Некоторые свойства непрерывных распределений по широте яркости К- и F-короны по данным LASCO

Полная поверхностная яркость белой короны B равна сумме яркостей K-короны ( B _K) и F-короны ( B _F): B = B _K + B _F. K-корона формируется фотосферным излучением, рассеянным на свободных электронах короны, F-корона – рассеянием на частицах космической пыли. Для определения физических параметров коро-нальной плазмы и свойств пылевой составляющей короны необходимо разделить яркость K- и F-короны. Методы, использовавшиеся для этого до 2001 г. (см. обзор в [1]), опираются на ряд упрощающих предположений (сферическая симметрия K-короны и др.). В 2001 и 2007 гг. были предложены новые методы [1, 2] разделения яркости K- и F-короны по данным LASCO, не опирающиеся на указанные упрощения. С помощью этих методов в работах [1, 3] впервые были получены непрерывные по широте распределения яркости K- и F-короны в картинной плоскости в зависимости от расстояния. В настоящей работе исследуются некоторые свойства таких распределений.

Данные и методы исследования

Для анализа использовались калиброванные данные (см. [3]) коронографов LASCO C2 и C3. Для разделения яркости K- и F-короны был реализован метод [2]. В этом методе яркость F-короны в каждом пикселе изображения белой короны находилась как минимальное значение яркости за промежуток времени, равный 56 сут, умноженное на корректирующий множитель K , меняющийся от 0.9 до 1 в зависимости от расстояния. Этот интервал времени центрируется на дату, для которой производится разделение K- и F-короны. Более быстрый метод [1] разделения на данном расстоянии R в фиксированный момент времени t состоит из четырех этапов: 1) находится максимальное значение яркости F-короны; 2) определяются значения яркости F-короны на полюсах; 3) находится широтное (по θ) распределение яркости F-короны B _F( R , θ, t ) между северным и южным полюсами Солнца; 4) рассчитывается яркость K-короны по формуле B K ( R , θ, t ) = B ( R , θ, t ) – B _F( R , θ, t ), где B ( R , θ, t ) – полная яркость белой короны.

Результаты

Методами [1, 2] были получены и исследованы непрерывные распределения по широте θ яркости

K- и F-короны в цикле солнечной активности на E- и W-лимбе на различных расстояниях R от центра солнечного диска в картинной плоскости. Примеры таких распределений показаны на рис. 1. Рисунок 1 (верхняя панель) соответствует случаю, когда протяженный по долготе участок пояса стримеров расположен вблизи экватора и почти перпендикулярен картинной плоскости (14.03.1997 г., начало роста активности). На изображении короны это отражается в появлении яркого луча вблизи экватора на восточном лимбе (рис. 1, а ) и пика яркости K-короны вблизи экватора (рис. 1, б – г ). Нижняя панель соответствует случаю, когда протяженный по широте (несколько десятков градусов) участок пояса стримеров оказывается в окрестности картинной плоскости на W-лимбе (максимум активности Солнца). В этом случае в картинной плоскости на W-лимбе наблюдается множество ярких лучей в широком диапазоне широт. Эти лучи проявляются в распределениях B K ( R , θ). Таким образом, из рис. 1 следует, что непрерывные по широте распределения яркости K-короны, полученные с использованием методов [1, 2], качественно правильно отражают различные участки пояса стримеров, оказавшихся вблизи картинной плоскости. Оказывается, что и количественно полученные распределения B K ( R , θ) близки к реальным распределениям яркости K-короны по широте. Доказательством этому служат значения концентрации электронов, найденные с использованием B _K( R , θ) (см. [1]; более детально этот вопрос будет обсуждаться в нашей следующей работе).

На расстояниях R ≥ (2.5–3.5) R ʘ , где R ʘ – радиус Солнца, распределения B F ( R , θ, t ) имеют колоколообразную форму с максимумом яркости F-короны вблизи экватора. На рис. 2 показано, как меняется с расстоянием для нескольких рассмотренных случаев полуширина по широте ∆ θ F распределения B F ( R , θ, t ). Видно, что почти во всех случаях по мере приближения к Солнцу ∆ θ F возрастает, достигая на R = (3–4) R ʘ максимального значения, затем начинает уменьшаться. На расстояниях R ≤ 3 R ʘ в ряде рассмотренных случаев вариации B _F( R , θ) по широте становятся хаотичными. На рис. 3 показаны отношения максимальных значений яркости F-короны к ее значениям

Некоторые свойства непрерывных распределений по широте яркости K- и F- короны по данным LASCO

Рис . 1. Изображение белой короны 14.03.1997 г . ( а ); распределения по широте полной яркости белой короны B ( θ ) ( б – г ), яркости K- короны B _K( θ ) и F- короны B _F( θ ) для 14.03.1997 на расстояниях R = 4 R ʘ ( б ), 6 R ʘ ( в ) (15:35 – С 2) и 15 R ʘ (15:44 – С 3) ( г ) ( восточный лимб ). Штриховая линия – метод [1], сплошная линия – метод [2]; д – з – то же , что на а – г , для 08.02.2000 г . (00:06 – С 2, 00:18 – С 3, западный лимб ).

в

ж

Рис . 2. Зависимость от расстояния R полуширины ∆ θ _F распределения яркости F- короны по широте ( западный лимб ). Кружки – 14.03.97, треугольники – 08.02.00, ромбы – 05.03.05; звездочки – 12.04.06. Вертикальные линии пока зывают неопределенность в определении ∆ θ _F.

Вф ( θ )×10^–11

max B F / B FN

Рис . 3. Отношение максимума B _F( R , θ ) к яркости на северном полюсе . Символы те же , что на рис . 2.

• 1---1 I p I | I I | I l-'| I I |! I I ^

• -9 0   -30    30    9 0

Широта , град .

Рис . 4. Распределения яркости F- короны на западном лимбе в один день каждого месяца 1997 г .

на полюсах. Из этого рисунка следует, что по мере приближения к поверхности Солнца F-корона становится более однородной на больших масштабах по широте.

На расстоянии R = 25 R ʘ были исследованы изменения B _F( R , θ) на различных масштабах времени: солнечный оборот, год и цикл солнечной активности. Оказалось, что F-корона слабо меняется в один день года в цикле активности и в течение солнечного оборота. Наиболее заметно B _F( R , θ, t ) меняется в течение года, что иллюстрирует рис. 4.

SOHO является продуктом международной кооперации ESA и NASA. Работа выполнена при под-

В.Г. Файнштейн, Л.К. Кашапова, Д.М. Цивилева держке правительственного гранта поддержки ведущих научных школ РФ № НШ 4741.2006.2 и Программы фундаментальных исследований Президиума РАН № 16.