Структура пояса корональных стримеров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Российская академия наук Сибирское отделение Институт солнечно-земной физики

На правах рукописи УДК 523.94

ЕСЕЛЕВИЧ МАКСИМ ВИКТОРОВИЧ СТРУКТУРА ПОЯСА КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ

01.03.03 — Физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Иркутск - 2005

Работа выполнена в Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН

Научный руководитель:

Ведущая организация: Главная астрономическая обсерватория РАН

Защита диссертации состоится 29 марта 2005 г. в 14 часов на заседании диссертационного совета Д.003.034.01 Института солнечно-земной физики СО РАН по адресу: 664033, Иркутск, ул. Лермонтова, 126, а/я 4026.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИСЗФ СО РАН Автореферат разослан " 41 - февраля 2005 г.

доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник Файнштейн Виктор Григорьевич

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Пономарев Евгений Александрович

кандидат физико-математических наук Гуляев Рудольф Алексеевич

Ученый секретарь диссертационно! кандидат физико-математических н

Поляков

3 мм/я-

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ.

Объектом изучения в данной работе является пояс корональных стримеров. На изображениях короны в белом свете, полученных во время затмений или с помощью внезатменных коронографов, стримеры видны в виде ярких образований имеющих расширенное, шлемовидное, основание вблизи поверхности Солнца, переходящих на больших расстояниях в узкий вытянутый луч. По современным представлениям, стримеры образуют практически непрерывный пояс, который, изгибаясь, охватывает Солнце.

Актуальность работы.

Интерес к исследованию пояса корональных стримеров и его структуры обусловлен несколькими факторами. Пояс корональных стримеров является одним из основных крупномасштабных элементов короны, простирающимся далеко в межпланетное пространство. Физические процессы, происходящие в нем, оказывают влияние, как на корону, так и на гелиосферу в целом. Можно ожидать, что наблюдаемая на уровне фотосферы сильная структурированность измеряемого магнитного поля в широком диапазоне масштабов должна проявиться в тонкой структуре пояса стримеров. В то же время вопрос о существовании мелкомасштабной структуры пояса стримеров до последнего времени оставался открытым. Хотя на изображениях короны можно видеть яркие лучевые структуры, достаточно сложно определить их пространственное положение, а значит трудно установить, принадлежат они поясу стримеров или нет. Одна из главных причин, почему до сих пор не удалось ответить на этот вопрос - существование эффектов проекции и наложения структур короны вдоль луча зрения, затрудняющих интерпретацию изображений короны, полученных во время солнечных затмений и в поле зрения коронографа. Если предположить, что определенная часть наблюдаемых в короне лучей повышенной яркости принадлежит поясу стримеров, то в этом случае неясным также остается вопрос, являются ли они реальными неоднородностями пояса или являются проявлением его изгибов. Новые возможности для ответа на эти вопросы появились после запуска космического аппарата SOHO, на борту которого установлены коронографы LASCO, позволяющие получать изображения короны с относительно высоким пространственным и временным разрешением.

Не менее важной является следующая мотивация исследования тонкой структуры пояса стримеров. Известно, что пояс стримеров -это область течения так называемого медленного квазистационарного

РОС. Г ЛтН.Н \,>;&НАЯ

Ь И * - л к, '•' (Ч А

C.neiepfyitf

солнечного ветра (СВ) [1], механизмы формирования которого до сих пор остаются не ясными. Медленный ветер в поясе стримеров, занимающий небольшую по площади часть от общего потока солнечного ветра, имеет свойства, которые заметно отличают его от других типов потоков солнечного ветра. Из измерений параметров квазистационарного СВ на орбите Земли известно, что медленные течения СВ по сравнению с быстрыми потоками СВ из корональных дыр характеризуются повышенными значениями плотности протонов, плотности потока вещества, магнитного поля и т.д. (см. [1] и цитируемую там литературу). Есть основания считать, что формирование медленного ветра с указанными особенностями параметров может быть неразрывно связано с особенностями строения пояса стримеров, где этот ветер формируется, в том числе с мелкомасштабной структурой пояса стримеров.

В настоящее время существует противоречивая картина представлений о механизмах формирования медленного ветра в поясе стримеров. Так, авторы работы [2] предположили, что в относительно узкой области максимальной плотности пояса стримеров над вершиной его шлемовидного основания медленный ветер представляет собой последовательность движущихся в направление от Солнца сгустков вещества («блобов»), почти непрерывно возникающих в вершине шлемовидного основания вследствие пересоединения здесь открытых и замкнутых линий поля. Т.е., согласно работе [2], медленный ветер в указанной области пояса стримеров формируется на высотах ~ (3-4)ЯП (здесь Ло - радиус Солнца). В то же время, определение скоростей и параметров плазмы в поясе стримеров с помощью спектральных измерений в ультрафиолетовом диапазоне указывают на то, что медленный ветер в поясе стримеров регистрируется на гораздо более низких высотах [3]. Исследование движения плазмы в корональных лучах, наблюдаемых в ряде случаев, начиная от поверхности Солнца, может позволить, в случае их идентификации как структурных элементов пояса стримеров, разрешить указанное противоречие. Исследования последних лет, основанные на анализе изображений короны с высоким разрешением по времени (часы и меньше), получаемых на инструменте ЬДБСО/БОНО, показали, что движения спорадических потоков плазмы в короне (блобы, корональные выбросы массы) определенным образом связаны с одной стороны с поясом стримеров как с крупномасштабной структурой короны, с другой стороны с наблюдаемыми лучами повышенной яркости в короне. Это также является основанием попытаться связать лучевую структуру короны с поясом стримеров.

И, наконец, отметим, что получение непрерывного ряда изображений

короны на ЬДБСО/БОНО за достаточно длительный срок дает уникальную возможность проверить существующие представления о поясе корональных стримеров, глубже понять причины его эволюции в цикле солнечной активности и оценить его влияние на процессы, происходящие в короне Солнца и в гелиосфере.

Целыо работы является выяснение существования мелкомасштабной структуры в поясе корональных стримеров, изучение свойств элементов этой структуры и происходящих в них динамических явлений.

При этом решались следующие конкретные задачи:

1. Разработка метода анализа, позволяющего по изображениям белой короны восстанавливать пространственную картину пояса стримеров, а также определять в нем абсолютные значения концентрации и скоростей потоков плазмы двигающихся от Солнца.

2. Изучение свойств лучевой структуры пояса стримеров.

3. Изучение различных типов спорадических потоков плазмы, движущихся от Солнца в отдельных лучах повышенной яркости пояса стримеров.

4. Изучение связи потоков плазмы в поясе стримеров и корональных выбросов массы.

Научная новизна работы;

Разработан метод анализа, позволяющий по изображениям короны в белом свете восстанавливать пространственную картину пояса стримеров и исследовать его структуру, а также определять абсолютные значения концентрации и скорости потоков плазмы.

Впервые показано, что пояс стримеров на расстояниях Я > (3-4)1*0 имеет структуру в виде последовательности радиальных лучей повышенной яркости (плотности). Минимальный угловой размер отдельного луча <1«2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от Солнца на II = (4-6)1*0. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса «5-10 градусов.

Показано, что внутри лучей пояса стримеров время от времени возникают движения неоднородностей вещества по направлению от Солнца. Графики возрастания их скорости при удалении от Солнца подобны полученным в работе [4] для неоднородностей («блобов»), сносимых квазистационарным солнечным ветром в стримерах.

Обнаружено существование в лучах пояса стримеров дополнительных потоков плазмы повышенной плотности на фоне установившихся течений плазмы. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина

которого 5 « 0.1 Ro - порядка пространственного разрешения инструмента LASCO С3, по данным которого проводились исследования. Предложен возможный механизм формирования крутого фронта.

Показано, что дополнительные потоки плазмы подобны потокам квазистационарного медленного СВ в поясе стримеров по следующим параметрам: плотности плазмы, ее направленной скорости и длительности. По-видимому, они являются одним из основных источников пополнения медленного квазистационарного СВ в поясе стримеров.

Показано, что заполнение луча дополнительным потоком и, как следствие этого, расширение луча, связано с формированием короналып.гх выбросов массы (ICBM) различных типов.

Впервые получена экспериментальная зависимость, описывающая величину отклонения лучей пояса стримеров от радиальности в перпендикулярном к поясу направлении на расстояниях R<(4-5)R0 в зависимости от гелиошироты основания лучей вблизи поверхности Солнца.

Научная и практическая ценность работы:

Обнаруженная глобальная лучевая структура пояса стримеров в условиях разреженной замагниченной плазмы может стать стимулом для развития теории бесстолкновительной плазмы. Этот результат также важен при изучении свойств солнечного ветра в гелиосфере и, в частности, на орбите Земли.

Обнаруженные дополнительные потоки, которые двигаются от Солнца в лучах пояса стримеров, важны для понимания природы формирования медленного солнечного ветра.

Разработанные метод и комплекс программ могут найти широкое применение при анализе изображений короны, а также при исследованиях потоков быстрого и медленного солнечного ветра, и, что особенно важно, при изучении корональных выбросов массы. Метод может использоваться в исследованиях, в которых изучаются связи процессов в короне с событиями в гелиосфере.

Полученная экспериментальная зависимость отклонения лучей пояса стримеров от радиального направления, будет востребована в исследованиях по нахождению связи секторных границ на орбите Земли с нейтральной линией крупномасштабного магнитного поля на поверхности источника, полученной из расчетов поля в рамках потенциального приближения. Она является тестом для проверки любой теории, описывающей механизм формирования пояса корональных стримеров.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Метод анализа, позволяющий по изображениям короны в белом свете восстанавливать пространственную картину пояса стримеров и исследовать его структуру, а также определять абсолютные значения концентрации и скорости потоков плазмы.

2. Вывод о том, что пояс корональных стримеров на расстояниях R>(3-4)Ro имеет структуру, которая представляет собой последовательность радиальных лучей повытпепной плотности. Минимальный угловой размер отдельного луча d«2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от центра Солнца на R=(4-6)Ro. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса «5-10 градусов.

3. Вывод о том, что внутри лучей пояса стримеров на фоне установившихся течений плазмы возникают дополнительные потоки плазмы. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого меньше чем 8 * 0 IRo Часто появление дополнительных потоков в лучах пояса стримеров предшествует возникновению корональных выбросов массы.

4. Экспериментальная зависимость, описывающая, отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров на расстояниях R<(4-5)Ro в зависимости гелиошироты основания лучей вблизи поверхности Солнца.

Апробапия работы.

Результаты работы представлялись на VII Симпозиуме по солнечно-земной физике России и стран СНГ (Москва, Россия, 1998); международной конференции "Структура и динамика солнечной короны" памяти Г.М. Никольского (Троицк, Россия, 1999); первой конференции S-RAMP (Саппоро, Япония, 2000); коллоквиуме COSPAR солнечно-земная магнитная активность и космическое пространство (Пекин, Китай, 2001); третьей российско-китайской конференции по космической погоде (Иркутск, Россия, 2002); международной конференции "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярности магнитного поля Солнца" (С.-Петербург, Россия, 2002); международной конференции SOLAR WIND 10 (Пиза, Италия, 2002); Всероссийской конференции, посвященной 90-летию со дня рождения чл.-корр. РАН В.Е. Степанова "Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы" (Иркутск, Россия, 2003); конференции "Магнитосферный отклик на солнечную активность" (Прага, Чешская Республика, 2003); четвертой российско-китайской конференции по космической погоде (Шанхай, Китай, 2003).

Публикации.

Всего по теме диссертации опубликовано 20 работ в научной печати (в том числе 9 в научной периодике); материалы диссертации также содержатся в научно-исследовательских отчетах ИСЗФ СО РАН и отчетах по грантам РФФИ.

Личный вклад автора.

Автор принимал непосредственное участие на всех этапах выполнения работы постановка задачи, анализ, обработка и интерпретация данных. Ряд важных результатов получено автором самостоятельно. В частности, им, в целом, был разработан метод анализа, а также впервые обнаружена и исследована лучевая структура пояса корональных стримеров

Структура и объем диссертации:

Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения Объем диссертационной работы составляет 114 страниц, в тексте содержится 51 рисунок. Список литературы содержит 83 названия.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Во введении конкретизируется объект и направление исследования, приводится обзор опубликованных работ и представлено состояние проблемы к настоящему времени. Сформулированы цели и задачи диссертационной работы, результаты, выносимые на защиту. Описана структура диссертации.

В первой главе излагается метод исследования структуры пояса стримеров и процессов, протекающих в нем, по данным коронографов LASCO С2 и СЗ. Метод позволяет выделить лучи повышенной яркости (повышенной концентрации плазмы), которые являются основой структуры пояса стримеров, определить их геометрические характеристики, положение в пространстве относительно плоскости неба, измерить Бремененные (пространственные) профили двигающихся внутри лучей от Солнца потоков плазмы солнечного ветра, определить скорости и концентрацию плазмы этих потоков.

В п. 1.1 приводится общая характеристика используемых для анализа данных коронографов LASCO, которая включает: размер поля зрения коронографов, спектральный диапазон, разрешение по углу широты на различных расстояниях от Солнца, величину рассеянного света. Вводятся обозначения для расстояния R от центра диска Солнца и видимой широты

Л в проекции на плоскость неба (или на картинную плоскость), с помощью которых задавалось положение лучевых структур на изображениях короны.

В п. 1.2 дано описание некалиброванных данных LASCO, которые использовались в части исследований. Даны ограничения связанные с использованием некалиброванных изображений короны. Указано, что по этам данным ошибка в определении углового положения (по широте) не превышала Io, ошибка в масштабе меньше 5%. Описывается метод выделения луча повышенной яркости, который виден в виде пика на фотометрических профилях яркости Р(А), построенных по изображениям короны в зависимости от видимой широты на заданном расстоянии от центра диска Солнца На профиле луч выделяется повышенной крутизной образующих его сторон. Вводятся определения амплитуды лучевой яркости PR и угловых размеров dj и cIl соответственно поперек и вдоль пояса стримеров для отдельных лучей пояса стримеров. Показано, что использование процедуры вычитания усредненной кривой Ps(A) из исходного профиля яркости Р(Л) позволяет унифицировать процесс выделения лучей повышенной яркости. Усреднение для получения Ps было принято равным 6 градусам. Определенные по профилям П(Л) ~ Р(Л) - Ps(A) величины PR, dT и dL не отличаются более чем на 10% от этих же величин определенных непосредственно по профилям Р(Л).

В п. 1.3 приводится описание калиброваштых данных LASCO, представленных в формате FITS. Яркость в этих изображениях выражена в единицах средней яркости солнечного диска Рт,ь. При определение амплитуды лучевой яркости Pr и углового размера d по профилям П(А) = Р(Л) - Ps(A) дня калиброванных данных угол усреднения для Ps принимался равным 10 градусам и отбрасывалась отрицательная часть сигнала П(Л). Сравнение профилей П(Л) полученных по калиброванным и некалиброванным данным показало, что их формы подобны и определяемые по ним угловые размеры d лучей не различаются больше чем (10-20)%.

При анализе исследовались изменения полученных значений яркости луча Pr в зависимости от времени t (по разным изображениям). Кроме того, использовались зависимости Pr(R), построенные для выбранного луча в последовательные моменты времени t, которые позволяют исследовать профили двигающихся внутри лучей неоднородностей, а так же определять их скорости.

Вводится определение амплитуды лучевой яркости Pr, полученной по разностным изображениям короны. Для этого вычитались друг из друга два изображения короны, полученные в моменты t и to (t > to), и по результирующему изображению строился профиль яркости Р(Л), из

которого непосредственно определялась амплитуда лучевой яркости PR. Полученная таким образом величина отражает изменения яркости, произошедшие с момента времени to до момента t. Зависимости Pr(R), построенные для разных моментов времени t, использовались для изучения быстропротекающих процессов в отдельных лучах повышенной яркости пояса стримеров.

В п. 1.4 обсуждаются свойства изолированного узкого радиально направлетпюго луча, имеющего повышенную концентрацию плазмы (по сравнению с фоновой), при его наблюдении в проекции на плоскость неба. В п. 1.4.1 и п. 1.4.2 приводится вывод формул, связывающих видимую широту луча А и его яркость PR с углом отклонения луча относительно плоскости лимба с учетом наклона оси вращения Солнца на угол В0 Возрастание угла 1Fl соответствует ходу времени. Яркость луча определяется на фиксированном расстоянии от центра диска Солнца. Сравнение рассчитанных зависимостей Pr(4Y) и A^Pi) с измеренными величинами позволяет достаточно надежно определять положение луча относительно плоскости неба, а также отделить динамические процессы в луче от медленных изменений яркости, связанных с изменением положения луча в пространстве из-за вращения Солнца.

В п. 1.5 приводится формула для оценки электронной концентрации по измеряемым яркости и угловому размеру отдельного луча. Формула основывается на теории томсоновского рассеяния фотосфсрного излучения Солнца на свободных электронах короны. Предполагается, что выделяемая яркость луча формируется рассеянием электронов, локализованных вдоль луча зрения на масштабе, соответствующем угловому размеру луча. Поэтому для оценки концентрации нет необходимости учитывать вклад в полную яркость F-короны и фоновой части К-короны.

В п. 1.6 обсуждается вопрос о том, какой вклад в яркость на изображениях вносят различные компоненты короны. Отдельные яркие изолированные лучи могут иметь яркость составляющие около 10% от полной яркости К-короны на расстоянии 4R0 от центра диска Солнца (по изображениям короны, полученным на LASCO С2). На больших расстояниях контраст может несколько падать. Чтобы убедиться, что выделяемые на фотометрическом профиле яркости структуры не вызваны случайными колебаниями яркости в сигнале, использовался следующий критерий: выделяемые структуры должны достаточно надежно прослеживаться на профилях яркости, построенных на разных расстояниях При этом оценивался уровень случайных колебаний по участку профиля, где, как предполагалось, нет ярко выраженных структур.

Показано, что надежно выделять структуры можно, если уровень случайных (шумовых) колебаний сигнала яркости не превышает нескольких десятков процентов от амплитуды выделяемых структур. Таким образом удавалось проследить лучевые структуры по всему полю зрения коронографа С2 (до Я ~ 6Яо), и до расстояний Я ~ 16Яо от центра Солнца по изображениям коронографа СЗ.

В п. 1.7 приводятся примеры определения электронной концентрации в отдельных лучах пояса стримеров. Для того чтобы определить положение пояса стримеров по отношению к плоскости неба использовалась информация о положении нейтральной линии радиальной компоненты магнитного поля, полученной из расчета магнитного поля в короне в потенциальном приближении по данным [5]. Среднее значение концентрации в отдельных лучах, полученное для участков пояса стримера, вытянутых вдоль лимба составляет (1-2)* 106 см"3 на расстоянии 4Йо от центра Солнца. Эта величина сравнима или превышает величину средней концентрации, приводимую другими авторами, и которая определялась для области корональных стримеров различными способами без локализации области стримера в виде узкого луча. Таким образом, делается вывод о том, что выделяемые структуры в виде лучей повышенной яркости имеют концентрацию, сравнимую или превышающую в несколько раз фоновое значение концентрации в области пояса стримеров, т с представляют собой реальный объект для изучения.

Во второй главе приведены результаты исследования квазистационарной структуры пояса корональных стримеров. В п. 2.1 на конкретном примере рассматривается структура пояса на расстояниях больше (3-4)1*0 от центра диска Солнца. Сравниваются два участка пояса стримеров: вытянутый вдоль плоскости неба, который наблюдался 24-28 июля 1996 года на восточном лимбе, и участок перпендикулярный плоскости неба, который наблюдался на том же лимбе после 30-31 июля 1996 года. На участке пояса вытянутом вдоль плоскости неба можно видеть струюуру пояса стримеров: на расстояниях Ю>(3-4)1^, пояс состоит из последовательности радиальных лучей повышенной яркости. Минимальный угловой размер отдельного луча « 2-3 градуса, минимальное расстояние между лучами вдоль пояса составляет «5-10 градусов. На профилях, полученных для участка пояса, перпендикулярного плоскости неба, можно видеть один луч повышенной яркости, поскольку структура пояса, в данном случае, не видна - она сливается вдоль луча зрения, и мы видим ее характерный вид поперек пояса Измеренный минимальный поперечный угловой размер луча ёт для этого участка так же составляет 2-3 градуса Делается вывод о том, что наблюдаемые в поясе стримеров лучи повышенной яркости составляют

его структуру, что они имеют угловой размер примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, и что этот размер не зависит от расстояния на R = (4-6)Ro. Проведенные измерения показывают, что лучи становятся радиально направленными на расстояниях больше (4-5)Ro.

В п. 2.2 рассмотрено как меняется с течением времени наблюдаемая в проекции на плоскость неба, лучевая структура пояса стримеров. Для этого изменение положения (видимой широты) отдельных лучей сравнивается с расчетным положением Экспериментальные данные хорошо согласуются с расчетными кривыми. Действительное положение лучей, полученное из сравнения измерений с расчетом, достаточно точно совпадает с положением нейтральной линии радиальной компоненты магнитного поля, в области, где пояс стримеров имеет сильный наклон к экватору. Все это подтверждает факт существования лучевой структуры пояса.

Помимо изменения видимого положения лучей за счет вращения Солнца, исследовалось изменение яркости лучей PR. Показано, что общий характер изменения яркости совпадает плавным ходом, вызванным вращением Солнца. Вместе с тем, на плавное изменение наложены более быстрые увеличения и уменьшения яркости с характерными временами порядка нескольких часов. Сравнение графиков изменения яркости луча со временем Pr(V, построенных на разных расстояниях от Солнца показывают, что быстрые изменения яркости на больших расстояниях происходят с запаздыванием по времени. Поэтому эти изменения можно связать с движением неоднородностей вещества в направлении от Солнца По профилям PR(t) и но величине запаздывания были определены скорость и размер переднею фронта неоднородностей. Показано, что скорость движения неоднородностей возрастает по мере удаления от Солнца. Сравнение с результатами работы [4], в которой приведены измерения скоростей неоднородностей (названных «блобами»), двигающихся в поясе стримеров, позволяет заключить, что здесь рассматривается одно и то же явление. Графики изменения скорости, полученные в [4], аналогичны графикам, приведенным в диссертационной работе, хотя измерения проводились разными способами. Необходимо отметить, что движения, для которых были проведены измерения скоростей, происходят в отдельных лучах пояса стримеров независимо от движений в соседних лучах.

В п. 2.3 подводятся предварительные итоги, относительно структуры пояса стримеров на расстояниях > 41^ На основе того факта, что изменения яркости (концентрации) в лучах происходят независимо можно предположить, что требуемая изоляция обеспечивается магнитным полем,

т.е лучи представляют собой магнитные трубки Сходство размера лучей у поверхности Солнца с размером супергранулы, а также с размером полярных щеточек, позволяет высказать гипотезу о том, что природа быстрого солнечного ветра связана с течением в полярных щеточках и медленного солнечного ветра с течением в лучах пояса стримеров. При этом оба течения имеют одну и ту же основу на поверхности Солнца, а различие возникает из-за разного характера течения в магнитных трубках

В п. 2.4 рассматривается лучевая структура пояса стримеров на расстояниях вплоть до 1,2Ro, т е. ниже вершины шлема стримера, на двух примерах: когда участок пояса стримеров перпендикулярен плоскости неба (п. 2.4.1) и когда расположен почти в плоскости неба (п. 2.4.2), На первом примере по данным LASCO С2 удается проследить лучевые структуры примерно до 2 4Ro, ниже вершины шлема, расположенного на ~3.5R<) Из рассмотрения следует вывод, что в данном случае два луча огибают шлем с двух сторон и сливаются в один луч выше вершины шлема. Во втором примере используются данные LASCO С1 и С2, поэтому удается проследить огибающие шлем лучи до близкого расстояния к поверхности Солнца (~1.2Ro). Поскольку огибающие шлем лучи выходят из областей имеющие разное направление магнитного поля предполагается, что в соседних лучах пояса магнитное поле должно быть противоположным.

В п. 2.5 обсуждается тот факт, что достаточно часто поперечное сечение пояса стримеров наблюдается в виде двухпиковой структуры. Такая структура может быть связана как с мелкомасштабными изгибами пояса стримеров, так и с тем, что пояс стримеров представляет собой последовательность двух рядов близко расположенных лучей. В качестве одного примера рассматривается участок пояса стримеров максимально удаленный от экватора. На нем в течение интервала времени ~2 суток хорошо виден один луч, изменение положения которого со временем совпадает с расчетной кривой, а яркость испытывает изменения с характерным временем порядка нескольких часов. По мере увеличения яркости рядом с первым лучом появляется второй луч Когда яркости лучей сравниваются двух пиковая (двулучевая) поперечная структура пояса становится отчетливо видна Поскольку оба луча испытывают непрерывное увеличение яркости, на разностных изображениях они видны совершенно отчетливо, при этом видно, что они огибают шлем по разные стороны, поэтому должны иметь противоположное направление магнитного поля В качестве второго примера рассматривается участок пояса стримеров вытянутый вдоль экватора и достаточно протяженный по долготе (-100°). На нем также видна двулучевая структура пояса, при

этом из-за того, что яркость лучей меняется достаточно быстро и независимо друг от друга, на синоптической карте яркости короны можно видеть как участки с двумя лучами, так и участки только с одним лучом. Переходы от одного участка к другому видны в виде изгибов пояса. Как и в первом примере, на разностных по времени изображениях можно видеть, что лучи образуют близкую пару и огибают шлем по разные стороны.

Наличие двух лучей в поперечном сечении пояса стримеров трудно объяснить только изгибом пояса. На основании проведенных исследований высказана гипотеза о том, что, в общем случае, пояс имеет структуру в виде последовательности пар лучей повышенной яркости (или два близко расположенных ряда лучей). Расстояние между лучами в каждой паре порядка размера луча d. Нейтральная линия радиальной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца проходит вдоль пояса межпу лучами каждой из пар.

На основании имеющихся данных предлагается схема лучевой структуры пояса стримеров, которая представляет собой два ряда магнитных трубок (лучей), между которыми проходит нейтральная линия. Это означает, что направление магнитного поля в трубках этих рядов противоположное. Плотность вещества в трубках повышенная относительно окружающей плазмы короны. Анализ быстрых (с характерным временем порядка часа) изменений яркости показал, что внутри лучей время от времени возникают движения неоднородностей вещества направленные от Солнца.

В третьей главе приводятся результаты исследований потоков плазмы, течение которых наблюдается в отдельных лучах пояса стримеров.

В п. 3.1.1 на примере анализа двух характерных событий показано как в лучах повышенной яркости пояса стримеров возникают дополнительные потоки плазмы повышенной плотности Предполагается, что до появления потока в лучах уже существовали фоновые течения солнечного ветра, а дополнительный поток регистрируется по движению фронта повышенной яркости. Для этих событий были построены графики Pr(R) в последовательные моменты времени на которых видно распространение фронта потока от поверхности Солнца. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого 5 » 0.1 Ro - порядка пространственного разрешения инструмента LASCO СЗ. На основе анализа сделан вывод о том, что дополнительные потоки плазмы подобны потокам квазистационарного медленного солнечного ветра в поясе стримеров по следующим параметрам: по плотности плазмы, ее направленной скорости и длительности. Поэтому они могут являться одним из основных

источников пополнения медленного квазистационарного солнечного ветра в поясе стримеров.

Втекание дополнительных протоков приводит к уширению луча тем большему, чем больше концентрация плазмы в потоке. Механизм расширения луча по-видимому связан с превышением полного давления Р = 2kNT+B2/87t дополнительного потока над полным давлением окружающего луч среды. На основе эффекта расширения луча (магнитной трубки) в п. 3.1.2 предложен механизм формирования крутого фронта дополнительного потока, движущегося с дозвуковой скоростью Он заключается в возникновении в передней части перпендикулярной к его скорости составляющей магнитного поля. Вследствие этого формируется резкий фронт потока с шириной 8, движущийся вместе с потоком. Для высокопроводящей корональной плазма можно для грубой оценки положить, что 8 ~ V /соы - ионный ларморовский радиус Полагая, что на R = 5Ro, В ~ 5(Ro/R)2 Гс ~ 0.2 Гс и V ~ 100 км/с, имеем: 5 ~ 50 м. Это означает, что истинная ширина фронта может быть очень мала и наблюдаемые ширины фронтов дополнительных потоков определяются пространственным разрешением инструментов С2 и СЗ Вторая половина главы (п. 3.2) посвящена исследованию связи дополнительных потоков и КВМ. Установлено [6, 7], что места формирования КВМ локализованы в основании пояса или цепочек стримеров [8], а их распространение происходит вдоль этих образований. В связи с этим, структура и размер КВМ, в общем случае, может заметно отличаться в направлении вдоль плоскости пояса стримеров и перпендикулярно ей. Наиболее простыми и удобными для исследования являются два предельных случая: а) участок пояса располагается в (или близок к) плоскости неба (п.3.2.1); б) участок пояса стримеров перпендикулярен плоскости неба (п. 3.2.2). Показано, что появлению КВМ предшествует затекание дополнительных потоков плазмы с крутым передним фронтом в лучах повышенной яркости пояса стримеров. КВМ с минимальным угловым размером <1кпм «13° формируется, когда процесс затекания дополнительного потока плазмы со скоростью переднего фронта V » 300-400 км/с на R= 5-6Ro происходит в одном луче (п. 3.2.1.1). Образование ICBM выглядит, как результат резкого усиления яркости (концентрации) и скорости втекающего вдоль луча дополнительного потока плазмы, которое приводи г к возрастанию углового размера луча, который составлял изначально несколько градусов, до <1квм ~ 13°. На расстояниях R < 10Ro скорость КВМ превышает скорость V фронта, распространяющегося впереди него дополнительного потока. На больших расстояниях R > I0Ro их скорости сравниваются. Далее фронт КВМ и фронт дополнительного потока уже не возможно различить, они

продолжают распространяться с одинаковой, примерно постоянной скоростью вплоть до R * (17-18)Ro.

В п. 3.2.1.1 рассмотрен пример КВМ достаточно с достаточно большим угловым размером с1квм ® 60°. В этом случае КВМ также возникает на участке пояса стримеров, вытянутом вдоль плоскости лимба. Однако, в отличие от случая КВМ минимального размера, при его образовании происходит повышение яркости и расширение не одного, а шести лучей пояса стримеров. Подробный анализ этого события, показывает, что во всех лучах наблюдается затекание дополнительных потоков плазмы повышенной концентрации. На расстояниях <(10-20)Ro скорости движения потоков в разных лучах различны, а на больших расстояниях они выравниваются и КВМ начинает двигаться как единое целое образование с неоднородным по широте Л распределением плотности.

Картина формирования КВМ как результат расширения лучей яркости под действием дополнительных потоков плазмы от Солнца выглядит примерно одинаково как при наблюдении вдоль, так и поперек плоскости пояса стримеров (п. 3.2.2). Главное различие состоит в том, что число лучей, участвующих в формировании КВМ, в плоскости, перпендикулярной поясу, не может превышать одного или двух, а вдоль пояса их может быть больше. Этот вывод сделан на основании анализа более десятка КВМ различных размеров и форм. Отсюда сделан вывод о том, что, в общем случае, для КВМ его угловой размер d|| в плоскости пояса стримеров превышает размер di в направлении, перпендикулярном к поясу. Заполнение луча дополнительным потоком плазмы и, как следствие этого, расширение луча, возможно, является характерным процессом при формировании КВМ различных типов.

Четвертая глава посвящена исследованию отклонения лучей пояса стримеров от радиального направления на расстояниях ближе 4-5Ro от центра Солнца в направлении перпендикулярном поверхности пояса стримеров.

В п. 4.1 описывается способ отбора данных для анализа и процедура определения величины и направления отклонения по широте АX для выделенных лучей по изображениям LASCO Cl, С2 и СЗ. Для этого определяются основные типы стримеров, наблюдаемые в короне Солнца, и связанные с ними конфигурации магнитного поля. Приводятся типичные примеры наблюдаемых стримеров, соответствующих каждому типу. В п. 4.2 проводится анализ данных, результатом которого является график зависимости отклонения луча АХ от радиального направления в зависимости от широты основания шлема стримера Хо- Поскольку, отсутствие данных С1, начиная с июля 1998 г., не позволяет продолжить график до фазы максимума солнечной активности, аналогичное

построение было сделано для угла который соответствует части полного отклонения луча по широте выше расстояния 2.51*0 от центра диска Солнца. Сравнение графиков дня полного и частичного отклонения позволяет сделать вывод об их подобии. Анализ результатов говорит о том, что отклонение от радиальности лучей связано в первую очередь не с ходом цикла солнечной активности, а с широтой расположения самого луча. В частности, из анализа следует, что выше широт * 60-70° отклонение лучей в сторону экватора сменяется отклонением лучей в сторону полюсов. В п. 4.2 обсуждаются возможные причины наблюдаемых закономерностей. Помимо объяснения с позиции влияния мультипольных (выше дипольной) компонент магнитного поля на широтное отклонение стримеров, предложенного в [9], возможен и другой подход с позиции гидродинамики. На это указывает тот факт, что сама форма стримера в виде шлема и вытянутого луча, по-видимому, возникает в результате кинематического взаимодействия вытекающего потока солнечного ветра с магнитным полем в короне Образование симметричного шлема в этом случае возможно только случае однородных условий по скорости в основании шлема. Поскольку скорости солнечного ветра зависят от размеров корональных дыр, изменение их конфигураций может приводить к изменению соотношений динамических давлений по разные стороны от пояса стримеров. Наблюдаемые изменения отклонений лучей, в целом, согласуются с известными изменениями в конфигурации корональных дыр.

Изучение нерадиальности стримеров в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, в течение полуцикла солнечной активности 1996-2001 гг., начиная от фазы минимума и до фазы максимума, в отсутствие КВМ показало, что:

1. Положение пояса стримеров относительно экватора Солнца в общем случае характеризуется двумя углами Хо и где Х0 - широтное положение вблизи поверхности Солнца середины основания шлема, вершина которого при дальнейшем удалении от Солнца плавно переходит в луч пояса стримеров, Хе - широта этого луча на расстояниях от центра Солнца И > (5-6)1*0, на которых луч становится радиальным.

2. Радиальное направление (для них Х(, « А-е) на всем своем протяжении сохраняют лишь лучи, расположенные на отдельных выделенных широтах Яо. Это: Хо » 0° (экватор), Хо » ±90° (северный и южный полюса) и углы Хо х ±60°, соответственно, в N и 8 полушариях.

3. Отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, происходит:

• для широт |Ао| < 60° - в сторону экватора (ДА. > 0°), достигая максимума в N и Б полушариях, соответственно при Хо » ±40°;

• для широт |Яо| > 60° - в сторону полюса (ДА < 0°).

4. Полученные закономерности являются количественным тестом, по которому можно судить об адекватности теории, которая описывает изменение квазистационарной короны Солнца в цикле солнечной активности.

В заключении еще раз сформулированы основные результаты диссертационной работы. Перечислены результаты, носящие предварительный характер и требующие дальнейших, более детальных исследований. Указываются направления, которые в будущем могли бы дать существенный вклад в паше понимание о структуре пояса стримеров и короны в целом.

Основные результаты диссертации изложены в следующих работах:

1. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. An investigation of the fine ray structure of the coronal streamer belt using LASCO data // Solar Phys., 1999, v. 188, p. 299-313.

2. Еселевич В.Г., Еселевич M.B. Новые результаты о поясе стримеров по данным LASCO/SOHO // Структура и динамика солнечной короны. Труды международной конференции по физике Солнца, памяти Г.М. Никольского 4-8 октября 1999, г. Троицк, Моск. обл., с. 65-71.

3. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. The properties of plasma flows in fine ray structures of the streamer belt // Solar Phys., 2000, v. 197, p. 101-113.

4. Eselevich V.G. and Eselevich M.V Quasi-stationary solar wind in ray structures of the streamer belt // Solar Phys , 2000, v. 195 p. 319-332.

5. Еселевич В.Г., Еселевич M.B. Исследование структуры пояса стримеров и влияния на нее корональных транзиентов // Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 2000, т. 110, с. 94-105.

6. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Мелкомасштабная лучевая структура пояса стримеров // Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 2000, т. 110, с. 157-173.

7. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Common characteristics of CMEs and blobs: a new view of their possible origin // Solar Phys., 2001, v. 203, p. 165-175.

8. Eselevich V.G., Fainshtein V.G. and Eselevich M.V. The existence of long-lived rays of the coronal streamer belt. Radial density and velocity distributions of the solar wind flowing in them // Solar Phys., 2001, v. 200, p. 259-281.

9. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Study of the nonradial directional property of the rays of the streamer belt and chains in the solar corona // Solar Phys., 2002, v. 208, p. 5-16.

10. Еселевич M.B., Еселевич В.Г. Дополнительные потоки плазмы с крутыми фронтами в лучах повышенной яркости пояса корональных стримеров // Астрономический журнал, 2004, т. 81, N. 8, с. 757-768.

Цитируемая литература

1. Physics of the Inner Heliosphere. 1. Large-Scale Phenomena. Schwenn R., Marsch E (Eds.) Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 1990.

2. Wang Y.-M. et al. Origin of Streamer Material in the Outer Corona // Astrophys. J. Letters., 1998, v. 498, p. L165 - L168.

3. Strachan L. et al. Empirical densities, kinetic temperatures, and outflow velocities in the equatorial streamer belt at solar minimum // ApJ, 2002, v. 571, p. 1008.

4. Sheeley Jr.N.R. et al. Measurements of flow speeds in the corona between 2 and 30 Ro // Astrophys. J., 1997. v. 484. p. 472-478.

5. Hoeksema J.T http://quake.stanford.edu/~wso/coronal.htm1.

6. Eselevich V.G., New results on the site of initiation of coronal mass ejections // J.Geophys. Res., 1995, v. 22, p. 2681.

7. Mendoza, В., and R. Perez-Enriquez, Association of coronal mass ejections with the heliomagnetic current sheet // J.Geophys.Res., 1993, v. 98, p. 9365.

8. Eselevich V. G., Fainshtein V. G., and Rudenko G. V. Study of the structure of streamer belts and chains in the solar corona // Solar Phys., 1999, v. 188, p. 277-297.

9. Wang, Y.-M. Nonradial coronal streamers // Astrophys. J., 1996 v. 456. p. L119-L121.

с

I

ч

f \

■> •

«

♦

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН Заказ № 64 от 15 февраля 2005 г. Объем 19 с. Тираж 150 экз.

РНБ Русский фонд

2005-4 42011

sc

f. g. i % 3. s

5 » e

7 !

378

Содержание.

Введение.

Глава 1. Экспериментальные данные и метод анализа.

1.1. Данные LASCO, общая характеристика.

1.2. Некалиброванные данные.

1.3. Калиброванные данные.

1.4. Изолированный луч в проекции на плоскость неба.

1.4.1. Проекционные свойства.

1.4.2. Изменение яркости.

1.5. Определение электронной концентрации в луче.

1.6. Вклад в яркость различных компонент короны.

1.7. Оценка электронной концентрации в лучах яркости пояса стримеров.

Глава 2. Квазистационарная лучевая структура пояса корональных стримеров.

2.1. Угловой размер и радиальность лучей.

2.2. Изменение лучей со временем.

2.3. Предварительное обсуждение результатов.

2.4. Лучевая структура пояса стримеров на расстояниях 1.2Ro<R<6Ro.

2.4.1. Пояс стримеров перпендикулярен плоскости неба.

2.4.2. Пояс стримеров почти в плоскости неба.

2.5. Двулучевая структура поперечного сечения пояса стримеров.

Глава 3. Дополнительные потоки плазмы с крутыми фронтами в лучах пояса корональных стримеров. Их роль в формировании корональных выбросов массы.

3.1. Исследование свойств дополнительных потоков плазмы СВ в лучах пояса стримеров.

3.1.1. Примеры регистрации дополнительных потоков.

3.1.2 Обсуждение результатов.

3.2. Связь корональных выбросов массы с дополнительными потоками плазмы СВ в лучевых структурах пояса стримеров.

3.2.1. Пояс стримеров в плоскости неба.

3.2.1.1. КВМ минимального размера.

3.2.1.2. КВМ произвольного размера.

3.2.2. Пояс стримеров перпендикулярен плоскости неба.

Глава 4. Нерадиальность лучей пояса и цепочек стримеров в короне Солнца.

4.1. Выделение лучей в поясе стримеров. Метод анализа.

4.2. Анализ данных.

4.3. Обсуждение результатов анализа.

На изображениях короны Солнца полученных во время полных затмений или с помощью коронографа поднятого достаточно высоко, чтобы не мешал рассеянный в атмосфере свет, можно видеть хорошо выделяющиеся лучевые структуры. Эти структуры - корональные стримеры [61]. Они отличаются от остальных структур в короне (конденсаций, полярных щеточек и т.д.) повышенной яркостью и своей заметной протяженностью во внешние области короны (по крайней мере, дальше ~1.0Ro от поверхности Солнца, где Ro - радиус Солнца). Экспериментальные исследования стримеров в прошлом веке [2] во многом стимулировали развитие теории, результатом которой стало предсказание существования квазипостоянного потока плазмы от Солнца [18], названного впоследствии солнечным ветром (СВ) [62].

Одним из основных методов исследования динамики внешней короны и ее тонкой структуры являются наблюдения, так называемой, белой короны, а именно: рассеянного фотосферного излучения Солнца на свободных электронах короны. Преимуществом этого метода является то, что измеряемая яркость короны напрямую связана с числом электронов вдоль луча зрения, т.е. с электронной концентрацией. Кроме того, достаточно высокая яркость позволяет исследовать структуры короны, простирающиеся на расстояния в десятки радиусов Солнца. Подобного рода измерения неоднократно использовались для определения распределений электронной концентрации в короне в зависимости от расстояния. При этом делались различные предположения относительно структуры короны: или она имеет однородную азимутально-симметричную форму (одна из ранних работ [75]), либо корона имеет неоднородную структуру с некоторым эффективным фактором заполнения (см. например, [57]). В случае, когда отдельный яркий стример предположительно имеет известный малый размер вдоль луча зрения и расположен вблизи плоскости неба, можно определить электронную концентрацию внутри стримера, например, как в работе [55]. В ней полагалось, что размер стримера в азимутальном направлении и вдоль луча зрения примерно один и тот же.

При наблюдении короны в белом свете стримеры видны в виде ярких радиально ориентированных структур, похожих на лучи, с расширенным шлемовидным основанием вблизи Солнца. На изображениях полученных во время затмений внутри шлема стримера (ниже его вершины) можно часто выделить петлеобразные структуры, которые, по-видимому, замыкаются на поверхности Солнца [2].

Измерения эмиссионной составляющей короны являются другим методом исследования, который, в частности, позволяет получить некоторые данные, недоступные с помощью наблюдений белой короны. Линии, расположенные в ультрафиолетовой области дают возможность измерить ионную температуру по их профилям. Интенсивность линий несет информацию о составе, концентрации и ионизационном состоянии плазмы в короне. Используя отношение интенсивностей линий, принадлежащих одной атомной системе, можно проводить измерения электронной температуры.

С помощью ультрафиолетового коронографического спектрометра (UVCS), установленного на космическом аппарате SOHO, были выполнены измерения в области корональных стримеров [66]. Полученные данные показывают, что интенсивность излучения в линиях тяжелых ионов не однородна поперек шлема стримера: яркость в середине шлема понижена ("ядро") и шлем снаружи ограничен "ногами", которые имеют повышенную яркость. Выше шлема ноги сливаются в единый стример, который совпадает с максимумом яркости в линиях водорода La и Ц.

С помощью "Doppler dimming" метода, основанного на измерении отношения интенсивности линий сдвинутых за счет эффекта Допплера, было обнаружено движение вещества на внешних границах "ног" стримера, направленное от поверхности Солнца. В области "ядра" шлема такого движения обнаружить не удалось [71]. Сравнение относительного содержания ионов OVI в различных областях стримера с его содержанием в солнечном ветре свидетельствует в пользу того, что именно "ноги" стримера являются источником медленного солнечного ветра [74].

Наблюдаемые стримеры первоначально связывали с локализованными структурами в короне Солнца, которые делились на две широкие категории: стримеры активных областей и шлемовидные стримеры [20]. Первые наблюдались над низкоширотными активными областями, в то время как вторые, преимущественно на высоких широтах над цепочками протуберанцев, при этом оба типа стримеров связывались с биполярными областями фотосферного магнитного поля. Однако появление регулярных синоптических наблюдений короны с космических аппаратов [51] показало, что стримеры образуют непрерывный пояс, охватывающий поверхность Солнца, а принятая ранее классификация, по сути, описывает одно и то же явление.

Пояс корональных стримеров в виде волнообразного слоя охватывает Солнце, обычно пересекая плоскость солнечного экватора (или близкую к ней плоскость эклиптики) 2 или 4 раза [63]. Эти пересечения на орбите Земли регистрируются как секторные границы межпланетного магнитного поля [15]. Многочисленные исследования [см. например, 70, 54, 21] показали, что пояс стримеров разделяет области в короне с противоположной полярностью радиального магнитного поля Солнца. Этот вывод был подтвержден расчетами магнитного поля в короне в потенциальном приближении [23, 82] и означает следующее: по крайней мере, на расстояниях больше 2-3R.o внутри пояса вдоль него проходит нейтральная линия (НЛ) радиальной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца, в окрестности которой локализован гелиосферный токовый слой (ГТС).

Кроме того, существуют ответвления пояса стримеров, называемые цепочками стримеров, которые в белом свете выглядят так же, как и пояс стримеров, и отличаются единственным: они разделяют области в короне с одинаковой полярностью радиальной компоненты магнитного поля [36]. Существование таких структур было также показано в [14] при сравнении изображений короны полученных во время полных затмений с расчетным положением ГТС. Пересечения цепочек с эклиптикой на орбите Земли регистрируются как субсекторные границы [13, 31].

В течение цикла солнечной активности происходит сравнительно медленная или квазистационарная эволюция пояса стримеров. Характерное время этой эволюции для годов минимума активности Солнца сравнимо с периодом Кэррингтоновского оборота. При этом в минимуме солнечной активности пояс стримеров вытянут вдоль плоскости солнечного экватора и практически перпендикулярен плоскости неба. Вблизи фазы максимума активности участки пояса стримеров, вытянутые вдоль меридиана, часто, могут располагаться в плоскости неба, что дает возможность наблюдать и исследовать структуру вдоль поверхности пояса стримеров [3].

К настоящему времени установлено, что основания пояса стримеров на Солнце являются местами рождения корональных выбросов массы (КВМ) [32, 33, 34, 59], а ГТС оказывает существенное влияние на формирование и распространение ударных волн [28, 30]. В связи с этим вопрос о структуре пояса стримеров и, соответственно, ГТС актуален. Его решение является ключом к пониманию, как природы медленного солнечного ветра, так и глубинных причин возникновения КВМ, оказывающих наиболее сильное воздействие на магнитосферу Земли.

Глобальная структура пояса стримеров и ее эволюция от оборота к обороту Солнца была воспроизведена в модельных расчетах томсоновского рассеяния на электронах пояса стримеров, представленного в виде узкого (толщиной < 5 градусов) слоя плазмы сконцентрированного в окрестности HJI (HJI заключена внутри слоя) [77, 78, 80]. С ростом солнечной активности волнообразная поверхность пояса стримеров постепенно увеличивает свою амплитуду относительно экватора, достигая в точках максимального удаления все более высоких широт. Предполагается, что этот процесс связан с возрастанием доли всплывающих мапщтных полей в низкоширотных областях активности, что ведет к ослаблению осе симметричной дипольной составляющей магнитного поля Солнца и росту мультипольных компонент, а отсюда - к усилению наклона и изгибов токового слоя и, соответственно, пояса стримеров [78]. В этих [77, 78, 80] модельных расчетах, не плохо отражающих медленную эволюцию пояса стримеров в цикле солнечной активности, рассеивающий тонкий плазменный слой в окрестности HJI линии полагался однородным. Тем не менее, результаты расчетов показали существование в проекции на плоскость неба узких (шириной несколько градусов) радиально ориентированных структур - лучей повышенной яркости. Причины их появления следующие: а) эффект проекции связанный с изгибами или складками пояса стримеров, поскольку в этих местах оказывается повышенное число электронов вдоль луча зрения [16, 17, 80]; б) конечный шаг при модельных расчетах (2.5°), вследствие чего на достаточно малых масштабах концентрация электронов в слое оказывается не однородной, а в виде ступенек [77, 78]. Очевидно, что последний эффект связан только с особенностью расчета. Поэтому вопрос об однородности или неоднородности концентрации плазмы вдоль квазистационарного пояса стримеров или, что тоже самое, вопрос об его внутренней структуре, оставался открытым.

В спокойные периоды (т.е. в отсутствие КВМ) в ряде работ [65, 58] были зафиксированы изменения яркости пояса стримеров между двумя регистрациями его на лимбе (с интервалом сутки и менее) почти в 2 раза. Согласно [25] причиной таких изменений яркости может быть неустойчивость^п^щ^стримеров. Однако, возможно и другое объяснение: эти изменения могут оказаться проявлением пространственной неоднородности распределения яркости вдоль пояса. Таким образом, необходимо было разделить временные и пространственные изменения яркости в поясе стримеров при наблюдении на лимбе.

Первая попытка такого разделения была предпринята в работе [35], в которой исследовались участки пояса, вытянутые вдоль долготы (т.е. параллельные лимбу Солнца), в те моменты времени, когда они проходили вблизи западного или восточного лимбов. Было показано, что распределение яркости вдоль пояса стримеров неоднородно и на расстояниях более 3 радиусов Солнца от его центра представляет собой последовательность лучей с повышенной яркостью. В отсутствие корональных выбросов массы распределение вдоль пояса лучей, имеющих характерный масштаб несколько десятков градусов, может быть устойчивым в течение почти двух полных Кэррингтоновских оборотов [35]. Однако это не исключает существования вдоль пояса стримеров еще более мелкомасштабных и достаточно быстро меняющихся во времени структур (например, с характерным временем порядка часа). Последние исследования, выполненные с помощью данных прибора LASCO, показали существование мелкомасштабных (размером несколько градусов) лучевых структур в поясе стримеров [78]. Были также зарегистрированы в стримерах достаточно быстрые (с характерным временем порядка часа) изменения яркости, связанные с движением в радиальном направлении неоднородностей вещества с начальным поперечным размером порядка 0.1 Ro, названные "blobs" [67]. Исследования, проведенные в [72] показали, что в стримерах наблюдается движение вещества направленное от Солнца, которое испытывает медленное ускорение на расстояниях 3-27Ro. Полученные графики скорости в зависимости от расстояния в целом согласуются с аналогичными графиками, полученными в [67] для дискретных "blobs".

Результаты этих работ дают прямое доказательство существование потока вещества в поясе стримеров который, как предполагается, напрямую связан с медленным солнечным ветром (СВ). Однако место возникновения потока и его локализация остается открытым для обсуждения вопросом. Тонкие лучевые структуры и их связь с движущимися от Солнца "blobs" обсуждались в работе [79]. В ней было высказано предположение о том, что лучи есть результат пересоединения открытых и замкнутых силовых линий магнитного поля в вершине шлема, а движущаяся вдоль них плазма черпается из замкнутых магнитных трубок шлема в моменты пересоединения. В более поздней работе [81] предложены еще два возможных механизма выброса вещества из замкнутой магнитной области соответствующей шлему стримера. Все они предполагают, что место образования "блобов" и связанных с ними потоков медленного солнечного ветра локализовано в области вершины шлема стримера. Однако в работах [38, 39] этот результат не нашел подтверждения. Эти и другие имеющиеся факты говорят о том, что выяснение природы течений в стримерах должно быть связано с исследованием сравнительно мелкомасштабных и достаточно быстро меняющихся структур пояса.

Настоящая работа продолжает начатые исследования о структуре пояса стримеров и его динамики на основании новых наблюдательных данных полученных на космической обсерватории SOHO с помощью коронографов LASCO.

Целью настоящей диссертации является изучение наблюдаемых в короне лучей повышенной яркости и протекающих в них процессов.

Конкретными задачами, связанными к выполнением поставленной цели, являлись:

Разработка метода анализа, позволяющего по изображениям белой короны восстанавливать пространственную картину пояса стримеров, а также определять в нем абсолютные значения концентрации и скоростей потоков плазмы двигающихся от Солнца.

Обнаружение и изучение свойств лучевой структуры пояса стримеров.

Обнаружение дополнительных потоков СВ двигающихся от Солнца в отдельных лучах повышенной яркости пояса стримеров.

Проверка связи дополнительных потоков СВ и КВМ.

Структура и объем диссертации:

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы из 83 названий. Полный объем работы - 114 страниц, включая 51 рисунок.

Выводы к главе 4

Изучение нерадиальности стримеров в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, в течение полуцикла солнечной активности 1996-2001, начиная от фазы минимума и до фазы максимума, в отсутствие КВМ показало:

1. Положение пояса стримеров относительно экватора Солнца в общем случае характеризуется двумя углами Ао и А,е, где Ао - широтное положение вблизи поверхности Солнца середины основания шлема, вершина которого при дальнейшем удалении от Солнца плавно переходит в луч пояса стримеров, А.е - широта этого луча на расстояниях от центра Солнца R > (5-6)Ro, на которых луч становится радиальным.

2. Радиальную ориентацию (для них Хо » Хе) на всем своем протяжении сохраняют лишь лучи, расположенные на отдельных выделенных широтах Хо. Это: Хо » 0° (экватор), Хо » ±90° (северный и южный полюса) и угол Хо на средних широтах « ±60°, соответственно, в N и S полушариях.

3. Отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном поверхности пояса стримеров, происходит:

• для широт |Хо| < 60° - в сторону экватора (ДХ > 0°), достигая максимума в N и S полушариях, соответственно при Хо « ±40°;

• для широт |Хо| > 60° - в сторону полюса (ДХ < 0°).

4. Полученные закономерности являются количественным тестом, по которому можно судить об адекватности теории при описании поведения квазистационарной короны Солнца в цикле солнечной активности.

Заключение

Проведем завершающий анализ результатов полученных в данной работе. Для этого рассмотрим еще раз, как менялись представления о поясе корональных стримеров по мере развития техники наблюдений. Наблюдения белой короны Солнца во время затмений, которые активно проводились, начиная с первой половины прошлого века многими исследователями у нас в стране и за рубежом, обнаружили существование ярких структур, названных стримерами. В основании стримера располагается шлемовидное расширение, представляющий собой систему арок, а над ним радиально ориентированный луч [1,61].

До начала 70-х годов, на основании отдельных снимков достаточно редких затмений Солнца был сделан вывод о том, что стример является локальным образованием, размеры которого вдоль широты и долготы примерно одинаковые [61, 20]. Было показано, что шлемовидные основания стримеров связаны с темными волокнами на диске Солнца или протуберанцами на лимбе [61], а те в свою очередь непосредственно связаны с нулевой (нейтральной) линией радиальной составляющей магнитного поля на поверхности Солнца [12]. В то же время, по виду корональных лучей был сделан вывод о том, что они должны представлять собой систему потоков, выходящих из области возбуждения в хромосфере. С этими потоками связывались геомагнитные возмущения, регистрируемые с помощью наземных станций [2].

Однако, непрерывные ежедневные наблюдения белой короны, выполненные в течение 11 октября 1971 г. - 15 января 1973 г. на космическом аппарате OSO-7 [51], показали, что стримеры составляют непрерывную последовательность или так называемый пояс стримеров, вдоль которого проходит нейтральная линия радиальной компоненты глобального магнитного поля Солнца [70, 54]. Такой вывод был сделан на основе сравнения положения секторной границы межпланетного магнитного поля измеряемого на орбите Земли и положения корональных стримеров полученным по изображениям короны. Интенсивные исследования в этой области привели к представлению о поясе корональных стримеров как об источнике медленного солнечного ветра с повышенной концентрацией в нем (по сравнению с быстрым ветром). Продолжение пояса стримеров в гелиосфере было названо гелиосферным плазменным слоем, внутри которого проходит линия раздела полярности межпланетного магнитного поля и локализован гелиосферный токовый слой.

В то же время, сравнительно недавние измерения методом радиопросвечивания показали, что в поясе корональных стримеров имеются структуры с повышенной концентрацией плазмы размером ~2 градуса, которые регистрировались на расстояниях от 14Ro до 77Ro. О том, что это именно структуры, а не временные изменения, говорит тот факт, что они регистрировались на обоих лимбах через половину оборота Солнца, т.е. были достаточно долгоживущими образованиями [83].

Таким образом, к моменту начала работы по теме диссертации, представление о поясе корональных стримеров сложились примерно следующие: это действительно пояс, окружающий Солнце по окружности непрерывным изогнутым слоем, характеризуется повышенной концентрацией плазмы и внутри него течет медленный солнечный ветер. Пояс стримеров связан с нейтральной линией радиальной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца. Эти свойства пояса (повышенная концентрация, смена знака поля) регистрируются на орбите Земли в измерениях на космических аппаратах. Мелкомасштабная структура у пояса стримеров, по-видимому, имеется, однако до сих пор по данным белой короны нельзя было сделать вывод о том, какая это структура и не является ли она следствием наложений и эффектов проекции.

Результаты, полученные в данной работе, позволяют уверенно утверждать о том, что пояс стримеров имеет структуру в виде последовательности радиальных лучей повышенной яркости (плотности), эта структура квазистационарная, т.е. существует в течение, по крайней мере, нескольких суток. Вывод о лучевой структуре пояса (Глава 2) достаточно надежен, он получен на основании рассмотрения многих событий. Движение вещества в лучах, которое видно по движению локальных неоднородностей или фронта потока, имеющего повышенную концентрацию, происходит обособлено в отдельных лучах. Таким образом, существует некий механизм, изолирующий луч от окружающего пространства. Такой механизм наверняка является следствием действия магнитного поля, препятствующего поперечному движению вещества. В этом смысле оправдано представление о лучах повышенной яркости как о трубках магнитного поля содержащих плазму повышенной концентрации. Под магнитными трубками здесь понимается вытянутые области повышенной концентрации, которые находятся в равновесии, т.е. поперек которых сохраняется баланс давления. В этом случае, если исходное магнитное поле было однородным, по границе трубки должен возникать диамагнитный (или дрейфовый) ток, направленный перпендикулярно линиям магнитного поля. При этом результирующее магнитное поле внутри области (внутри трубки) будет пониженным настолько, насколько необходимо, чтобы скомпенсировать дополнительное газокинетическое давление за счет повышенной концентрации плазмы.

О том насколько близко к поверхности Солнца прослеживаются лучи пояса стримеров можно судить из рассмотрения структуры стримеров ниже вершины шлема. Полученные данные свидетельствуют о том, что лучи огибают поверхность шлема по мере приближения к поверхности и прослеживаются, по крайней мере, до расстояний 1.2Ro. Этот вывод сделан во многом из анализа изображений полученных на LASCO С1, которые, к сожалению, не всегда позволяют достаточно надежно интерпретировать наблюдаемую структуру стримеров. Поэтому, было бы желательно, продолжить исследования в данном направлении, для того чтобы окончательно связать наблюдаемые лучевые структуры выше вершины шлема со структурами у поверхности Солнца. В таких исследованиях, безусловно, нужно использовать изображения белой короны, получаемые во время затмений с хорошим пространственным разрешением, а так же изображения в эмиссионных линиях хромосферы и нижней короны.

То, что лучи пояса стримеров имеют свое основание в нижней части солнечной атмосферы хорошо согласуется с тем, что характерные размеры лучей вблизи поверхности Солнца соответствуют размеру супергрануляционной ячейки (-30000 км). В этом случае поток вещества в лучах пояса стримеров может пополняться за счет выбросов происходящих из границ супергранул, индикаторами которых могут служить спикулы. Соответствие супергранул и лучей в короне наталкивается на трудность связанную с различием времени жизни отдельной супергранулы и луча: для супергранулы это время порядка суток, в то время как отдельные лучи могут существовать в течение 10 суток и более. Однако здесь следует обратить внимание на тот факт, что отдельные супергранулы могут иметь гораздо большее время жизни и это время зависит от того, где на Солнце расположена ячейка. Вполне может оказаться, что наиболее "долгоживущие" супергранулы связаны с поясом стримеров. Вопрос о связи лучей пояса стримеров с явлениями, наблюдаемыми в нижней атмосфере Солнца, заслуживает дальнейших, более детальных исследований. Этот вопрос может оказаться ключевым в понимании механизма формирования потоков солнечного ветра. Тот факт, что полярные щеточки, расположенные в основном в корональных дырах, имеют у поверхности Солнца масштаб сравнимый с лучами пояса стримеров, но в отличие от них испытывают сверхрадиальную расходимость (у лучей угловой размер не меняется с расстоянием от Солнца) указывает на то, что характер течения в них должен быть различным. И действительно скорости и потоки вещества в солнечном ветре из корональных дыр и в поясе стримеров существенно отличаются. Поэтому можно предположить, что вообще все потоки солнечного ветра имеют общую природу, складываясь из отдельных потоков в отдельных трубках ограниченных магнитным полем, при этом характер течения будет определяться свойством этих трубок. Следует отметить, что гипотеза о том, что хромосферная сетка, формирующая границы супергрануляции, с повышенными в ней магнитными полями както упорядочивает и разбивает поток вещества в нижней части короны вовсе не нова (см. например обзор [61] и ссылки в нем на стр. 236). Высказывались также предположения о том, что неоднородности концентрации с масштабом порядка размера супергранулы сохраняются вплоть до орбиты Земли, где и регистрируются в измерениях на спутниках. Поэтому наличие регулярных лучевых структур в поясе стримеров с характерным размером равным размеру супергранулы существенным образом подтверждает эти гипотезы, хотя окончательный вывод о связи структуры пояса стримеров с хромосферной сеткой можно будет сделать только после будущих исследований.

Помимо выводов о лучевой структуре пояса, в работе на основании анализа изображений коронографа С2 мы приходим к заключению, что пояс стримеров может иметь структуру в виде двух рядов лучей. Такая структура может объяснить "двойственность" стримеров, которую часто можно видеть на изображения короны. К тому же если принять такую структуру пояса становится понятным, что лучи огибающие шлем по обе стороны и поэтому имеющие разное направление магнитного поля, расположены в разных рядах пояса и поэтому не проникают друг в друга. Нейтральная линия радиальной компоненты поля проходит при этом между двумя рядами лучей. Сделанные в работе выводы о двулучевой структуре пояса не являются окончательными. Все еще остается возможность, что наблюдаемый эффект связан с изгибами пояса или каким-нибудь другим геометрическим эффектом, хотя при этом трудно представить как будет проходить нейтральная линия.

Еще в середине прошлого века существование движения вещества в стримерах вызывало возражение. Главным аргументом при этом был тот факт, что такое крупномасштабное движение не обнаруживалось в измерениях. Однако, как справедливо отмечено в [2], такие движения было обнаружить очень трудно, если вообще возможно. Измерения с помощью эффекта Доплера относятся к измерению эмиссионной части короны, которая наблюдается до не очень больших расстояний от поверхности Солнца, где скорости движения малы, почти всегда сами движения направлены примерно под прямым углом к лучу зрения, т.е. не вносят вклад в доплеровский сдвиг. В белом свете поток вещества можно было бы обнаружить по движению неоднородностей. И действительно, после появления таких экспериментов как LASCO, на котором получаются изображения короны с высоким разрешением по времени, а главное - практически непрерывно, сразу же позволило обнаружить движение таких неоднородностей - блобы ("blobs"). Понятно, что даже в экспериментах, когда солнечное затмение снималось в нескольких разнесенных вдоль пути затмения пунктах, или даже с борта самолета летящего вслед лунной тени, шанс обнаружить движение неоднородностей был небольшой. Сейчас уже понятно, что блобы - не такие уж редкие явления, особенно в годы максимума активности. Но они и достаточно скоротечные - неоднородность может исчезнуть из поля зрения коронографа за несколько часов. Кроме блобов в лучах наблюдаются еще и явления затекания потока повышенной концентрации. Условно его можно отделить от блоба по масштабу - поток после фронта может существовать в течение длительного времени (сутки и более), в то время как блоб более компактное образование, т.е. видна его задняя граница. Условность разделения заключается в том, что достаточно длинный блоб может соответствовать короткому затекающему потоку, т.е. оказаться одним и тем же явлением. Поэтому представляется более существенным здесь указать на то, что вообще существует возможность затекания потока, эти потоки локализуются в отдельных лучах, эти потоки имеют очень крутой фронт, который, по-видимому, не разрешается на имеющихся изображениях короны. Такие потоки могут иметь различные масштабы, и, возможно, из них складывается суммарный поток солнечного ветра.

Когда затекающий поток достаточно велик (по плотности или скорости, или и тому и другому), может происходить заметное расширение луча. Здесь мы вплотную подходим к такому явлению, как корональный выброс массы. Не смотря на обилие различного рода наблюдений, моделей и теорий, окончательное решение о механизме вызывающего его образование, пока еще трудно высказать. Конечно, возможно, что этот механизм не единственный. К тому же это явление весьма разнообразно по форме - помимо часто упоминаемых петлеобразных выбросов, наблюдаются другие типы, например: "изогнутый фронт", "пики", "наполненные бутылки", "облака", "инжекция стримера" и др. [52, 60]. В диссертационной работе на основании анализа выбросов разного типа, показывается, что начальная стадия всех выбросов, по-видимому, сопровождается одним и тем же явлением - затеканием потока плазмы в один или несколько лучей пояса стримеров, с расширением лучей, которое приводит к образованию единого тела выброса. Судить о том является ли это явление основным при формировании корональных выбросов утверждать наверняка пока еще сложно, однако оно, безусловно, существует, и должно учитываться при теоретическом рассмотрении и построении моделей.

Общая, глобальная структура пояса стримеров определяется взаимодействием вытекающих потоков солнечного ветра с магнитным полем Солнца. В простейшем случае взаимодействия потока с дипольным магнитным полем, эта задача была рассмотрена в [64] где была получена конфигурация по форме похожая на наблюдаемые стримеры с основанием в виде шлема. Однако при этом условия в основании короны полагались однородными - понятно, что стример в результате этих расчетов имеет симметричный вид и направлен радиально. В действительности лучи пояса стримеров часто отклоняются от радиального направления вблизи Солнца, причем величина отклонения от основания луча до расстояния, где он становится радиальным (>4-5Ro) однозначным образом зависит от гелиошироты основания луча (Глава 4). До широт ±(60°-75°) отклонение происходит в сторону экватора, при этом с увеличением широты растет и величина отклонения. Максимум отклонения наблюдается в районе ±40°. Для широт больше ±(60°-75°) отклонение становится направленным в сторону полюсов, оно не очень велико и спадает до нуля на полюсах. Приведенная зависимость просматривается достаточно четко. В [77] было показано, что при расчете в потенциальном приближении до поверхности источника на расстоянии 2.5Ro и при введении дополнительно токового слоя вдоль поверхности с нулевой компонентой радиального магнитного поля в решении можно получить отклонение от радиального направления пояса стримеров выше поверхности источника. Отклонение происходит в том случае, когда во внешней короне помимо дипольной компоненты, есть одна или две компоненты более высокого порядка сравнимой силы. К сожалению, напрямую результаты этой работы не применимы в данном случае, поскольку в ней отклонение стримеров происходит выше поверхности источника (2.5Ro), в то время как реально основное («80%) отклонение происходит ниже вершины шлема, который расположен примерно на этой же высоте. В расчетах с использованием потенциального приближения взаимодействие потока вещества с магнитным полем учитывается искусственным введением условия радиальности поля выше поверхности источника. Введение тока выше поверхности источника добавляет монопольную (~г ) компоненту поля во внешней короне. С другой стороны, установившаяся форма пояса стримеров есть результат равновесия всех сил (давлений) - плазменного (газокинетического) давления, магнитного давления и кинетического давления потока вещества. Поэтому необходимо рассматривать, как меняется баланс давлений с расстоянием от Солнца при разных конфигурациях потоков и магнитных полей, от которых зависит расположение стримера. Различие поперечной составляющей кинетического давления по разные стороны пояса стримеров может приводить к тому, что пояс будет изгибаться до тех пор, пока не установится равновесие. Кинетическое давление будет определяться потоком вещества текущего вдоль линий магнитного поля, т.е. в конечном счете, скоростью и расходимостью магнитного поля. Понятно, что в целом установившаяся картина должна быть самосогласованной.

С циклом активности форма пояса стримеров меняется - изгиб пояса становится больше и достигает высоких широт. Однако результаты, полученные в Главе 4 для половины цикла, свидетельствуют о том, что характер отклонения от радиальности мало зависит от фазы цикла. Точки на Рис. 4.5 отражают только общую тенденцию того, что горизонтальные участки пояса стримеров (которые выбирались для исследования) располагаются на более высоких широтах с приближением к максимуму активности. В то же время в годы роста активности горизонтальные участки наблюдались в широком диапазоне широт, и, тем не менее, все значения угла отклонения соответствуют общей зависимости. Полученные закономерности для угла отклонения от радиального направления поперек пояса стримеров могут служить количественным критерием, для проверки теории или модели описывающих изменение глобальной структуры пояса стримеров, в том числе и в цикле активности.

В заключении сформулируем еще раз основные результаты диссертационной работы:

1. Предложен метод для количественного анализа лучей повышенной яркости в поясе корональных стримеров по изображениям коронографов LASCO С2 и СЗ, который позволяет:

• выделить лучи повышенной яркости (концентрации плазмы), определить их геометрические характеристики, положение в пространстве относительно плоскости неба;

• измерить времененные (пространственные) профили движущихся внутри лучей от Солнца потоков плазмы солнечного ветра (СВ), определить скорости и концентрацию плазмы этих потоков.

2. Пояс стримеров на расстояниях R>(3-4)Ro имеет структуру в виде последовательности радиальных лучей повышенной яркости (плотности). Минимальный угловой размер отдельного луча d«2-3 градуса, примерно одинаковый в направлениях перпендикулярном и вдоль пояса стримеров, не зависит от расстояния от Солнца на R=(4-6)Ro. Минимальное расстояние между лучами вдоль пояса составляет «5-10 градусов.

3. На расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, лучи пояса при приближении к поверхности Солнца огибают шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей «2-3° остается практически постоянным на R=( 1.2-6.0 )Ro.

4. Пояс стримеров часто наблюдается в виде последовательности пар лучей. Этому возможны две причины: 1) эффект проекции на плоскость неба мелкомасштабных изгибов пояса стримеров; 2) существование вдоль пояса стримеров последовательности реальных пар лучей. В первом случае нейтральная линия будет проходить вдоль максимумов яркости лучей, следуя за изгибами пояса. Во втором - вдоль пояса между лучами каждой из пар. Предварительные исследования в данной работе свидетельствуют в пользу последней причины.

4. Высказывается гипотеза о том, что различие природы течений солнечного ветра в стримерах и в корональных дырах может быть связано с различием характера течений в микротрубках магнитного поля, из которого складывается полный поток солнечного ветра. Эти трубки наблюдаются в виде лучей повышенной яркости в поясе стримеров и щеточек в корональных дырах.

5. Показано, что внутри лучей время от времени возникают движения неоднородностей вещества по направлению от Солнца. Графики возрастания их скорости при удалении от Солнца подобны, полученным в работе [67] для неоднородностей ("blobs"), сносимых квазистационарным солнечным ветром в стримерах. Сделан вывод об общей природе явлений, исследуемых в данной работе и в [67].

6. Показано существование в лучах яркости пояса стримеров дополнительных потоков плазмы повышенной плотности. Движение потоков происходит с крутым фронтом, ширина которого 8 « 0.1 Ro - порядка пространственного разрешения инструмента LASCO СЗ. Предложен возможный механизм формирования крутого фронта.

7. Дополнительные потоки плазмы подобны потокам квазистационарного медленного СВ в поясе стримеров по следующим параметрам: по плотности плазмы, ее направленной скорости и длительности. По-видимому, они являются одним из основных источников пополнения медленного квазистационарного СВ в поясе стримеров.

8. Заполнение луча дополнительным потоком плазмы и, как следствие этого, расширение луча, возможно, является единым процессом при формировании КВМ различных типов.

9. Показано, что в течение полуцикла солнечной активности 1996-2001, начиная от фазы минимума и до фазы максимума, в отсутствие КВМ отклонение лучей от радиальности в направлении, перпендикулярном к поверхности пояса стримеров на расстояниях R<(4-5)Ro однозначно связано с широтой Хо основания луча вблизи поверхности Солнца. Отклонение от радиального направления луча происходит:

• для широт |А,о| < 60° - в сторону экватора, достигая максимума в N и S полушариях, соответственно при Ло ~ ±40°;

• для широт | Яо | > 60° - в сторону полюса.

Полученные закономерности являются количественным тестом, по которому можно судить об адекватности теории при описании формы квазистационарной короны Солнца в цикле солнечной активности.

Исследования, приведенные в диссертационной работе, были бы невозможны без данных получаемых на коронографах LASCO, всем участникам команды SOHO/LASCO автор приносит огромную благодарность. Автор благодарен своему научному руководителю Файнштейну В.Г. за неоценимую помощь в работе над диссертацией. Автор глубоко признателен своему постоянному соавтору Еселевичу В.Г., чьи идеи во многом нашли отражение в этой диссертации. Хочется также выразить благодарность сотрудникам отдела Физики Солнца Института Солнечно-Земной физики и его руководителю Григорьеву В.М. за поддержку.

1. Бугославская Е.Я., Корональные потоки // Астрой, журнал, 34,233,1957.

2. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмянович А.Т., Пономорев Е.А., Рубо Г.А., Чередниченко В.И. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. // Киев, Издательство КУ, 1965.

3. Гуляев Р.А. Внешняя солнечная корона как оптическое проявление гелиосферного токового слоя // УФН. 1992. Т. 162. с. 155.

4. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Исследование тонкой лучистой структуры поясов корональных стримеров по данным LASCO С2 // Тезисы докладов. VII Симпозиум по солнечно-земной физике России и стран СНГ, Москва, 15-18 декабря 1998.

5. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Тонкая лучистая структура поясов стримеров // Тезисы докладов международной конференции по солнечной физике, памяти Г. М. Никольского 4-8 октября 1999, г. Троицк, Моск. обл. с. 17

6. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Новые результаты о поясе стримеров по данным LASCO/SOHO // Структура и динамика солнечной короны. Труды международной конференции по солнечной физике, памяти Г.М. Никольского 4-8 октября 1999, г. Троицк, Моск. обл. с. 65-71.

7. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Исследование структуры пояса стримеров и влияния на нее корональных транзиентов // Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 2000, т. 110, с. 94-105.

8. Еселевич В.Г., Еселевич М.В. Мелкомасштабная лучевая структура пояса стримеров // Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 2000, т. 110, с 157-173.

9. Еселевич М.В., Еселевич В.Г. Дополнительные потоки плазмы с крутыми фронтами в лучах повышенной яркости пояса корональных стримеров // Астрономический журнал, 2004, т. 81, N. 8, с. 757-768.

10. Зирин Г. Солнечная атмосфера // 1969, Издательство "Мир", Москва.

11. Иванов К.Г., Харшиладзе А.Ф. Серия солнечно-земных экстрабурь мая-октября 2000 г. 1. Структура и динамика открытого магнитного поля Солнца // Геомагнетизм и аэрономия. 2004, т. 44, с. 3-8.

12. Иванчук В.И., Дзюбенко Н.И., Пишкало Н.И. О связи структуры белой солнечной короны с гелиосферным токовым слоем (1976-1994 гг.) // Труды межд. конф. по физике Солнца "Структура и динамика солнечной короны", Троицк, 1999, с. 246.

13. Коржов Н.П. Карты полярности глобального магнитного поля Солнца и конфигурация межпланетного токового слоя в 1071-1978 гг // Препринт 2-82, СибИЗМИР, 1982.

14. Кучми С., Молоденский М.М. и Виал Ж.-К. О трехмерной структуре корональных лучей // Астрономический журнал 1994, т. 71, с. 925-929.

15. Кучми С., Молоденский М.М., Старкова Л.И., Кутвицкий В.А. и Ершов А.В. Поляризация и 3-D структура короны 3.11.94 // Известия ВУЗов РАДИОФИЗИКА. 1996,т. 39, с. 1381- 1388.

16. Пономарев Е.А. К теории солнечной короны. Диссертация на соискание степени кандидата физико-математических наук. // Киев, Киевский Университет, 1957.

17. Billings D.E. A guide to the solar corona. // 1966, Academic press, New York.

18. Bohlin J.D., Solar coronal streamers // Solar Phys, 1970, v. 12, p. 240.

19. Borrini G., Gosling J.T., Bame S.J., Feldman W.C., Wilcox J.M. Solar wind helium and hydrogen structure near the heliospheric current sheet: A signal of coronal streamers at 1 AU // J. Geophys. Res, 1981, v.86, p. 4565.

20. Burlaga L.F., Hundhausen A.J., and Zhao X. The coronal and interplanetary current sheet in early 1976 // J. Geophys. Res. 1981, v. 86, p. 8893.

21. Cranmer S.R., New insights into solar wind physics from SOHO // Proc. 13th Cool Stars Workshop, Hamburg, Germany, 5-9 July 2004, ed. F. Favata et al., in press.

22. Crooker N.U., Siscoe G.L., Shodhan S., Webb D.F., Gosling J.T., and Smith E.J. Multiple heliospheric current sheets and coronal streamer belt dynamics // J. Geophys. Res. 1993, v. 98, p. 9371.

23. DcForest C.E., Hoeksema J.T., Gurman J.B., Thompson B.J., Plunkett S.P., Howard R., Harrison R.C. and Hassler D.M. Polar plume anatomy: results of a coordinated observation // Solar Physics, 1997, v. 175, p. 393-410.

24. Dollfus A. and Martres M.-J. Electrons in the solar corona // Solar Phys, 1977, v. 53, p. 449.

25. Eselevich V.G. and Filippov M.A. An investigation of the heliospheric current sheet (HCS) structure // Planet. Space Sci., 1988, v. 36,105.

26. Eselevich V.G., Kaigorodov A.P. and Fainshtein V.G. Some peculiarities of solar plasma flows from coronal holes // Planet. Space Sci., 1990, v. 38, p. 459.

27. Eselevich V.G., Solar flare: geoeffectiveness and the possibility of a new classification // Planet. Space Sci., 1990, v. 38, p. 189.

28. Eselevich V.G. and Fainshtein V.G. On the existence of the heliospheric current sheet without a neutral line (HCS without NL) // Planet. Space Sci., 1992, v. 40, p. 105-119.

29. Eselevich V.G., New results on the site of initiation of coronal mass ejections // J.Geophys. Res., 1995, v. 22, p. 2681.

30. Eselevich V.G., New results on the site initiations of CMEs // Geophys. Res. Lett., 1995, v. 22(20), p. 2681-2684.

31. Eselevich V.G., and Tong Y. New results on the site of initiation of coronal mass ejections and an interpretation of observation of their interaction with streamers // J.Geophys.Res., 1997, v. 1902, p. 4681.

32. Eselevich V.G. On the structure of streamer belts // J. Geophys. Res., 1998, v. 103, p. 20212027.

33. Eselevich V.G., Fainshtein V.G., and Rudenko G.V. Study of the structure of streamer belts and chains in the solar corona // Solar Phys., 1999, v. 188, p. 277-297.

34. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. An investigation of the fine ray structure of the coronal streamer belt using LASCO data // Solar Phys., 1999, v. 188, p. 299-313.

35. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. The properties of plasma flows in fine ray structures of the streamer belt // Solar Phys., 2000, v. 197, p. 101-113.

36. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Quasi-stationary solar wind in ray structures of the streamer belt // Solar Phys., 2000, v. 195. p. 319-332.

37. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. CME and BLOB: Similarity and difference // The First S-Ramp Conference, Sapporo, Japan; October 2-6,2000, Abstracts, p. 81 (S3-P19).

38. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. The fine ray structure of the coronal streamer belt using LASCO/SOHO data // The First S-Ramp Conference, Sapporo, Japan; October 2-6, 2000, Abstracts, p. 81 (S3-P20).

39. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. A new method of analyzing the data from the LASCO/SOHO // The First S-Ramp Conference, Sapporo, Japan; October 2-6, 2000, Abstracts, p. 82 (S3-P21).

40. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Quasi-stationary solar wind in ray structures of the streamer belt // The First S-Ramp Conference, Sapporo, Japan; October 2-6, 2000, Abstracts, p. 94 (S4-P02).

41. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Common characteristics of CMEs and blobs: a new view of their possible origin// Solar Phys. 2001. v. 203. p. 165-175.

42. Eselevich V.G., Fainshtein V.G. and Eselevich M.V. The existence of long-lived rays of the coronal streamer belt. Radial density and velocity distributions of the solar wind flowing in them // Solar Physics, 2001, v. 200, p. 259-281.

43. Eselevich V.G. and Eselevich M.V. Study of the nonradial directional property of the rays of the streamer belt and chains in the solar corona // Solar Phys., 2002. v. 208. p. 5-16.

44. Hoeksema J.T. Structure and evolution of the large scale solar and heliospheric magnetic fields // Ph. D. Diss. Stahford Univ. 1984.

45. Howard R.A., Koomen M.A., Michels D.J. et. all. WORLD DATA CENTER A for Solar-Terrestrial Physics. Report UAG-^8. Synoptic observations of the solar corona during carrington rotations 1580-1596. July 1975.

46. Howard R.A., Sheeley N.R., Koomen M.J., and Michels D.J. Coronal Mass Ejections: 19791981 // J.Geophys.Res., 1985, v. 90, No. A9, pp. 8173-8191.

47. Hundhausen A.J. Sizes and locations of coronal mass ejections: SMM observations from 1980 and 1984-1989 // J.Geophys.Res., 1993, v. 98, p. 13177.

48. Korzhov N.P., Large-scale three-dimensional structure of the interplanetary magnetic field // Solar Phys., 1977, v. 55, p. 505.

49. Koutchmy S., Etude Hydrodynamique du Grand Jet Coronal observe a l'Eclipse du 7 mars 1970 // Solar Physics, 1972, v. 24, p. 374.

50. Koutchmy S. Coronal physics from eclipse observations // Adv. Space Res., 1994, v. 14, N 4, p. 29-39.

51. MacQueen R.M., and Poland A.I., Temporal evolution of the equatorial K-corona // Solar Phys., 1977, v. 55, p. 143.

52. Mendoza B. and Perez-Enriquez R. Association of coronal mass ejections with the heliomagnetic current sheet // J.Geophys.Res., 1993, v. 98, p. 9365.

53. Munro R.H., Gosling J.T., Hildner E., MacQueen R.M., Poland A.I., and Ross C.L. The association of coronal mass ejection transients with other forms of solar activity // Solar Phys., 1979, v. 61, p. 201.

54. Newkirk G. Structure of the solar corona. // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1967, v.5, pp. 213-266.

55. Parker E.N. Dynamics of Interplanetary gas and magnetic fields. // Astrophys. J., 1958, v. 128, p. 664-675.

56. Physics of the Inner Heliosphere. 1. Large-Scale Phenomena. Schwenn R., Marsch E. (Eds.) Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 1990.

57. Pnewman G.W. and Kopp R.A., Gas-Magnetic Field Interactions in the Solar Corona // Solar Phys., 1971, v. 18, p. 258.

58. Poland A.I. Motions and mass changes of a persistent coronal streamer // Solar Phys., 1978, v. 57, p. 141.

59. Raymond J.C., Kohl J. L., Noci G., et al. Composition of coronal streamers from SOHO ultraviolet coronagraph spectrometer // Solar Phys., 1997, v. 175, p. 645.

60. Sime D.G., MacQueen R.M. and Hundhausen A.J. Density distribution in looplike coronal transients: a comparison of observations and a theoretical model // J. Gephys. Res., 1984, v. 89, p. 2113.

61. Schwenn R., Inhester В., Plunkett S.P., Epple A., Podlipnik B. et al. First view of the extended green-line emission corona at solar activity minimum using the LASCO-C1 coronagraph on SOHO // Solar Phys., 1997, v. 175/2, p. 667.

62. Svalgaard L., Wilcox J.M. and Duvall T.L. A model combining the solar and sector structured polar magnetic field // Solar Phys., 1974, v. 37, p. 157.

63. Strachan L. et al. Empirical densities, kinetic temperatures, and outflow velocities in the equatorial streamer belt at solar minimum // ApJ, 2002, v. 571, p. 1008.

64. Tappin S.J., Simnet G.M., Lyons M.A. A determination of outflow speeds in the lower solar wind // Astron. and Astrophys., 1999, v. 350, p. 302-309.

65. Uzzo M. et al. Elemental abundances for the 1996 streamer belt // ApJ, 2003, v. 585,1062.75. van de Hulst. Electron density of solar corona // Bull. Astron. Inst. Netherlands, 1950, v. 11, p. 135.

66. Wang Y.-M. and Sheeley Jr.N.R. On potential field models of the solar corona // Astrophys. J., 1992, v. 392, p. 310.

67. Wang Y.-M., Nonradial coronal streamers // Astrophys. J., 1996, v. 456, p. LI 19-L121.

68. Wang Y.-M., Sheeley Jr.N.R., Walters J.H., Brueckner G.E., Howard R.A., Michels D.J., Lamy P.L., Schwenn R., Simnett G.M. Origin of Streamer Material in the Outer Corona // Astrophys. J. Letters., 1998, v. 498, p. LI 65 LI 68.

69. Wang Y.-M., Sheeley Jr.N.R., Rich N.B. Evolution of coronal streamer structure during the rising phase of solar cycle 23 // Geophys. Res. Let., 2000, v. 27, p. 149-152.

70. Wang Y.-M. et al. The dynamical nature of coronal streamer // JGR, 2000, v. 105, p. 2513325142.

71. Wilcox J.M. and Hundhausen A.J. Comparison of heliospheric current sheet structure obtained from potential magnetic field computations and from observed polarization coronal brightness // J. Geophys. Res., 1983, v. 88. p. 8095.

72. Woo R., Armstrong J.W., Bird M.K., Patzold M. Fine-scale filamentary structure in coronal streamers. // Astrophys. Journal, 1995,449: L91-L94.