АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2008, том 42, № 1, с. 86-92
УДК 523.945
СВЯЗЬ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР С ВЫСОКОСКОРОСТНЫМИ ПОТОКАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
© 2008 г. Н. Н. Степанян***, С. В. Кузин*, В. Г. Файнштейн**, Г. В. Руденко**, В. М. Малащук***, В. А. Перебейнос***, Н. И. Штерцер***, Р. К. Жигалкин***,
И. А. Житник*, А. А. Перцов*
*Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва **Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск ***НИИ Крымская астрофизическая обсерватория МОН Украины, пос. Научный, Украина
Поступила в редакцию 10.02.2005 г.
В настоящей работе исследуется связь корональных дыр двух классов с квазистационарными высокоскоростными потоками солнечного ветра на орбите Земли. К первому классу относятся коро-нальные дыры, площадь которых не меняется или возрастает с высотой над поверхностью Солнца ("открытые" корональные дыры); ко второму классу относятся дыры, площадь которых уменьшается с высотой ("замкнутые" корональные дыры). Параметры корональных дыр определялись по изображениям и спектрогелиограммам инфракрасного и крайнего ультрафиолетового диапазонов спектра. Показано, что большая часть "открытых" корональных дыр может быть ассоциирована с высокоскоростными потоками солнечного ветра, в то время как для большей части "замкнутых" корональных дыр корреляция с быстрыми потоками солнечного ветра существенно ниже.
РДСБ: 96.60.pc
ВВЕДЕНИЕ
Корональные дыры (КД) - это крупномасштабные долгоживущие области солнечной атмосферы с пониженной мерой эмиссии. КД в мягком рентгеновском диапазоне регистрируются как участки переходного слоя и солнечной короны с пониженной (до нескольких десятков процентов) яркостью, а в инфракрасном излучении в линии Не I 10830 А (хромосфера) как более яркие участки (в наших исследованиях на (2-4)% превышающие по яркости невозмущенные области солнечного диска); в последнем случае область корональной дыры характеризуется также исчезновением или размытием хромосфер-ной сетки (71гкег, 1977).
Несмотря на сравнительно большие размеры КД диагностика их физических параметров затруднена. Связано это, в первую очередь, с малой интенсивностью линий мягкого рентгеновского диапазона, которые, как правило, используются для диагностики дифференциальной меры эмиссии плазменных структур солнечной короны. В эксперименте СПИРИТ (7Ьйп1к и др., 2002) с помощью ХИУ-спектрогелиометра, входящего в комплекс аппаратуры, получены новые экспериментальные данные и развита методика диагностики плазмы (Урнов и др., 2007). Этот инструмент регистрирует изображения Солнца в отдельных спектральных линиях, которые возбуждаются в различных температурных диапазонах (Бейгман и др., 2005, Житник
и др., 2007). По данным этого инструмента проведена оценка электронной плотности плазмы в КД, которая составила log Ne ~ 8-9. Такой большой разброс в оценке связан как с погрешностью расчетов, так и возможным действительным распределением плотности по площади КД.
По характеру изменения площади КД в различных спектральных линиях (или, что эквивалентно, с высотой) КД были разделены на два класса. В КД первого класса их площадь с высотой не меняется, либо возрастает. В КД второго класса их площадь с высотой уменьшается (Malanushenko, Stepanian, 1996; Степанян, Малашук, 2002; Бугаенко и др., 2004в). В дальнейшем для обозначения дыр первого класса мы будем использовать термин "открытые" КД, а для обозначения дыр второго класса будет использоваться термин "замкнутые" КД.
Считается, что в КД силовые линии магнитного поля имеют преимущественно открытую конфигурацию, т.е. они начинаются на поверхности Солнца и вытягиваются в межпланетное пространство. Из-за отсутствия прямых измерений магнитного поля в КД вывод о конфигурации поля в них делается на основании косвенных свидетельств. А именно по расходящимся, почти радиальным, удаляющимся от поверхности Солнца на большие расстояния эмиссионным особенностям, интерпретируемым как трассеры силовых линий поля (Bohlin, Sheeley, 1978); по результатам экстраполяции фотосферно-
го поля в корону с помощью, например, расчетов в рамках модели "потенциальное поле - поверхность источника" (Pneuman и др., 1978; Levine, 1982; Ese-levich и др., 1990); по модельным расчетам КД (Suess и др., 1977), в которых быстрые потоки солнечного ветра (СВ), источниками которых согласно наблюдениям являются КД (Nolte и др., 1976; Sheeley, Harvey, 1981), формируются в открытых расходящихся магнитных трубках. Известно, что КД расположены в крупномасштабных магнитных областях, в которых преобладает одна полярность магнитного поля (Мак-Интош, 1976; Bohlin, Sheeley, 1978). Иногда этот факт также используют в качестве доказательства открытой магнитной конфигурации в КД. Косвенным аргументом в пользу того, что КД - это области с открытыми линиями поля, являются данные о сохранении их пространственной структуры на различных высотах, полученные по одновременным измерениям в различных спектральных диапазонах (например, в хромосферной линии HeI 10830 A и в корональных линиях в мягком рентгеновском диапазоне). Kahler и др. (1983) показали, что размеры наиболее крупных дыр близки.
В то же время есть серьезные основания полагать, что между КД и открытыми магнитными конфигурации не существует однозначного соответствия (Malanushenko, Stepanian, 1996; Степанян, Ма-лащук, 2002; Hudson, 2002).
В работе (Бугаенко и др., 2004 в) на нескольких примерах проведено сравнение высотного изменения площади КД с рассчитанной различными методами высотной стратификацией магнитного поля. Сравнение КД с открытыми магнитными трубками (ОМТ), полученными из расчетов "мгновенного" распределения магнитного поля в короне в потенциальном приближении с использованием Bd-техноло-гии (Rudenko, 2001), показало, что КД, площадь которой увеличивается с высотой, почти полностью оказывается в области ОМТ. При уменьшении площади КД с высотой дыра оказывается в области замкнутых линий поля. Другие методы расчета магнитного поля в области этой КД дают несколько иные результаты: частично эта дыра оказывается в области открытых линий поля. В любом случае представляется, что КД, площадь которых уменьшается с высотой, иначе связаны с открытыми линиями поля, чем дыры, площадь которых с высотой не меняется или растет.
Хотя КД полагаются основным источником квазистационарного СВ, по имеющимся в настоящее время данным связь КД и ОМТ с высокоскоростными потоками СВ на орбите Земли является неоднозначной. Если по данным, полученным на орбитальной станции SkyLab, была установлена практически однозначная связь между дырами, зарегистрированными в мягком рентгеновском излучении, и быстрыми потоками СВ (Nolte и др., 1976), то в работе
Файнштейн и др. (2004) сравнение открытых магнитных трубок с высокоскоростными потоками СВ на орбите Земли за период 1996-2002 г.г. показало, что в эти годы отсутствует однозначное соответствие между рассчитанными ОМТ и быстрыми потоками СВ. В то же время связь между КД, зарегистрированными в линии He I 10830 А, и высокоскоростными потоками СВ оказывается уже не столь однозначной (неопубликованные результаты авторов данной работы; см. также рисунки в работе Sheeley, Harvey, 1981).
Отметим, что в вариациях интегрального излучения Солнца в мягком рентгеновском диапазоне и в параметрах высокоскоростного СВ обнаружены совпадающие периоды (Хабарова и др., 2005)
ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Настоящие исследования проведены с использованием большого массива наблюдательных данных за 2001-2002 г., полученных в эксперименте СПИРИТ на ИСЗ КОРОНАС-Ф (Ораевский, Со-бельман, 2002) и Универсальным спектрофотометром на телескопе БСТ-2 НИИ КрАО (Степанян и др., 2000). Сведения о солнечном ветре на орбите Земли были получены по данным сайта OMNIweb в Интернете.
В работе анализировались изображения Солнца в линиях мягкого рентгеновского диапазона Fe IX, X Ш1 А; Fe XI Ш5 А; Fe XV ^284 А, и в инфракрасной линии He I ^10830 А.
Особенности проведения наблюдений инструментами, установленными на ИСЗ КОРОНАС-Ф, и телескопом БСТ-2, методы обработки полученных данных, а также методы расчета магнитного поля в короне Солнца описаны в работе Бугаенко и др. (2004а).
На рис. 1 дан пример исходных данных - изображений Солнца в линиях He I ^10830 А, Fe IX, X \1И А; Fe XI Ш5 А.
В табл. 1 приводится список сеансов наблюдений, использованных в данной работе, указаны даты наблюдений и количество КД, для которых были определены площади в хромосферной линии Не! ^10830 А и хотя бы в одной из корональных линий. Всего за этот период была проанализирована 221 КД.
Для дальнейшей обработки был произведен отбор КД по следующим критериям:
не рассматривались КД, центры которых находились на расстояниях от центра Солнца более 0.9 R0 (здесь R0 - радиус Солнца);
не рассматривались полярные КД, если их границы удалены от экватора более, чем на 50-60° (Es-elevich и др., 1990), т.к. на орбите Земли практически не регистрируются высокоскоростные потоки квазистационарного СВ из этих КД;
03.02.2002
10830Ä 171Ä
Рис. 1. Изображения Солнца в отдельных спектральных линиях и основания открытых линий магнитного поля в короне: (а) - HeI Х10830 Ä; (б) - Fe IX, X Х171 Ä; (в) - FeXI Х195 Ä; (г) - расчеты оснований открытых магнитных трубок наложены на изображение Солнца в линии HeI Х10830 Ä.
исключались из рассмотрения КД, для которых с использованием различных критериев было установлено, что высокоскоростные потоки из них не могут пересечь плоскость эклиптики и быть зарегистрированными космическими аппаратами вблизи Земли (см. Б8е1еу1еИ и др., 1990).
Для отобранных КД был принят следующий критерий "открытости" силовых линий магнитного поля в КД: линии поля в КД считались открытыми, если ее площадь по измерению в одной из корональных линий (^171 А или ^195 А) с точностью до 15% превышает или равна площади, измеренной в линии Не I Ш830 А.
В данной работе площадь КД определялась с помощью метода, не предполагающего предварительного нахождения ее границы (Бугаенко и др., 2004а; 20046).
Отметим, что по данным ХИУ-спектрогелиогра-фа в эксперименте СПИРИТ можно определить размеры КД в различных темпера
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.