АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2009, том 86, № 6, с. 611-615
УДК 523.9-337
ОТКЛОНЕНИЕ КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ ОТ РАДИАЛЬНОГО НАПРАВЛЕНИЯ В ХОДЕ СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА
© 2009 г. Б. П. Филиппов
Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, Троицк, Россия Институт астрономических и астрофизических исследований, Марага, Иран Поступила в редакцию 08.10.2008 г.; принята в печать 07.11.2008 г.
Отклонение осей корональных стримеров к экваториальной плоскости в эпоху минимальной активности и к полюсам в эпоху максимума интерпретируется как следствие изменения общей топологии глобального магнитного поля Солнца. Оси стримеров находятся на нейтральных поверхностях радиальной компоненты магнитного поля Вг = 0, а эти поверхности отклоняются к нулевым точкам поля. В минимуме типична магнитная конфигурация с нулевой точкой (линией) на экваторе, а в максимуме нулевые точки располагаются на оси вращения Солнца.
РАС Б: 96.60.pf, 96.60.Hv, 96.60.qd
1. ВВЕДЕНИЕ Корональные шлемовидные стримеры — наиболее заметные крупномасштабные структурные элементы солнечной короны, видимые в белом свете во время полных солнечных затмений. Основу стримера составляет аркада петель над глобальной линией раздела полярностей. На высоте 1—2Ro над лимбом вершины арок заостряются, образуя касповую структуру, и далее стример сжимается в узкий корональный луч [1—4]. Внезатмен-ные коронографы, в особенности, размещенные на космических аппаратах за пределами земной атмосферы, дают возможность наблюдать корону постоянно и на большом протяжении. Например, коронограф ЬАБСО/СЭ космической обсерватории БОНО имеет поле зрения от 4Ro до 32Ro [5]. На таком удалении стримеры имеют вид достаточно тонких спиц, расходящихся радиально от Солнца. Радиальная направленность несомненно отражает факт постоянного расширения короны в окружающее пространство и образования солнечного ветра. Картину, однако, усложняет наличие у Солнца магнитного поля и вращение. Последнее придает радиально истекающей струе спиральную форму, подобно тому, как это происходит со струей воды, бьющей из вращающейся трубки. Эффект, конечно, был бы лучше всего виден при направлении луча зрения вдоль оси вращения, т.е. со стороны полюсов Солнца. Плоскость эклиптики, вблизи которой располагались все аппараты с коронографами на борту, практически перпендикулярна оси вращения Солнца, так что ракурс для наблюдений спиральности лучей наименее выгодный. Тем
не менее, в пределах поля зрения коронографа ЬАБСО/С3 спиральность отчетливо проявляется при прохождении проекции лучей, исходящих из средних широт, на картинную плоскость над полярной областью Солнца [6, 7].
Влияние магнитного поля более сложно и многообразно. Не вызывает сомнений, что само образование стримеров обязано особой структуре магнитного поля. С эволюцией глобального поля в ходе солнечного цикла связано распределение стримеров по позиционному углу. В минимуме активности стримеры сосредоточены вблизи экваториальной плоскости. С ростом активности стримеры "осваивают" все более высокие широты, и в максимуме стримеры могут появляться на любой широте. Именно поэтому в эпоху максимума белая корона обычно имеет почти сферически-симметричную форму. Смещение пояса стримеров к полюсам обусловлено перемещением областей замкнутых структур магнитного поля над глобальными линиями раздела полярностей в высокие широты. Дрейф нейтральных линий проявляется наглядно в концентрическом сжатии к полюсу кольца протуберанцев полярного венца перед переполю-совкой глобального магнитного поля [8—10].
Более внимательное изучение направления лучей показывает, что они часто не вполне радиаль-ны (рис. 1). Отклонения от радиуса составляют ^10°—15° [11, 12]. В работе Еселевича и Еселевича [11] по результатам исследования отдельных ярких корональных лучей показано, что лучи с широтой до 60° отклоняются, в основном, к экватору, а на больших широтах они отклонены к полюсу. Ким
611
6*
Рис. 1. Изображение солнечной короны 18 ноября 1997 г., полученное с помощью космического коронографа SOHO/LASCO/C1. Справа вверху (на северозападном лимбе) хорошо различим изогнутый в сторону экватора стример. Основание стримера выделяется темной полостью. (С разрешения Консорциума SOHO/LASCO; SOHO — совместный проект ESA и NASA.)
Гун-Дер и др. [12] проанализировали геометрию всех лучевых структур, которые можно было выделить на изображениях короны LASCO/C2 (около 20 на одном изображении в период минимума активности и 30—40 в период максимума солнечного цикла) с 1996 г. до середины 2003 г. Они обнаружили явную зависимость направления отклонения оси лучей от фазы цикла. До середины 1999 г. стримеры в обоих полушариях отклоняются к экватору. Затем отклонение происходит в сторону полюсов. Максимальные значения отклонения лучей к полюсам наблюдалось в период 2000—2001 гг., т.е. в эпоху переполюсовки высокоширотного магнитного поля Солнца. Поскольку в минимуме активности высокоширотных стримеров не существует, возможно, широтная зависимость отклонений, выявленная Еселевичем и Еселевич [11], несет в себе неявно и циклическую зависимость.
Целью настоящей работы является сопоставление геометрии стримеров с эволюцией глобального магнитного поля Солнца. С топологической точки зрения эволюция осесимметричного глобального поля связана с перемещением нулевой особой точки поля с экватора на ось вращения Солнца. Такое изменение топологии должно проявляться в различном искривлении нулевых линий радиального поля, с которыми ассоциируются стримеры.
2. ОСОБЫЕ ТОЧКИ ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЦИКЛЕ
Согласно теории динамо и данным гелиосей-смологии, основной магнитный поток на Солнце генерируется вблизи основания конвективной зоны
в тахоклине [13]. На поверхность поле выносится в виде отдельных всплывающих магнитных трубок [14, 15]. Если электрические токи, генерирующие поле, находятся под фотосферой, то потенциальное поле в короне можно рассчитать, решая внешнюю краевую задачу для сферы. На большом удалении от поверхности Солнца поле имело бы дипольный характер, согласно известной теореме электродинамики. Однако на высоте нескольких солнечных радиусов корона начинает неограниченно расширяться, порождая солнечный ветер, и вытягивает за собой магнитное поле. Поле становится радиальным, что свидетельствует о присутствии электрических токов в межпланетном пространстве. Тем не менее, в сферическом слое, толщиной около 2Я©, крупномасштабное магнитное поле достаточно хорошо соответствует потенциальному приближению. На внешней границе сферического слоя принимается условие радиальности поля, а на внутренней — распределение радиальной компоненты, следующее из магнитографических измерений в фотосфере [ 16—20].
Решение обычно находится в виде разложения по сферическим функциям [16, 21]. Во многих исследованиях поведения различных солнечных образований на длительном интервале времени, сравнимом с продолжительностью солнечного цикла, из-за неизбежного осреднения по многим оборотам Солнца возникает осевая симметрия. В таких работах обычно изучается зависимость параметров исследуемых структур от гелиошироты. Осесим-метричное потенциальное поле может быть представлено набором зональных сферических гармоник:
/Я \ п+2
/V //„(/' ' 1]{ — ) Рп(сОВ0), (1)
Bf = ~9п I —
КГ.':
n+2
/К \ ™+2
= Ц г J /'>П>,У)
dPn( cosfl) сШ
(2)
где дп — весовой коэффициент соответствующей гармоники п, К& — радиус фотосферы, Рп — полиномы Лежандра, Р1п — присоединенные функции Лежандра [17, 22].
На рис. 2 показана зависимость от времени величины магнитного поля на полюсе, представляемого первой, третьей и пятой осесимметрич-ными гармониками разложения глобального магнитного поля Солнца по сферическим функциям. Коэффициенты разложения взяты из базы данных обсерватории Вилкокса
е^/~и8о/иБо.Ь'т1) для модели потенциального поля с поверхностью источника на расстоянии
ОТКЛОНЕНИЕ КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ
613
Rs = 3.25 и условием радиальности поля в фотосфере. Значения сглажены скользящим средним по 50 кэррингтоновским оборотам. Сглаженные кривые демонстрируют почти синусоидальные периодические вариации с периодом около 20 лет. Первая и третья гармоники (диполь и октуполь) изменяются практически синхронно и синфазно. Они достигают максимальных значений в минимуме активности и меняют знак в районе максимума пятнообразования. Пятая гармоника запаздывает примерно на 1/8 периода или четверть солнечного цикла. Более высокие гармоники тоже увеличивают свой вес в глобальном поле с ростом активности [23]. Четные гармоники обычно менее выражены. Они дают поле одной полярности на обоих полюсах, что бывает довольно редко только вблизи момента переполюсовки. Учет четных гармоник важен при анализе асимметрии явлений в северном и южном полушарии.
Можно считать, что в минимуме активности глобальное поле определяется первой и третьей гармониками. В полярных зонах поля этих гармоник имеют одинаковое направление и усиливают друг друга, на экваторе они противоположны и создают нулевую точку (линию в трехмерном пространстве) (рис. 3а). Здесь мы не учитываем наличие поверхности источника, которая имитирует вытягивание магнитного поля короны в межпланетное пространство солнечным ветром. Во-первых, мы собираемся проследить только тенденцию отклонения стримеров от радиального направления. Количественное сравнение с конкретными наблюдениями следовало бы делать на основе расчета фактического поля. Во-вторых, метод, использующий поверхность источника, в любом случае весьма приблизительно отражает картину вытягивания силовых линий расширяющейся плазмой. Тангенциальная компонента поля испытывает разрыв на поверхности источника.
В эпоху максимальной активности происходит изменение знака полярного магнитного поля. Это означает, что нулевые точки (в данном случае точки и в трехмерном пространстве) в момент переполюсовки находятся на полюсах. Перед перепо-люсовкой приполярные области с доминирующим полем прежней полярности сжимаются к полюсам, вытесняемые полем другого знака. Границы униполярных областей хорош
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.