АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 12, с. 1135-1145
УДК 523.947-56
НЕКОТОРЫЕ СВОЙСТВА РАСПРЕДЕЛЕНИЙ ЯРКОСТИ К- И F-КОРОНЫ ПО ШИРОТЕ ПО ДАННЫМ SOHO/LASCO
© 2007 г. В. Г. Файнштейн
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия
Поступила в редакцию 20.12.2006 г.; принята в печать 22.06.2007 г.
С помощью двух методов — метода Хайеса—Вурлида—Ховарда и упрощенного метода разделения яркости К- и F-короны, предложенного недавно автором, — впервые получены непрерывные распределения яркости К- и F-короны по широте на различных расстояниях. Использованы данные коронографов LASCO С2 и С3. Сделаны оценки изменения с расстоянием углового размера распределения яркости F-короны по широте и отношения максимального значения яркости F-короны к яркости F-короны на полюсе. На больших расстояниях (R = 25Rq, где Rq — радиус Солнца), изучены вариации яркости F-короны на различных масштабах времени: месяц, год, 11 лет (солнечный цикл). Показано, что распределение яркости F-короны по широте наиболее заметно меняется в течение года и слабо меняется в течение солнечного оборота и в цикле солнечной активности в фиксированный день года.
PACS: 96.60.P-, 96.60.Xy, 95.85.Kr, 95.55.Fw
1. ВВЕДЕНИЕ
Полная яркость белой короны В равна сумме яркостей двух компонент коронального излучения: яркости К-короны (Вк) и яркости F-короны (Вр). К-корона формируется фотосферным излучением, рассеянным на свободных электронах короны, а р-корона возникает вследствие рассеяния фотосферного излучения на частицах космической пыли.
Наиболее полно физические свойства белой короны можно выяснить, выделив из яркости белой короны яркость К-короны и р-короны и отдельно изучив каждую из этих составляющих свечения короны. Так, например, по величине яркости К-короны можно определить концентрацию электронов Ne корональной плазмы. Это особенно актуально для больших расстояний от Солнца. До последнего времени для нахождения N использовалась, главным образом, поляризационная яркость Вр = В1 — Вг. Здесь В1 и Вг — интенсивности излучения белой короны, поляризованные в тангенциальном и радиальном направлениях. Это позволяло исключить влияние неполяризованных компонент света, регистрируемых коронографами, и, прежде всего, р-корону и рассеянный свет. В то же время известно, что р-корона не поляризована приблизительно до 5 солнечных радиусов (Я©) [1, 2]. Начиная с этого расстояния, степень поляризации р-короны возрастает, и определение
концентрации электронов в короне с помощью величины Вр характеризуется все большей погрешностью. Поэтому на больших расстояниях наиболее подходящей характеристикой для нахождения Ne является яркость К-короны, которая связана интегральным соотношением с распределением Ne вдоль луча зрения.
Проблема разделения яркости К- и р-короны имеет уже более чем 50-летнюю историю [3— 8]. Разработано несколько методов, позволяющих решить эту задачу с той или иной точностью для различных диапазонов расстояний R от центра Солнца. Наиболее часто используется метод, опирающийся на измерения полной яркости и полной поляризации белой короны, а также на расчеты степени поляризации К-короны (см., например, [9]). В 60-е годы для разделения К-и р-короны использовался метод, включающий измеряемое отношение глубины фраунтгоферовых линий в фотосферном излучении и в излучении белой короны [4]. И, наконец, яркость К-короны в зависимости от расстояния (для R < 2.5R©) была получена из модельных расчетов в предположении гидростатического равновесия в сферически-симметричной короне [6].
Все перечисленные методы базируются на различных упрощающих предположениях, влияние которых на точность определения яркости К- и р-короны не изучено. К таким предположениям относится, прежде всего, предположение о сферической симметрии короны при расчетах степени
1136
ФАЙНШТЕЙН
поляризации K-короны или модельных расчетах яркости K-короны и предположение об отсутствии поляризации у F-короны. Однако хорошо известно, что в целом корона характеризуется весьма сильной неоднородностью и анизотропией, а F-корона не поляризована, как уже отмечалось, до относительно небольших расстояний от центра Солнца.
В последние годы было предложено два метода [8, 10] разделения яркости К- и F-короны, не использующие указанные выше упрощающие предположения и применимые для расстояний R > 6R© .
Существенным недостатком метода разделения яркости К- и F-короны [8] является его относительно "высокая трудоемкость". Это затрудняет применение данного метода для оперативной обработки больших массивов изображений, когда, например, необходимо разделить яркость К- и F-короны в поле зрения коронографов LASCO C2 и C3 в течение длительных промежутков времени. Если источником исходной информации (изображений белой короны) является Интернет, то для получения значений яркости К- и F-короны в определенный момент времени в поле зрения коронографов LASCO C2 и C3 необходимо затратить от 0.5 до 15 сут в зависимости от имеющихся технических возможностей и степени автоматизации используемых процедур (с использованием стандартного персонального компьютера). Подавляющая часть этого времени — это время закачки необходимых изображений белой короны из Интернета.
В то же время метод [10], созданный недавно автором, оказался существенно более быстрым. Для получения этим методом для одного момента времени распределений яркости К- и F-короны по широте на нескольких расстояниях необходимо затратить около часа при частичной автоматизации процедур и несколько минут плюс время закачки из Интернета двух изображений короны при полной автоматизации метода.
Хотя, как уже отмечалось, разделение К- и F-короны проводилось неоднократно, до сих пор не изучены некоторые важные свойства этих составляющих белой короны. Практически отсутствуют сведения о характере распределения яркости F-короны по широте между полюсами и экватором на различных расстояниях и об изменениях таких распределений в зависимости от времени — на разных временных масштабах. Соответственно, нет сведений об особенностях поведения K-короны в зависимости от широты. В подавляющем большинстве работ, выполненных до последнего времени, радиальные распределения яркости К- и F-короны находились лишь на экваторе и на полюсе. Довольно мало попыток предпринималось для
разделения яркости К- и F-короны и определения концентрации электронов на больших расстояниях (R > 6Rq ).
В настоящей работе для поля зрения коронографа LASCO С2 с помощью методов [8, 10], а для поля зрения LASCO С3 с использованием лишь метода [10], впервые получены непрерывные распределения яркости К- и F-короны по широте на различных расстояниях, в том числе на расстояниях R > 6Rq. Сделаны оценки изменения с расстоянием углового размера распределения яркости F-короны по широте и отношения максимального значения яркости F-короны к яркости F-короны на полюсе. На больши!х расстояниях (R = 25R©) изучены вариации яркости F-короны на различных масштабах времени: месяц, год, 11 лет (солнечный цикл). Показано, что распределение яркости F-короны по широте наиболее заметно меняется в течение года и слабо меняется в течение солнечного оборота и (в фиксированный день года) в цикле солнечной активности.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ РАЗДЕЛЕНИЯ ЯРКОСТИ К- И F-КОРОНЫ
Для анализа использовались калиброванные данные SOHO/LASCO. Коронографы LASCO C2 и C3 [11] обеспечили непрерывный ряд изображений белой короны (до нескольких десятков изображений в сутки) с высоким пространственным разрешением в течение 11-летнего цикла солнечной активности на расстояниях R & (2-30)R©. Калиброванные данные с уровнем обработки изображений L1, в которых минимизированы влияния рассеянного света, виньетирования и других искажений изображений, получались из менее качественных изображений с уровнем обработки L0.5 с помощью пакета программ, разработанного командой LASCO и выложенных в Интернете в SSW (Solar Software). Эти программы были нами несколько модифицированы и адаптированы для работы с операционной системой WINDOWS. Большую помощь в приведении этого пакета программ в рабочее состояние нам оказал специалист из команды LASCO Н. Рич (N. Rich). Следует заметить, что недавно была проведена ревизия калибровки коронографа LASCO C3 с учетом его многолетней работы [12]. В нашей работе эти изменения калибровки LASCO C3 не учитывались. Некоторые выявленные недостатки использовавшейся калибровки LASCO С2 и C3 будут обсуждаться ниже.
В данной работе для разделения яркости К- и F-короны в поле зрения коронографа LASCO C2 был реализован метод Хайеса—Вурлида—Ховарда (Hayes—Vourlidas—Howard) [8]. Этот метод был тестирован его создателями на изображении короны,
полученном 26.02.1998 на расстояниях R < 6R©. Позднее он был применен еще для одного изображения короны на расстояниях R < 20R© [13]. В методе [8] яркость F-короны в каждом пикселе изображения белой короны находилась как минимальное значение яркости за промежуток времени, равный 56 сут, умноженное на корректирующий множитель, меняющийся от 0.9 до 1 в зависимости от расстояния. Упомянутый интервал времени центрировался на дату, для которой производилось разделение яркости К- и F-короны.
Как уже отмечалось, метод [8] требует больших затрат времени для обработки одного изображения короны. Чтобы уменьшить эти затраты, в нашей реализации метода [8] использовались лишь 10— 30% всех изображений необходимого формата, полученных для каждой даты рассмотренного интервала времени в 56 сут. Ниже мы увидим, что такое уменьшение числа изображений, полученных в течение каждого дня из интервала в 56 сут, приводит к погрешности определения яркости К-и F-короны, позволяющей проводить необходимые исследования этих компонент белой короны. При реализации метода [8] для различных центральных дат предполагалось, что определенные за интервал времени в 56 сут корректирующие коэффициенты K, на которые умножались минимальные значения полной яркости белой короны в каждом пикселе, остаются такими же, какими они были найдены в работе [8] для центральной даты 26.02.1998. Предполагалось также, что эти
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.