УДК 523.988
КОНФИГУРАЦИЯ ГЕЛИОСФЕРНОГО СЛОЯ ПО СИНОПТИЧЕСКИМ КАРТАМ КОРОНАЛЬНЫХ ЛУЧЕЙ ЗА 23, 24-й ЦИКЛЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2015 г. С. А. Гусева, М. П. Фатьянов, А. Д. Шрамко
Горная астрономическая станция ГАО РАН, г. Кисловодск e-mails: svgual@yandex.ru; mfat@rambler.ru; аshramko@inbox.ru Поступила в редакцию 14.07.2014 г.
На основе предложенной методики по данным коронографа LASCO C2 космической обсерватории SOHO и ^-коронометра Mark-IV обсерватории Мауна-Лоа составлены два каталога синоптических карт корональных лучей для разных высот (1.5—5Rq) за 23 и 24-й циклы солнечной активности (1996—2013 гг.). Построенные синоптические карты корональных лучей представляют собой развернутое по гелиографической долготе изображение сферических срезов трехмерной конфигурации нейтрального гелиосферного слоя. По полученным картам проведено исследование эволюции различных пространственных параметров гелиосферного слоя в исследуемый период.
DOI: 10.7868/S0016794015030086
1. ВВЕДЕНИЕ
Проявление изменчивости крупномасштабной структуры короны в 11-летнем цикле солнечной активности (СА) связано с изменениями формы корональных лучей, которые простираются на несколько радиусов Солнца Rq. Особый интерес представляют большие шлемовидные лучи, в основаниях которых располагаются волокна, образующие в период минимума 11-летнего цикла симметричный экваториальный пояс вокруг Солнца. Исследования корональной структуры группой киевских астрономов во главе со Всех-святским С.К. [Всехсвятский и др., 1965] показали, что большие шлемовидные лучи (опахала, стримеры) в виде "готических анфилад" (павильонов-тоннелей) состоят из элементарных тонких лучей и дуг; системы дуг "нанизаны" в своем основании на волокна и линии раздела полярностей продольного магнитного поля (МП). Отдельный луч состоит из образованного замкнутыми силовыми линиями круглого основания и венчающего его тонкого лезвия из разомкнутых силовых линий; с ребра он похож на шлем, сбоку напоминает веер. Дальнейшие работы [Eddy, 1973; Gosling etal., 1981; Коржов, 1978; Poland and MacQueen, 1981 и др.] подтвердили связь шлемовидных лучей с токовыми слоями, разделяющими области противоположной полярности крупномасштабного МП вблизи Солнца. Поскольку шлемовид-ные лучи оказываются связанными с секторными границами межпланетного МП, актуальны исследования внешней короны в белом свете, так как эти данные могут быть использованы для
определения полярности МП почти во всех точках околосолнечного пространства. Особенно важно исследовать эволюцию шлемовидных лучей в течение нескольких оборотов Солнца, их распределение на разных высотах, в разные периоды СА. Сформированные в работе синоптические карты расположения корональных лучей на разных высотах представляют собой картину реального наблюдаемого нейтрального гелиосферного слоя. Таким образом, корональные лучи представляют собой своеобразные ленты, наблюдаемые с ребра.
Целью данной работы является изучение трехмерной ориентации лучей в короне на расстоянии 1.5-6.0.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Для данной работы были использованы следующие наблюдательные данные:
а. Набор ежедневных изображений короны в белом свете, полученных на широкоугольном коронографе ЬА8СО С2 (80Н0). Внеатмосферный коронограф дает изображение лучей, простирающихся до 6.0, но не позволяет наблюдать корону ниже 2.1.0, поскольку построен по схеме коронографа с внешним затмевающим диском, экранирующим области внутренней короны. Период наблюдений на телескопах космической обсерватории 80Н0 охватывает 1996—2013 гг.
б. Изображения электронной короны ^-коро-нометров обс. Мауна-Лоа Магк-Ш (период до 1999 г.) и Магк-1У (1999-2013 гг.). Эти данные представляют собой измерения поляризации
а
Рис. 1. Примеры развернутых изображений белой короны с телескопа LASCO C2 вдоль лимба от 0 до 360° для 01.01.2004 г. и 05.01.2004 г. (а); примеры разрезов изображений белой короны с телескопа Mark-IV вдоль лимба от 0 до 360° и по высоте 1.5-2.0R0 (б).
вблизи Солнца, вызванной рассеянием света на электронах коронального вещества (Х-компонен-ты солнечной короны). Для наблюдений на телескопе Mark-III доступна корона на высотах 1.12— 2.44R0 с разрешением 10" по радиусу (104.4 пикселя соответствует одному R0) и 0.5° по азимуту. Цифровой телескоп Mark-IV имеет улучшенную разрешающую способность (5.95"/пиксель) и высоты 1.14—2.86R0. Спектральная область наблюдений на этих телескопах — 700—900 нм. Заметим, что диапазоны доступных для наблюдений высот короны LASCO C2 и Mark-IV лишь едва перекрываются, а с точки зрения методик наблюдений являются совершенно разными подходами к регистрации излучения солнечной короны.
в. Магнитограммы крупномасштабного фото-сферного МП обсерватории в Стэнфорде (www. stanford.edu\WSO).
г. Синоптические карты корональных полей (computed coronal field), где рассчитана радиальная компонента коронального МП на высотах h = = 2.5R0 и h = 3.25 R0.
д. Синоптические Ha-карты Горной Астрономической станции ГАО РАН за кэррингтоновские обороты (CR) 1905—2134, составленные по наблюдениям волокон и протуберанцев в линии Ha и активных областей на диске Солнца.
3. ПОСТРОЕНИЕ СИНОПТИЧЕСКИХ КАРТ КОРОНАЛЬНЫХ ЛУЧЕЙ
Синоптические карты корональных лучей составлены путем преобразования лучей на изображении короны в прямоугольный формат на плоскости. Преобразование выполнено с помощью компьютерной программы, которая формировала на карте корональные лучи для высот от 1.5 до 5Rq (при этом лучи, расположенные на разных лимбах, включались на одну карту как раздельно, так и совместно). Метод построения синоптической карты состоит в следующем:
— Каждое изображение белой короны (LASCO C2 и Mark-IV) разворачивается вдоль лимба от 0 до 360° (рис. 1). В результате получается прямоугольное изображение короны Солнца, в котором по оси абсцисс откладывался позиционный угол, а по оси ординат — расстояние от центра Солнца.
— На расстояниях 2.5, 3.0, 4.0, 5.0R0 от центра Солнца производятся горизонтальные разрезы на развернутых изображениях LASCO C2 и 1.5— 2.0R0 для Mark-IV отдельно на восточном (E) и западном (W) лимбах.
— Строится сетка прямоугольных координат для каждого синоптического оборота по Кэррингтону с использованием физических эфемерид Солнца. Внизу на координатной сетке проставляется дата
90 60 30 0
11.01.97 06.01.97 01.01.97 27.12.96 22.12.96 17.12.96 27.12.96 22.12.96 17.12.96 12.12.96 07.12.96 02.12.96
90 60 30 0
30 60 90
0 30
60
90 120 150 180 210 240 270 300 330 360
« j +
. *
17.10.00 12.10.00 07.10.00 02.10.00 27.09.00 CR1968
Рис. 2. Синоптические карты корональных лучей, построенные по данным телескопа LASCO C2 для высоты 2.5Rq, с нанесенными координатами волокон и пятен (звездочки); карта CR 1917 — построена для двух E и W лимбов, а карта CR 1968 — для E лимба.
прохождения соответствующим меридианом западного или восточного лимба.
— Затем на построенную сетку наносятся изображения каждого из разрезов на своей кэррингто-новской долготе, соответствующей дате и времени съемки.
В результате были получены два больших набора (два каталога) синоптических карт лучей. Изображения некоторых синоптических карт представлены на рис. 2 и рис. 3. Таким методом были построены синоптические карты корональ-ных лучей для высот от 1.5 до 5.0 за период 1996— 2013 гг. Для детального изучения эволюции лучей на сетку полученных синоптических карт накладывались координаты оцифрованных волокон и пятен по На-картам Горной Астрономической Станции ГАО РАН. Полученное распределение лучей за каждый оборот в интервале СЯ (1905— 2134) было совмещено с соответствующей магни-
тограммой коронального МП (рис. 4), где рассчитана нейтральная корональная линия глобального МП на к = 2.5.0 81аПЪга.еаи\^0).
4. РЕЗУЛЬТАТЫ ОБРАБОТКИ
На каждой из составленных синоптических карт отчетливо видно, что около трети числа лучей разбросаны почти равномерно по всей синоптической карте, вдали от линии раздела коронального МП. Среди лучей, лежащих на нейтральной линии радиальной компоненты коронального МП, 45% представляют собой яркие шлемовидные лучи, 15% — лучи средней яркости и 40% — слабые узкие лучи. Многие из этих лучей хорошо совпадают с положением волокон на На-карте или имеют смещение (до 10°), которое вполне можно объяснить эффектом проекции луча на картинную плоскость, если луч имел отклонение от этой плоскости. Осталь-
09.08.99 04.08.99 03.07.99 25.07.99 20.07.99 15.07.99 СБ 1952 Е (L5-2.0Rg)
08.02.07 03.02.07 29.01.07 24.01.07 19.01.07 СБ 2052 W (1.5—2.0Бд)
15.09.08 10.09.08 05.09.08 31.08.08 26.08.08 СБ 2074 Е (1.5—2.0Бд)
Рис. 3. Синоптические карты корональных лучей, построенные по данным телескопа Магк-ГУ для высот 1.5—2.0Лд; карты СБ 1952, СБ 2074 представлены для Е лимба, а карта СБ 2052 — для W лимба.
ные лучи отчетливо группируются вблизи нейтральной линии, имея систематическое отклонение в направлении более высоких или более низких широт (вверх или вниз по широте соответственно) от расчетной нейтральной линии.
В целом у наблюдаемых лучей можно отметить тенденцию к более высоким широтам, чем у вычисленной нейтральной линии МП в короне.
На картах можно отчетливо проследить моменты появления луча на лимбе, выхода его в картин-
90 60 30 0
-30 -60 -90
04.08.97 14.08.97 09.08.97 04.08.97 30.08.97 25.07.97
30.07.97 25.07.97 20.07.97 15.07.97 10.07.97
03.10.99 13.10.99 08.10.99 03.10.99 28.09.99 23.09.99
28.09.99 23.09.99 18.09.99 13.09.99 08.09.99
Рис. 4. Наложение синоптических карт для разных фаз цикла СА на магнитограммы корональных полей (computed coronal field) для высот 2.5 Rq.
ную плоскость и его исчезновения. Просмотр карт показал, что промежуток времени выхода в картинную плоскость некоторых лучей не равен промежутку времени их захода. Это говорит о существовании некоего долготного наклона лучей. Для некоторых лучей отчетливо видно несоответствие координат наиболее яркой части (считая, что он — в картинной плоскости) и координат соответствующего ему волокна. Шлемовидные лучи группируются вблизи нейтральной линии, имея систематическое отклонение в направлении более высоких
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.