научная статья по теме СВЯЗЬ ЯРКОСТИ ЗЕЛЕНОЙ КОРОНАЛЬНОЙ ЛИНИИ С ПЛОЩАДЯМИ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И С МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ РАЗНЫХ МАСШТАБОВ Астрономия

Текст научной статьи на тему «СВЯЗЬ ЯРКОСТИ ЗЕЛЕНОЙ КОРОНАЛЬНОЙ ЛИНИИ С ПЛОЩАДЯМИ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И С МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ РАЗНЫХ МАСШТАБОВ»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2014, том 48, № 4, с. 329-340

УДК 523

СВЯЗЬ ЯРКОСТИ ЗЕЛЕНОЙ КОРОНАЛЬНОЙ ЛИНИИ С ПЛОЩАДЯМИ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И С МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ РАЗНЫХ МАСШТАБОВ © 2014 г. О. Г. Бадалян, Н. Г. Блудова

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН,

Московская область, г. Троицк, ИЗМИРАН e-mail: badalyan@izmiran.ru Поступила в редакцию 25.12.2012 г.

После исправления 08.04.2013 г.

Проведено количественное сопоставление яркости зеленой корональной линии 530.3 нм Fe XIV с напряженностью магнитных полей малых и больших масштабов, а также с суммарными площадями солнечных пятен за 1977—2001 гг. Степень схожести соответствующих синоптических карт оценивается с помощью корреляционного анализа. Карты яркости зеленой линии построены по данным ее ежедневного мониторинга. Напряженности магнитных полей рассчитаны в потенциальном приближении по фотосферным наблюдениям Wilcox Solar Observatory для расстояния 1.1 Rq. Расчеты выполнены раздельно для полей больших и малых пространственных масштабов. Суммарные площади пятен получены по данным Гринвичского каталога и его продолжения NOAA—USAF (US National Oceanic and Atmospheric Administration — US Air Force). Корреляция вычислялась для совокупности пространственно совпадающих на всех картах областей размером 20° по широте и 30° по долготе. Получено, что в зоне 0°—20° наблюдается наибольшая корреляция между яркостью зеленой линии и корональными полями малых масштабов. Корреляция с суммарными площадями солнечных пятен (т.е. с локальными полями на уровне фотосферы) здесь существенно меньше. В более высокоширотной зоне 20°—40° корреляция яркости зеленой линии с площадями пятен и с корональ-ными полями малых масштабов уменьшается. Поля больших масштабов мало влияют на свечение зеленой линии в зоне пятнообразования. Эти результаты свидетельствуют о сложной природе воздействия полей различных масштабов, возникающих в результате работы динамо в подповерхностных (лептоклина) и глубинных (тахоклина) слоях конвективной зоны, на процессы нагрева солнечной короны и свечения зеленой корональной линии.

DOI: 10.7868/S0320930X14040021

ВВЕДЕНИЕ

Солнечная активность и ее цикличность во многом определяют процессы на Солнце, на Земле, планетах солнечной системы и в гелиосфере. В настоящее время стало очевидным, что природа активности на Солнце и звездах поздних спектральных классов тесно связана с магнитным полем. В то же время, сама связь магнитных полей с активными процессами неоднозначна, и механизмы этой связи пока еще не вполне изучены. Для выяснения природы влияния поля на физические процессы в различных слоях Солнца необходимы работы по количественной оценке связи индексов солнечной активности с магнитным полем. Важно также, чтобы такие работы были основаны на достаточно большом статистическом материале.

Магнитное поле и его циклические изменения влияют на механизм нагрева короны и определяют развитие и формирование различных коро-нальных структур, влияя тем самым на вариации

яркости короны в эмиссионных линиях. Весьма перспективным представляется сопоставление характеристик излучения эмиссионной линии солнечной короны X 530.3 нм Fe XIV, так называемой зеленой корональной линии, с характеристиками магнитного поля. Яркость свечения этой линии характеризует уровень активности в короне Солнца. Областями наиболее яркого свечения зеленой линии являются плотные петли и скопления петель. Эти структуры характеризуются температурой около 2 МК (температура образования иона Fe XIV) и плотностью 1—2 х 10-9 см-3. Области пониженного свечения зеленой линии генетически связаны с корональными дырами (см., например, Fisher, Musman, 1975; Letfus и др., 1980; Sykora, 1992; Gu-hathakurta и др., 1996).

Сопоставление свечения зеленой линии с магнитным полем проводилось в ряде работ. Пока таких работ не так много. Guhathakurta и др. (1993) сопоставлено излучение короны с магнитным полем по данным за 1984-1992 гг. и показано, что распределение излучения зеленой короны при-

мерно согласуется с магнитным полем. Wang и др. (1997) использовали данные наблюдений коронографа LASCO C1 (Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment) на SoHO (Solar and He-liospheric Observatory) для 5 различных дней. По наблюдениям WSO (Wilcox Solar Observatory) Wang и др. (1997) рассчитали структуру силовых линий магнитного поля в потенциальном приближении и показали, что структуры магнитного поля и "зеленой" короны хорошо согласуются друг с другом. В (Altrock и др., 2008) рассматривается распределение локальных максимумов яркости зеленой корональной линии на различных широтах в зависимости от времени за 1973—2066 гг. Смещение этих областей корональной активности в течение цикла сопоставляется с данными GONG (Global Oscillation Network Group) о торсионных колебаниях. Эти исследования были продолжены в (Altrock, 2012; 2013; Tappin, Altrock, 2013). В цитируемых работах обсуждаются особенности текущего 24-го цикла солнечной активности, в частности, менее выраженное быстрое смещение ("rush") ярких областей короны к полюсу ветви роста активности в данном цикле по сравнению с предыдущими. В (Robbrecht и др., 2010) смоделировано пространственное распределение яркости зеленой корональной линии и рассмотрен временной дрейф уярчений линии в зоне пятнообра-зования и в полярной зоне. Диаграмма-бабочка зон повышенного свечения линии 530.3 нм сопоставлена с картой возникновения и миграции магнитных полей в короне, рассчитанных в потенциальном приближении для расстояния 1.15^0. В работе обсуждается природа "протяженного цикла солнечной активности", а также связь полученных результатов с торсионными колебаниями.

Нами (Бадалян, Обридко, 2004; Badalyan, Obrid-ko, 2004; 2006; Badalyan и др., 2004) проводилось количественное сопоставление пространственно-временного распределения яркости зеленой коро-нальной линии I и напряженности магнитного поля B. Выяснилось, что связь между B и Iдостаточно сложна и зависит от гелиошироты и фазы цикла. Магнитное поле при этом может приводить как к увеличению, так и к ослаблению излучения в зеленой корональной линии. Данная работа является продолжением этих исследований.

Большим достоинством индекса, характеризующего свечение линии 530.3 нм, является то, что он определяется практически одновременно для всех гелиографических широт. Это позволяет изучать солнечную активность по однотипному материалу на всей поверхности Солнца. Тем же свойством обладает и магнитное поле. Сложность, однако, состоит в том, что довольно слабое магнитное поле в короне Солнца не регистрируется. Наблюдения магнитного поля проводятся на уровне фото-

сферы и потом тем или иным способом проводится экстраполяция этих наблюдений в корональ-ные слои.

Другим важным достоинством индекса, характеризующего свечение зеленой корональной линии, является достаточно большая длительность наблюдательного ряда. Патрульные наблюдения зеленой корональной линии 530.3 нм были начаты в 1939 г. на станциях Pic-du-Midi и Arosa. В последующие годы они были продолжены рядом корональных станций вплоть до настоящего времени. Отметим, что в связи с громадным прогрессом в развитии внеатмосферных наблюдений сейчас имеются данные о рентгеновском излучении короны с большим пространственным разрешением более чем за один цикл активности. Эти данные позволяют проводить сопоставление свечения короны на диске Солнца с развивающимися активными областями на коротких временных интервалах. Однако для анализа связи магнитного поля и яркости короны на больших временных интервалах более информативными являются данные о яркости зеленой линии 530.3 нм.

Зависимость корреляции между яркостью зеленой корональной линии (coronal green line brightness — CGLB) и напряженностью магнитного поля от фазы цикла активности позволила сделать предположение о различном влиянии полей разного масштаба на свечение эмиссионных линий солнечной короны. Это влияние, кроме того, может быть неодинаково на различных временных и пространственных масштабах. В работе (Бадалян, 2013) проведено сопоставление CGLB с напряженностью рассчитанных магнитных полей больших и (условно) малых масштабов. Было показано, что на свечение зеленой линии наибольшее влияние оказывают поля масштабов больших активных областей или комплексов активности (здесь имеются в виду комплексы активных областей размером 20°—40°). Именно такие поля мы здесь называем полями малых масштабов.

Изучение связи яркости короны с индексами пятнообразовательной деятельности Солнца, т.е. с локальными магнитными полями на уровне фотосферы, проводилось в ряде работ. В (Deng, 2012) сопоставлялся ряд чисел Вольфа с индексом, характеризующим свечение короны в зеленой линии (см. также обзор литературы в цитируемой работе). В (Bruevich, Ykunina, 2011; Deng и др., 2013; Yan и др., 2013) рассмотрена связь излучения нижних слоев короны в радиодиапазоне с пятенной активностью. Упомянем также работу Kilcik и др. (2011), в которой рассматривается воздействие солнечной активности, в частности корональных выбросов массы (CME), на гелиосферу.

Сопоставление яркости зеленой корональной линии с площадями и положением солнечных пя-

тен на различных фазах цикла активности было начато в (Bludova, 2005) для ряда кэррингтонов-ских оборотов. Выяснилось, что в отдельные периоды, в частности, близкие к минимумам 11-летних циклов, наблюдается очень хорошее соответствие между яркостью зеленой линии I и индексами пят-нообразовательной деятельности. В то же время, такое соответствие не является общим правилом и в периоды максимума солнечной активности сильно нарушается. Более детальное рассмотрение было продолжено в (Блудова, Бадалян, 2006; Bad-alyan и др., 2007). В этих работах показано, что связь излучения в зеленой линии с магнитными полями в короне и локальными полями солнечных пятен по-разному меняется с фазой цикла. На фазе роста активности определяющими являются корональные магнитные поля, тогда как на фазе спада наблюдается несколько более высокая корреляция яркости зеленой линии с полями солнечных пятен.

В данной

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.

Показать целиком