Новые явления в солнечно-земной физике

В солнечно-земной физике, как и в любой другой области науки, одной из наиболее важных задач является обнаружение и исследование новых, ранее неизвестных явлений, носящих общефизический характер, т. е. свойственных не только космической среде. В Институте солнечно-земной физики (г. Иркутск) усилиями главным образом молодых сотрудников были обнаружены и в значительной мере изучены следующие два явления, о существовании которых 5–10 лет назад было мало что известно:

• 1)    лучевая структура пояса стримеров в короне Солнца и на орбите Земли;

• 2)    возмущенная зона, возбуждаемая корональным выбросом массы.

Данная статья посвящена первому явлению. Результаты исследований явления 2 излагаются в работе [1], опубликованной в настоящем сборнике.

Одной из главных в солнечно-земной физике остается проблема природы медленного солнечного ветра (СВ), текущего в поясе корональных стримеров, который представляет собой тонкий слой толщиной А < 5 ° , простирающийся во все стороны от Солнца в виде «юбки балерины». Вдоль пояса проходит нейтральная линия (НЛ) радиальной компоненты глобального магнитного поля Солнца. Исследование физики процессов, протекающих в поясе, – это, прежде всего, изучение тонкой структуры на масштабах меньших, чем толщина пояса А .

До настоящего времени существовала точка зрения, что такой структуры нет и что пояс стримеров – это однородный слой плазмы «медленного» СВ. Такие представления сформировались, в частности, и из-за отсутствия методов, позволяющих исследовать параметры СВ на масштабах, меньших А. Возникла типичная для физической науки ситуация: для того чтобы получить новые знания о физике процессов, необходимо было продвинуться в глубь объекта исследования, т. е. кардинально улучшить пространственное, а также временное разрешение метода анализа. И это было сделано.

Целью исследований было экспериментальное доказательство существования неоднородности пояса стримеров в виде тонкой лучевой структуры, изучение ее свойств в короне Солнца и на орбите Земли.

Экспериментальные данные

• 1.    Калиброванные изображения белой короны, получаемые на коронографах SOHO/LASCO C2 и C3 ( http://lasco-www.nrl.navy.mil/ ).

• 2.    Изображения короны, полученные во время затмений Солнца 26 февраля 1998 и 11 августа 1999 г. (автор – F. Espenak, http://sunearth.gsfc.nasa . gov/ eclipse/eclipse.html).

• 3.    Параметры солнечного ветра на орбите Земли с временным разрешением до 3 с, полученные с космического аппарата WIND.

Метод исследования лучевой структуры пояса стримеров по изображениям короны в белом свете

Основа метода :

• 1.    Выделение лучей повышенной яркости путем вычитания из полной яркости Р изображения фоновой яркости Р _S, которая представляет собой усреднение яркости Р по угловому размеру (2–3) d, d – характерный угловой размер лучей (в гелиоцентрической системе координат) [1].

• 2.    Определение ориентации лучей в пространстве относительно картинной плоскости двумя методами [1]:

• а)    путем сравнения результатов наблюдений с расчетами томсоновского рассеяния фотосферного излучения на электронах короны;

• б)    по положению расчетной нейтральной линии глобального магнитного поля Солнца.

Метод позволяет измерять пространственные и временные профили и абсолютные значения концентрации N потоков плазмы внутри отдельных лучей повышенной яркости, скорости V движения фронтов этих потоков. Полученные характерные значения скоростей V плазмы в лучах пояса стримеров согласуются со значениями, измеренными спектральными методами в ультрафиолетовом диапазоне спектра, а значения концентрации N согласуются с поляризационными измерениями белой короны [2, 3].

Лучевая структура пояса стримеров в короне и на орбите Земли

Анализ изображения короны с вычтенным фоном (рис. 1 в [2]) проводился в двух предельных случаях, когда участок пояса стримеров располагался:

• 1)    в картинной плоскости (верхний рис. 1 в [2]), как 12 января 2000 г.;

• 2)    перпендикулярно картинной плоскости (нижний рис. 1 в [2]), как 5 мая 1996 г.

Этот анализ показал, что структура пояса, расположенная в картинной плоскости, представляет собой последовательность лучей повышенной яркости (или магнитных трубок) с угловым размером d « 23°. Минимальное расстояние между лучами составляет 5–10°. На расстоянии R < 4÷5 R _๏ лучи не радиальные и при приближении к Солнцу отклоняются к полюсам. На больших расстояниях лучи ориентированы практически радиально.

Поперечное сечение пояса стримеров, которое наблюдается на лимбе, когда пояс стримеров перпендикулярен плоскости неба (нижний рис. 1 в [2]), представляет собой два луча повышенной, в общем случае различной яркости с угловым размером d « 2-3 ° и угловым расстоянием между лучами ~ 5 ° . Лучи на расстоянии R > 4÷5 R _๏ ориентированы практически радиально, а на R < 4÷5 R _๏ при приближении к Солнцу огибают шлем по разные его стороны. Лучи представляют собой магнитные трубки с движущейся вдоль них от Солнца плазмой повышенной плотности, а шлем – систему аркад (петель) магнитного по-

Рис . 1. Изображение короны во время затмения 26 февраля 1998 г. (19:03 UT) (автор – F. Espenak), обработанное методом нерезкого маскирования, совмещенное с распределением яркости с вычтенным «фоном» П( Л , R ) = = Р ( Л , R ) - Р _S( Л , R ) в полярных координатах ( Л , R ). Это распределение построено по изображению с LASCO C2 (23:38 UT). Здесь Р _S( Л ) - «фоновая» яркость, представляющая собой усреднение кривой Р ( Л ) по угловому интервалу 8 Л = 5°.

ля, заполненных движущейся вдоль них плазмой. Радиальная компонента магнитного поля по разные стороны шлема имеет противоположное направление, т. е. между лучами проходит нейтральная линия радиальной компоненты магнитного поля Солнца. Если яркость одного из лучей значительно меньше другого, то поперечное сечение пояса стримеров наблюдается в виде одного луча. Показанное на рис. 1 «затменное» изображение яркости короны во время солнечного затмения 26 февраля 1998 г. (19:03 UT), совмещенное с изображением яркости с вычтенным «фоном», построенным по данным LASCO C2 (23:38 UT), позволяет проследить два луча (Луч+ и Луч – на Е-лимбе вблизи экватора) поперечного сечения пояса стримеров на расстояниях R _๏ <  R < 2 R _๏ . На рис. 1 видно, что оба луча начинаются в самых нижних слоях атмосферы Солнца (по крайней мере, на высотах менее 1.1 R _๏ ) и продолжаются непрерывно в поле зрения коронографа LASCO C2, т. е. до ~ 6 R ๏ . Таким образом, два луча поперечного сечения пояса стримеров имеют своим началом «поверхность» Солнца. Угловой размер лучей - d ~ 2.5 ± 0.5° -практически постоянен на всех расстояниях, начиная от R » 1.5 R_o и до R » 5 R _o. Он остается постоянным для расстояний вплоть до R » 15^20 R _o (по данным LASCO C3), на которых еще возможна регистрация лучей на фоне шум ов. Схема предполагаемой пространственной лучевой структуры пояса стримеров, построенная на основе изложенных выше результатов, показана на рис. 2. Одним из возможных механизмов формирования такой двулучевой структуры пояса стримеров может оказаться развитие неустойчивости. В работе Губченко и др. [4] в рамках кинетического подхода было показано, что в токовых системах типа пояса стримеров в рез ультате развития пучковой неустойчивости и раскачки стратифицированных мод колебаний возможно формирование последовательности пар магнитных трубок (лучей) вдоль пояса (рис. 3), аналогичных наблюдаемым выше. Если это справедливо, то тогда мы имеем дело с коллективными свойствами разреженной плазмы, которые проявляются в формировании структур космических масштабов.

Как следствие изложенного, поперечное сечение пояса стримеров не только в короне, но и на орбите Земли должно представлять собой в общем случае не один, как считалось ранее [5–7] (рис. 4, слева), а два близко расположенных луча, которые выделяются повышенной концентрацией плазмы (рис. 4, справа). Лучи начинаются на поверхности Солнца,

Рис . 2. Схема лучевой структуры пояса корональных стримеров.

Рис . 3. Лучевая структура короны по результатам кинетической теории плазмы Губченко и др. [4]. Топология магнитного поля в токовом слое в результате возбуждения стратифицированных мод колебаний.

Рис . 4. Схема структуры поперечного сечения пояса стримеров в короне и гелиосфере: слева – по результатам работ [5–7], справа – по результатам автора данной работы.

при этом НЛ или секторная граница располагается между двумя лучами, т. е. вне положения максимума луча. Один луч наблюдается в тех случаях, когда концентрация в одном из лучей существенно меньше, чем в другом.

Экспериментальные исследования СВ на орбите Земли с временным разрешением до нескольких секунд показали, что магнитные трубки (лучи) пояса стримеров обладают тонкой структурой на нескольких пространственных масштабах, начиная от ≈ 1.5–3.0° и кончая минимальным 0.025°, т. е. угловой размер вложенных друг в друга трубок меняется почти на два порядка. Это согласуется с результатами, полученными в нелинейной теории Милованова и Зеленого [8].