Современные представления о структуре короны Солнца

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.