ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2004, том 44, № 6, с. 734-749
УДК 523.94; 523.948
ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ ПОТОКИ ПЛАЗМЫ С КРУТЫМИ ФРОНТАМИ
В ЛУЧАХ ПОЯСА КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ. ИХ РОЛЬ В ФОРМИРОВАНИИ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ
© 2004 г. М. В. Еселевич, В. Г. Еселевич
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия e-mail: esel@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 10.03.2004 г.
Показано существование в лучах яркости пояса стримеров дополнительных потоков плазмы повышенной плотности. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого 5 ~ 0.10^0 -порядка пространственного разрешения инструмента LASCO-C3. Дополнительные потоки подобны потокам квазистационарного медленного СВ в поясе стримеров по величинам плотности плазмы, ее направленной скорости, длительности потоков и, по-видимому, являются одним из основных источников пополнения медленного СВ. Заполнение луча дополнительным потоком плазмы и, как следствие этого, расширение луча, возможно, является единым основополагающим процессом при формировании корональных выбросов массы (КВМ) различных типов.
1. ВВЕДЕНИЕ
В работе [Eselevich, 1999] на основании анализа некалиброванных данных LASCO/SOHO инструментов C2 и C3 (уровень обработки L 0.5) было показано, что в отсутствие корональных выбросов массы (КВМ) пояс стримеров представляет собой последовательность радиальных лучей повышенной яркости. Минимальный угловой диаметр отдельного луча d ~ 2-3°. В лучах существуют как квазистационарный солнечный ветер (СВ), параметры которого меняются сравнительно медленно с характерным временем до 10 сут и более [Eselevich, 2000], так и спорадические (нестационарные) движения плазмы с характерным временем существования порядка нескольких часов. К последнему типу относятся: а) случайным образом возникающие в отдельных лучах неоднородности вещества, движущиеся по направлению от Солнца и названные "blobs" [Sheeley et al., 1997; Wang et al., 1998]; б) недавно обнаруженные спорадические потоки плазмы, направленные как от, так и к Солнцу, возникающие при разрушении стримера предположительно вследствие процесса пересоединения силовых линий магнитного поля [Wang et al., 1999a; Wang et al., 1999b]. К нестационарному СВ следует отнести также и наблюдаемую в отдельных случаях стадию формирования квазистационарного СВ, когда дополнительный поток плазмы повышенной концентрации, движущийся от Солнца, заполняет отдельный луч [Eselevich, 2000].
Длительность дополнительных потоков может быть от нескольких часов до нескольких суток. И поэтому часть из них можно отнести к спорадическим, а часть - к квазистационарным потокам СВ.
Предварительные исследования показали, что передний фронт таких потоков может быть чрезвычайно малым по ширине.
Цель настоящей работы - проверка выводов о существовании дополнительных потоков плазмы с крутыми фронтами в лучах пояса стримеров и их роли в формировании КВМ на основе анализа калиброванных данных инструмента LASCO/SOHO C2 и C3 (уровень обработки L1).
2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ.
ВЫДЕЛЕНИЕ ЛУЧЕЙ В ПОЯСЕ СТРИМЕРОВ. МЕТОД АНАЛИЗА
Исходными данными при анализе служили: изображения в белом свете короны Солнца инструментов LASCO-C2 и C3 космического аппарата SOHO. Использовались калиброванные данные изображений короны размером 1024 х 1024 (web.site, http://lasco-www.nrl.navy.mil/). В этих данных устранено влияние таких эффектов, как рассеяние, виньетирование и т.д., а значения яркости даны в единицах средней яркости солнечного диска (Pmbs). Коронограф С2 дает изображения белой короны на участке R = (2-6)R0, С3 - на участке R = (3.7-30)R0. (R0 - радиус Солнца).
По этим данным, узкий луч (d ~ 2-3°) пояса стримеров легко выделяется визуально на изображениях короны в поле зрения коронографа в тех случаях, когда он расположен на участке пояса стримеров, вытянутого вдоль меридиана. Возможность выделения и отслеживания в течение достаточно длительного времени отдельных лучей на других участках пояса стримеров связана с важным свойством изображений таких лучей в
плоскости неба. Оно заключается в следующем: видимая в плоскости неба широта луча Л (угол между видимым изображением луча в плоскости неба и плоскостью экватора) изменяется по мере изменения положения луча относительно плоскости неба (долготы луча) при вращении Солнца [Hundhausen, 1993]. Характер этого изменения зависит от реальной широты луча X на Солнце (т.е. угла между лучом и плоскостью солнечного экватора) и гелиографической широты центра Солнца (или гелиошироты Земли) B0. В результате на синоптической карте луч опишет некоторую кривую (обычно дугу, выпуклость которой направлена к экватору). Уравнение этой кривой (в координатах широта-кэррингтоновская долгота) в зависимости от X для частного случая гелиошироты Земли B0 = 0 было получено в работе [Hundhausen, 1993], а для B0 Ф 0 - в [Eselevich, 1999]. Этот эффект при X Ф 0 позволяет лучи, расположенные вдоль параллели и поэтому сливающиеся в один луч, видеть при удалении их от плоскости неба разделенными, так как они оказываются на разных угловых смещениях от плоскости неба, а, следовательно, имеют разную видимую широту Л. Как показывает визуальный анализ синоптических карт распределения яркости короны по данным LASCO, доступным в сети INTERNET, наиболее четко таким образом выделяются лучи, оказавшиеся в вершине изгиба пояса стримеров, максимально удаленной на север или юг от солнечного экватора [Eselevich, 2000]. Четко разделенными, но менее яркими, также, выглядят лучи участков пояса, вытянутых вдоль долготы (т.е. параллельные лимбу Солнца), в те моменты времени, когда они проходят вблизи западного или восточного лимбов.
Методика получения количественной информации из изображений короны в белом свете заключалась в следующей последовательности действий. Для каждого изображения белой короны инструмента C2 или C3 строились распределения яркости Р(Л)или P(R) короны для фиксированных, соответственно, расстояния R от центра Солнца или видимой широты Л отдельно для E-или W-лимбов. Значения P даны в единицах Pmsb. Исследовалась динамика распределений Р(Л) и P(R) со временем t.
Для характеристики яркости отдельного луча использовалась величина PR - "амплитуда лучевой яркости", определение которой было дано ранее [Eselevich, 1999]. Возможность введения понятия лучевой яркости PR связано с тем, что луч выделяется на профиле яркости P(A) крутизной наклона образующих его двух линий, которые от вершины PM - максимума яркости луча и вплоть до точек перегиба A и B могут быть представлены прямыми линиями. Это позволяет ввести определение яркости луча n(t) = P(t) - PS(t) и, соответственно, амплитуды яркости луча PR(t) = PM(t) - PS(t)
в заданный момент времени t, а также - углового размера d ~ (2-3)°, как показано, например, на нижнем рис. 1 [Eselevich, 1999]. Здесь PS(t) - "фоновая" яркость, представляющая собой усреднение кривой P(t) по углам менее 7° в заданный момент времени t.
В данной работе для проверки полученных результатов, а также для получения новой информации о физике исследуемых процессов использовалась еще одна характеристика - разностная по времени яркость луча P(t - t0). Для нахождения разностных по времени функций яркости Р(Л, t - t0) и P(R, t - t0) использовался следующий прием: из профилей P^, t) и P(R, t) вычитались, соответственно, профили яркости P^, t0) и P(R, t0) в некоторый начальный выбранный момент времени t0 < t и получались разностные по времени функции яркости P^, t - t0) = P^, t) - P^, t0) и P(R, t - t0) = = P(R, t) - P(R, t0). Из них находились разностные по времени функции амплитуды лучевой яркости в отдельных случаях из соотношений: PR^, t - t0) = = PM^, t) - P(A, t0) и Pr(R, t- t0) = Pm(R, t) - P(R, t0), где PM - максимум яркости луча.
При таких определениях функции яркости луча n(t, Л, R) и разности по времени функции яркости P(t - t0, Л, R) исключался вклад F-короны. Это дало возможность определить среднее по угловому диаметру d луча значение концентрации NR плазмы на заданном расстоянии R без использования данных поляризационной яркости, главная задача которых - исключить влияние F-короны.
Получим формулу для оценки NR, полагая Солнце точечным источником. Согласно [Hundhausen, 1993], яркость рассеянного излучения в направлении наблюдателя на Земле, нормированная на яркость фотосферного излучения имеет вид:
п
2 2
PPr^R-iN«—еме, (1)
Т
где а = 7.95 х 10-26 см2/стер - дифференциальное сечение томсоновского рассеяния; u - степень лимбового потемнения; R - расстояние в проекции на плоскость неба от центра Солнца до точки, в которой рассматривается рассеяния фотосферного излучения (или расстояние луча зрения до центра Солнца); е - угол вдоль луча зрения, отсчитываемый от плоскости неба, положительный в направлении вращения Солнца.
Пренебрежем потемнением к лимбу (u = 0) и будем считать, что вклад в рассеяние вносит только плазма, заключенная в узком луче с угловым размером d < 1 рад, расположенным в плоскости неба. Тогда из формулы (1) получаем оценку NR в луче на данном расстоянии R:
А
4е-010 -2е-010 -
Я = 3Я
1-2 июня 1998 г.
о
W-лимб
6е-011
4е-011
2е-011
0
-30
1 июня
ф 12:01 ит
0 15:26 ит 18:46 ит Д 20:26 ит
2 июня 21 А 00:28 ИТ
001:29 ит
-28 -26 -24
Л, град
-22
Рис. 1. Зависимости лучевой яркости П(Л, = Р(Л, £) - Р$(Л, £) от видимой широты Л на Я = 3Яд (я), Я = 4.5Яд (•), Я ■ = 5Я0 (б) и Я = 6Я0 (г) в последовательные моменты времени 1-2 июня 1998 г., W-лимб. LASCO/C2.
а
Pr 2 R 1.15 х 1014 PR R
Nr
PmbSn<3 R0 d
d
PmbsR0
(2)
где d - в рад, Ик - в см 3.
Формула (2) справедлива в случае, когда ось луча расположена в плоскости неба б = 0°. При отклонении луча от плоскости неба из-за вращения Солнца его яркость РЯ(б) будет уменьшаться с ростом |б|. Согласно [Е8е1еу1еИ й а1., 2001], характер этого уменьшения зависит от закона изменения концентрации п с расстоянием г до центра Солнца. (При удалении от плоскости неба на линии луча зрения будут оказываться участки луча, отстоящие от центра Солнца на все больших расстояниях г > Я). Согласно (1), для узкого луча с законом изменения N ~ 1/га имеем:
PR(0)-(1 + sin
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.