Шлемы и лучи появляются от складок такого слоя при его деформации по долготе с масштабом 30" - 60" и 3" соответственно. Видимые структуры вложенных и пересека- ющихся петель представляют собой искаженные 3 масштабом замкнутые слои типа "оболочка".
Несовпадение угловых скоростей вращения корональных шлемов и гелиосферного токового слоя объясняется различием порождающих их источников. Внутренние и приэкваториальные источники определяют преимущественно вращение гелиосферного токового слоя, а среднеширотные - границ шлемов,
Предлагается модель среднеширотных источников магнитного поля в виде двух близко расположенных соленоидов, вариацией параметров которых удается получить на фотосфере 3 или 5 линий широтного раздела областей разной магнитной полярности.
Объясняются несовпадения видимого широтного положения корональных шлемов с прилимбовой конфигурацией корональной нейтральной линии особенностями проекции на картинную плоскость плотного слоя, расположенного на нейтральной поверхности ("нейтральный слой"). И показано, что только по угловому положению протяженных шлемов > 4Л0 можно судить об истинном наклоне коронального нейтрального слоя.
Обнаружена стабилизация выше 5Я0 конфигурации корональной нейтральной поверхности, каркас которой формируется двумя фотосферными источниками на "активных долготах" и источником полоидального магнитного поля.
Предложен метод оценки дипольных моментов магнитных источников, определяющих положение и ориентацию нейтрального слоя в короне, по наблюдаемому расположению протяженных корональных шлемов.
Предложена методика расчета дипольных моментов источника полоидального магнитного поля и реликтового тока. В расчетах используются данные магнитографических измерений полярных областей Солнца в эпоху минимума активности.
Получена оценка вероятного интервала наклона к оси вращения Солнца дипольного момента реликтового тока 10 — 14 с использованием двух разных критериев.
9. Получена аналитическая формула для электрического дрейфа в слу чае временной вариации симметричного магнитного поля. Формула дана с учётом вклада отдельных гармоник разложения магнитного поля.
Показано, что поднимающийся в короне купол представляет собой электрический дрейф замкнутого плотного слоя типа "оболочка", сформировавшегося над кольцевой фотосферной нейтральной линией.
Найдена регулярная составляющая ряда чисел Вольфа, аппроксимируемая двумя синусоидами. Их амплитудная модуляция создает вариацию активности Солнца около 200 лет, наличие моментов сбоя фазы приводит к аналогичной вариации около 100 лет.
Обнаружена функциональная связь (показатель 1/3) между максимальными значениями дипольного момента полоидального магнитного поля и величиной регулярной составляющей ряда чисел Вольфа в цикле солнечной активности. При использовании в этой зависимости среднегодового числа Вольфа показатель уменьшается до 0.04. ^
Научная и практическая значимость
Найденное соответствие между структурными элементами солнечной К-короны и конфигурацией поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля даёт принципиальную возможность по видимой структуре короны получить трехмерный вид этой поверхности. Такой восстановленный вид представляет ценность в качестве контроля расчёта коронального магнитного поля по фотосферным данным.
Условие появления протяженных корональных шлемов при торцевом развороте нейтральной поверхности к лучу зрения позволяет определить её наклон к солнечному экватору по угловому положению этих шлемов. Наличие таких протяженных шлемов указывает, кроме того, на изменение формы нейтральной поверхности до расстояний : 5Д, что важно для моделирования солнечного ветра и построений поверхности источника.
Обнаруженное проявление мелкомасштабной деформации нейтраль- ной поверхности в виде лучей, простирающихся до расстояний существенно превышающих уровень её стабилизации, имеет важный аспект для моделей формирования плотного слоя плазмы и изучения текущего по нему тока.
Выявленная взаимосвязь между корональными структурными элементами и подфотосферными областями усиления магнитного поля позволяет определять некоторые свойства динамики вращения и конвекции по наблюдаемой переменности структуры К-короны.
Разработанная методика расчета параметров источника полоидаль-ного магнитного поля может быть использована в стандартных расчетах коронального магнитного поля Солнца.
Продемонстрированная возможность представления вариации солнечной активности суммой двух периодических функций является важным для моделей генерации переменного магнитного поля Солнца.
Полученное аналитическое выражение для скорости электрического дрейфа может быть использовано для оценок временных изменений отдельных гармоник магнитного поля активной области по наблюдаемой траектории произошедшего из неё выброса вещества.
Личный вклад автора
При решении поставленных задач автор разработал новые подходы и методики, в частности, разделение вкладов полоидальной и реликтовой составляющей магнитного поля, применение отличного от стандартного представления гармоник разложения магнитного поля. Модельные построения выполнены автором. Им также проведён анализ полученных результатов и дана интерпретация взаимосвязей между корональными структурами, подфотосферной конвекцией и гелиосферным токовым слоем.
Структура и объем диссертации
Диссертационная работа состоит из введения, трех глав, заключения и приложения. Всё это изложено на 171 странице, где имеются 133 рисунка и 7 таблиц. Список цитируемой литературы включает 246 наименований.
Форма и физические параметры солнечной короны
Предметом изучения данного исследования является структура солнечной короны, видимая в рассеянном, преимущественно на электронах, свете от фотосферы. Помимо рассеянного фотосферного света существует и собственное излучение корональной плазмы. Наибольшая доля этого излучения приходит из петельных образований с видимыми высотами до О.ЗДэ [35]. Физические характеристики таких петель имеют значительный разброс по плотностям и особенно по температурам. Кроме того, петли проявляют различные динамические эффекты с малым временным масштабом. Все эти указанные особенности в настоящее время успешно регистрируются и анализируются приборами спутника TRACE [http://vestigc.lmsal.com/ TRACE/].
С удалением от Солнца повышается роль пылевых частиц в рассеянии фотосферного излучения. Равенство вкладов обоих типов рассеивающих компонент происходит на РИ 2.5#ф. Разделение этих типов излучений возможно спектроскопическим методом. С точки зрения влияния пылевой доли излучения на наблюдаемую корональную структурность, то ею можно пренебречь, поскольку распределение пылевых частиц достаточно однородно.
Структура рассеянной на электронах короны, К-короны, (в дальнейшем просто короны) представляет собой совокупность разнообразных по геометрии и протяженности элементов. Наибольшим разнообразием отличается внутренняя корона до 3RQ, вид которой явным образом зависит от степени активности Солнца. В минимуме солнечной активности (СА) корональные образования группируются преимущественно в приэкваториальной зоне. Рис. 1.1 демонстрирует "идеальный" вид короны минимума 30 июня 1954 г., где определяющие элементы структуры короны - шлемы ориентированы вдоль экватора. В эпохи максимума СА корональные шлемы наблюдаются вдоль всего солнечного лимба. Иллюстрацией этого может служить корона 11 июня 1983 г. (рис. 1.1). В моменты между максимумом и минимумом СА корональные шлемы в той или иной степени группируются в отдельных областях. Форма короны 15 февраля 1961 г. демонстрирует сказанное. Помимо особенностей расположения шлемов, их протяженность также меняется с фазой цикла СА, достигая максимальной величины вблизи эпохи минимума [24].
Помимо шлемов в структуре короны наблюдаются лучи различной геометрии (рис. 1.1). В минимуме СА в полярных областях лучи образуют "снопы", называемые полярными перьями {рис. 1.1). Другим характерным элементом является петельная система из вложенных дуг. Её можно видеть в юго-восточном секторе короны 1961 г.
Все отмеченные структурные элементы солнечной короны есть отражение её неоднородности по плотности. Такой вывод следует из того, что преобладающим фактором в интенсивности внутренней короны является рассеяние на электронах. А на больших расстояниях пылевая составляющая не имеет мелкомасштабной неоднородности. Следовательно, вся наблюдаемая структура короны представляет собой видимую проекцию на картинную плоскость локальных вариаций плотности солнечной плазмы вдоль луча зрения. И предлагаемое исследование сводится к изучению происхождения и геометрических характеристик таких областей повышенной плотности.
Структура солнечной короны
Типичные примеры структур солнечной короны эпохи минимума солнечной активности (СА) приведены на рис. 2.1а и рис. 2.16, где под каждым рисунком даны годы наблюдения затмения. Структурные изображения рис. 2.1а взяты из сборника Всехсвятского [45], а рис. 2.16 - из работы Кучми [143] и Рушина [59]. На рис. 2.1а,б видно, что характерной деталью солнечной короны являются протяженные шлемы количеством от 2 до 4. Широтные положения середин этих шлемов не превышают 50, а узкие продолжения их верхних частей отклонены от радиального направления к экватору. Такой эффект по мнению Всехсвятского [45] и Кучми [143] характерен именно для периода минимума СА. И это действительно подтверждается на большом материале внезатменных снимков коронографа LASCO-C2 космического аппарата SOHO [95]. Исследовать эту закономерность удается, несмотря на ограничение внутреннего поля зрения LASCO-C2 2.2йф, поскольку радиальные протяженности шлемов обычно не менее Зй0 [24].
Помимо нескольких протяженных шлемов в структуре солнечной короны проявляются лучевые структуры, число которых зависит от детальности её прорисовки и качества изображения короны. Эта особенность явно заметна при сравнении рис. 2.1а и рис. 2.16. Однако, в любом случае выделяется полярная область, где имеются только лучи. Эти лучи называются полярными перьями и они рассматриваются как неотъемлемый атрибут структуры солнечной короны эпохи минимума СА.
Следует учесть, что в эпоху минимума СА сохраняется в определенной степени пятенная активность, обычно характеризуемая числом Вольфа. Для выбранных моментов на рис. 2.1а,б среднемесячное число Вольфа составляло от 5 до 24. Различие в степени СА по этому показателю не проявлялось каким-либо видимым образом в формах корон. Так, схожесть структуры затмений 1889 г. и 1901 г. (рис. 2.1а) существует при разных числах Вольфа: 6 и 13 соответственно. Ещё большее различие (5 и 22) имелось для затмений с однотипными положениями 3 основных шлемов 1922 г. и 1952 г. Малое число Вольфа, равное 6, пришлось на затмения 1878 г. и 1889 г. с совершенно различными типами корональної! структуры (рис. 2.1а). Отличие по общей форме и положению шлемов имелось между затмениями 1952 г, и 1995 г. (рис. 2.16) при больших значениях чисел Вольфа: 22 и 21 соответственно.
Всё вышесказанное позволяет предположить, что структура солнечной короны в эпоху минимума СА формируется источниками, связанными не с тороидальным магнитным полем (МП), а с полоидальным. Эти источники полоидального МП и должны создавать плотный нейтральный слой (НС), складки которого порождают наблюдаемую форму короны. Поскольку основными элементами этой формы являются шлемы (рис. 2.1а,б), то и поиск конфигурации источников МП следует проводить с учетом их наблюдаемой геометрии.
Для начала следует рассмотреть вариант с минимальным проявлением пятенной активности, чтобы иметь представление именно о действии источников полоидального МП. Такому критерию удовлетворяет затмение 30 июня 1954 г. Из всего доступного ряда затменных корон этот момент отличается наиболее низкой СА - среднемесячное число Вольфа за июнь составило 0.2. В мае этого года вообще не было зафиксировано солнечных пятен. Поэтому форма короны 1954 г. отражает почти идеальный случай действия только источников полоидального МП.
Структура солнечной короны
Структура короны в периоды максимума солнечной активности (СА) существенно отличается от эпохи минимума (рис. 2.1а,б). Корональные шлемы располагаются вдоль всего солнечного лимба и их радиальные размеры в 2 раза меньше [24]. На рис. 3.1а,б приведены примеры таких структур в моменты солнечных затмений с 1927 г. по 1999 г. Короны 1927 г. и 1936 г. взяты из работы Бугославской [12], остальные у Кучми [143], изображение 1999 г. дано в виде контрастного отпечатка оригинального снимка Кучми. Шлемы в большинстве случаев не имеют радиальной симметрии и часто заканчиваются острой верхушкой.
Указанные особенности расположения и формы корональных шлемов эпохи максимума СА также возможно объяснить проекцией деформированного тонкого слоя. Наглядная демонстрация этого приведена в уже ранее упомянутой (Глава 1) работе [15], где переход деформированного слоя в плоскость приводит к появлению сборок Уитни. При определенных разворотах такой плоскости к лучу зрения сборки Уитни создают эффект острой верхушки, наблюдаемой у корональных шлемов.
Подтверждают сказанное и наблюдения при торцевом развороте корональної! нейтральной поверхности (НП) к лучу зрения. Такое случилось во время полного солнечного затмения 11 июля 1991 г. На рис. 3.3а представлен структурный рисунок этой короны по снимку, полученному на Маи-па Кеа [246]. Рис. 3.3а напоминает минимальный тип с двумя основными антиподалъными шлемами, но развернутый по широте на и 60tt. Такой разворот соответствует наклону корональной НП, расчеты которой приведены на рис, З.Зб для расстоянии 2.5Й по данным Wilcox Solar Observatory.
Структурные рисунки корогг, полученные во время полных солнечных затмений (из работы [143]). Контрастированный снимок, полученный Кучми на затмении 11 августа 1999 г. Под рисунками даны і оды затмений. (WSO), Помимо этих основных шлемов имеются в северо-западном секторе лучевые структуры и два образования типа "купол" (рис. 3.3а).
Подобные затмению 1991 г. структуры наблюдаются на снимках коронографа LASCO-C2 (SOHO). На рис. 3.8а дается один из примеров таких снимков с антипод ал ьными шлемами, расположенными на широтах « 50. Видимое угловое расположение шлемов согласуется с наклоном корональ-ной НП по расчетам WSO корона л ьной нейтральной линии (НЛ) на 2.5 Л (рис. 3.86). Из-за блендирования до 2Я снимков LASCO-C2 на рис. 3.8а не видны образования с малыми размерами и скрыты истинные широтные размеры шлемов.
