Структура пояса корональных стримеров

• Автор: Еселевич, Максим Викторович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 114 с. : ил.

Глава 1. Экспериментальные данные и метод анализа
1.1. Данные ЬАвСО, 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 1.2Ко<К<6Яо
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
Заключение
Литература

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.(Жо от поверхности Солнца, где Ко - 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
5. Как видно в целом форма кривых похожа, но на экспериментальном профиле имеются случайные сравнительно кратковременные усиления и ослабления яркости луча Ря. Эти временные изменения яркости являются одной из причин, которая не позволяет проследить широтное положение наиболее слабых по яркости лучей на достаточно большом отрезке времени (лучи Э, Е и Р на Рис. 2.1). Особенно четко на Рис. 2.3 выделяются участки быстрого нарастания яркости с характерными временами несколько часов в конце 22 июля и 24-25 июля.
Природа этих нарастаний или фронтов становиться понятной, если сравнить профили РяСО данного луча, полученные на различных радиусах. На нижней панели Рис. 2.3 показан фронт 22 июля на двух расстояниях - 4Яо и 5.5Яо. Крестиками на рисунке отмечены середины фронтов на половине высоты. Для нижней кривой дано определение временной ширины фронта М Временной сдвиг между серединами фронтов на разных Я составляет 3.84 часа, что дает среднюю скорость на участке (4-5.5)Яо У»76 км/с. Оценивая ширину фронта на 5.5Яо, имеем: Д=ДрУ»4.8Яо. Аналогично для второго фронта 24-25 июля получается У»75 км/с и Д»4.0Яо. Таким образом, быстрые (с временным масштабом несколько часов) изменения яркости в изолированном луче отражают распространение от Солнца внутри луча неоднородностей плотности плазмы. Более детальные исследования показали, что скорости неоднородностей непрерывно возрастают при удалении от Солнца. Так для фронта 22 июля V возрастает от »50 км/с на 4.0110 до »100 км/с на б.ОЯо.
Движения неоднородностей от Солнца с различными амплитудами, скоростями и шириной фронта были зарегистрированы внутри всех лучей, показанных на Рис. 2.1. Судя по всему, они происходят достаточно часто (примерно по одному событию в течение 1-3 суток) и независимо в каждом из лучей.
Для изолированных лучей С, О, Е, Б из-за их относительно слабой контрастности достаточно трудно было провести измерения зависимости У(Я) до расстояний >10Яо. Но это возможно сделать для лучей типа А или в на Рис. 2.1, расположенных в точках максимального отклонения пояса стримеров от экватора, контраст которых относительно окружающего фона в несколько раз выше.
На верхней панели Рис. 2.4 показана зависимость от времени максимальной яркости Рм(0 на 11=6.0110 для луча находящегося в изгибе пояса стримеров, пересекающего Е лимб в начале 22 сентября 1996 года на широте Л«24 градусов (СЯ1914). На нем выделяются фронты быстрого нарастания яркости в начале 20 сентября (фронт I) и 20-21 сентября (фронт II). По графикам Рм(0, полученным на различных расстояниях Я, были вычислены описанным выше методом скорости V на различных расстояниях Я и построены