Космические исследования, 2023, T. 61, № 2, стр. 124-133

ВВЕДЕНИЕ

Природа дала нам возможность наблюдать впечатляющее астрономическое событие – солнечную корону, вспыхивающую во время полного затмения Солнца. Научное изучение спектра короны Солнца началось с солнечного затмения 7.VIII.1869, когда на фоне непрерывного спектра Солнца впервые наблюдали ярко-зеленую линию. Первые научные исследования солнечной короны проводились во время редких полных затмений Солнца. Впервые наблюдали солнечную корону вне затмения в 1931 г. на обсерватории Пик-дю-Миди (Сер, Франция, фр. Observatoire du Pic du Midi), благодаря изобретению французским астрономом Б. Лио (фр. Bernard Lyot) коронографа [1]. Шведский астроном Б. Эдлен (англ. B. Edlen) в 1941 г. доказал принадлежность зеленой запрещенной спектральной линии λ = 5303 Å, которая была открыта еще в 1869 г., к высокоионизованному атому железа – Fe XIV [2], где потенциал ионизации 355 эВ. После этих открытий возникла всемирная сеть корональных станций, начались непрерывные внезатменные наблюдения короны Солнца: в Швейцарии – Arosa [3], во Франции – Pic du Midi (Пик-дю-Миди), в Японии – Norikura (Норикура), в США (штат Нью-Мексико) – Sacramento Peak (Сакраменто Пик), в СССР – ГАС ГАО РАН [4], в Чехословакии – Lomnickýštít (Ломницки Штит) и др. Линия λ = = 5303 Å одна из самых ярких и отражает активность на всех фазах солнечного цикла, и поэтому ее наблюдения были включены во все наблюдательные программы международных корональных станций. Во время полных солнечных затмений доступна исследованию корона на расстояниях до 1R_☉, а при внезатменных наблюдениях эмиссионные линии наблюдаются только до 0.5R_☉ от лимба Солнца [5].

Изучение спектральной короны актуально и сегодня. Наблюдение и изучение солнечной короны – важнейшая задача в солнечной физике. Понимание процессов, происходящих в короне Солнца, позволит более глубоко уяснить закономерности солнечной активности (СА) и ее влияние на космическую погоду как глобально в солнечной системе, так и в частности в околоземном пространстве. Исследование интенсивности запрещенных корональных линий представляет собой большой интерес для изучения физических процессов, происходящих в атмосфере Солнца. Данные эмиссионных корональных линий позволяют судить о распределении температуры и турбулентной скорости в короне Солнца, отображают эволюцию магнитных полей в активных областях (АО) Солнца.

Особенности распределения I₅₃₀₃ вдоль лимба на определенной высоте (h) от фотосферы Солнца (например, обсерватория Ломницки Штит (англ. Lomnicky Stit) проводила измерения I₅₃₀₃ на h = 60′′, Сакраменто Пик – h = 141.8′′, Пик-дю-Миди, Норикура и ГАС ГАО РАН – h = 40′′) за большие периоды времени рассматривались во многих работах [6–11]. Вычисления I₅₃₀₃ на других высотах вдоль линии не входили в мировую сеть солнечных обсерваторий и космических аппаратов “Служба Солнца”, поэтому таких исследований гораздо меньше, и они проводились за небольшие периоды времени [12–15].

Ранее мы исследовали радиальное распределение корональной линии λ = 5303 Å на ветви спада 23-го цикла СА [16]. За 2005 г. были получены кривые изменения интенсивности I₅₃₀₃ зеленой линии на разной высоте от лимба Солнца для полярных и низкоширотных областей. Мы продолжили нашу работу для целого солнечного цикла.

Цель данной работы – это исследование изменения параметров корональной линии λ = 5303 Å с высотой от 1R_☉ до 1.38R_☉ на большом наблюдательном материале.

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

Для данной работы использовались спектральные данные зеленой корональной линии λ = = 5303 Å (Fe XIV) полученные за период 24-го цикла СА на внезатменном коронографе системы Лио ГАС ГАО РАН [17]. В рассматриваемом периоде (2009–2019) в среднем за год корональных наблюдений было 180 дней. Для фотографирования спектра короны использовались цифровые камеры Canon EOS 450D и 600D. В результате обработки, в соответствии с международной программой по “Службе Солнца”, вычисляют интенсивности корональных линий (I₅₃₀₃ и I₆₃₇₄) в абсолютных единицах (абс. ед.), выраженные в миллионных долях энергии, заключающейся в интервале шириной 1 Å непрерывного спектра центра Солнца. I₅₃₀₃ и I₆₃₇₄ измеряются на расстоянии 40′′ (0.04R_☉) от фотосферы Солнца [18]. На рис. 1 представлен временной ряд 24-го цикла спектральной короны I₅₃₀₃ (абс. ед.) по этим данным. Спектральные наблюдения Горной астрономической станции ГАО РАН позволяют делать измерения I₅₃₀₃ вдоль линии до высоты 6′ (1.38 R_☉).

Рис. 1.

Изменение интенсивности корональной линии λ = 5303 Å (Fe XIV) за 24-й цикл СА. Тонкой линией показаны ежедневные значения I₅₃₀₃ (абс. ед.) усредненные по всему лимбу, а толстой линией – их среднемесячные значения.

ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ КОРОНАЛЬНЫХ СПЕКТРОВ

За 11 лет было 1939 дней наблюдений зеленой спектральной короны, а общее количество полученных корональных кадров составило 139 608. Анализ цифровых фотографий этой корональной линии показал, что она имеет неоднородную структуру вдоль линии (рис. 2а). Над группами пятен наблюдается неравномерное падение яркости зеленой линии с высотой, вдоль линии присутствуют яркие сгустки, уплотнения, которые, по-видимому, связаны с корональными петлями [19]. Когда группа пятен находится на лимбе, то по геометрическим характеристикам корональных линий можно рассчитать расстояние между петлями и их высоту в картинной плоскости. Качество расчета конфигурации петель магнитных полей зависит от плоскости наблюдения и размера активной области, так как спектральные кадры делаются через 5° по позиционному углу, согласно международной программе “Служба Солнца” [17, 18]. Когда активная область уходит от лимба Солнца, интенсивность линии уменьшается с высотой без явных скачков.

Рис. 2.

Примеры неоднородной корональной линии λ = 5303 Å по высоте над активными областями около лимба (а). Пример спектра с излучением в корональной линии λ = 5303 Å, триплета Mg, и в других линиях, где 125° – позиционный угол (б).

Неоднородности вдоль линии могут наблюдаться и в другом случае. При исследовании корональных спектров выявлено более сотни дней наблюдений, на спектрах которых одновременно видно корональную линию λ = 5303 Å и линии излучения триплета Mg (λ = 5167 Å, λ = 5173 Å, λ = = 5184 Å), Fe (λ = 5169 Å, λ = 5270 Å), а также другие, близлежащие хромосферные линии. М.Н. Гневышев такое явление назвал импульсами корональной активности. Эти импульсы корональной активности сопровождаются эруптивными протуберанцами такими, как “серджи” (англ. surges), в которых наблюдаются быстрые изменения и интенсивное движение, большинство из них связаны со вспышками. Для примера мы показали такой спектр излучения в нескольких линиях за 30.X.2014 (рис. 2б). За более ранний период такое импульсное свечение в линиях было представлено в работе [20], где за 22-й цикл СА зафиксировано четыре таких наблюдения. Такие транзиентные события на Солнце редкие и трудноуловимые, они характеризуются широким диапазоном пространственных и временных масштабов – от эруптивных протуберанцев до масштабов корональных выбросов масс (англ. Coronal Mass Ejection – CME).

МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ ОБРАБОТКИ ЗЕЛЕНОЙ КОРОНАЛЬНОЙ ЛИНИИ

Каталоги ежедневных корональных карт

С помощью пакета IDL6.1 (англ. Interactive Data Language) была создана компьютерная программа для обработки спектральных корональных данных зеленой линии λ = 5303 Å. Вычисления I₅₃₀₃ проводились от лимба, начиная с высоты h = 2′′ и с шагом 2.5′′ вдоль линии до конца кадра. Высота спектра на кадрах в зависимости от позиционного угла меняется от 320′′ до 400′′. Кадры с наименьшей высотой спектра охватывают лишь полярные широты Солнца. В результате обработки внезатменных корональных наблюдений создана база данных трех видов ежедневных корональных карт с I₅₃₀₃ на высоте от 1R_☉ до 1.32R_☉:

• карты с нанесенными изолиниями значений I₅₃₀₃ на разной высоте от лимба Солнца (рис. 3а);

Рис. 3.

Примеры ежедневных корональных карт спектральной короны с I₅₃₀₃ на высоте h (1–1.32)R_☉: (а) карты с нанесенными изолиниями значений I₅₃₀₃ на разной высоте от лимба Солнца; (б) карты изменения значений I₅₃₀₃ с высотой в виде градации серого (в инверсии); (в) 3D-карты интенсивности I₅₃₀₃ спектральной короны на определенной высоте, где h = 40 угл. с.

• карты изменения с высотой значений I₅₃₀₃ в виде градации серого (рис. 3б);

• 3D-карты интенсивности спектральной короны на определенной высоте.

На этих картах нанесены значения I₅₃₀₃ за все дни, которые наблюдались в данном полуобороте Солнца. Для сравнения представлены 3D-карты интенсивности спектральной короны на высоте h = 40′′ (рис. 3в).

На рис. 3 показаны примеры ежедневных корональных карт на ветви подъема, в максимуме и на ветви спада 24-го цикла СА, где подобраны дни с разной конфигурацией спектральной короны. Для наглядности разные виды карт показаны для одного и того же дня. На данных картах видно, что в большинстве случаев до h = 30′′ изолинии I₅₃₀₃ могут менять свою конфигурацию, а далее постепенно спадать с высотой. Неоднородности вдоль линии хорошо видны на картах рис. 3б. Также наблюдается смещение максимума изолиний I₅₃₀₃ (рис. 3а), например, на карте за 5.I.2010 в NE (англ. Northeast) квадранте, до h (80–90)′′ максимум ближе к экватору, а на высоте h > 90′′ – он на 10° отклоняется к полюсу. В зависимости от фазы цикла СА, как и для корональных лучей в белом свете [21], полученных на широкоугольном коронографе LASCO C2 (англ. Large Angle and Spectrometric Coronagraph) космической обсерватории SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory), так и максимумы интенсивности спектральной линии 5303 Å на разных высотах находящиеся над АО (“зеленые лучи”) имеют систематическое отклонение в направлении более высоких или более низких широт. Таким образом, построенные карты наглядно показывают отклонение зеленого луча с высотой от радиального направления, но больших углов наклона до 25°–35°, как для корональных лучей [21] из-за небольшой высоты не наблюдаются. Внеатмосферный коронограф LASCO C2 дает изображение лучей, простирающихся до 6R_☉, но не позволяет наблюдать корону ниже 2.1R_☉, поскольку построен по схеме коронографа с внешним затмевающим диском, экранирующим области внутренней короны.

Анализ каталогов ежедневных корональных карт показал, что в начале 24-го цикла СА значения I₅₃₀₃ преобладают в северном полушарии Солнца, имеет место асимметрия появления АО в пользу северного полушария. Такая же асимметрия наблюдается в площадях солнечных пятен (http://solarstation.ru).

Протяженность корональной линии

За 24-й цикл СА рассматривались изменения протяженности корональной линии от позиционного угла Солнца. Протяженность линии вычислялась с учетом ореола за данный день. Максимальные значения средней протяженности корональной линии по всему лимбу, приходятся на период 2012–2014 гг. (рис. 4а).

Рис. 4.

Временное распределение значения протяженности корональной линии λ = 5303 Å (Fe XIV) за 24-й цикл СА: (а) изменение максимальной h_max и средней h_сp протяженности зеленой линии по всему лимбу; (б) изменение средней протяженности h_сp линии λ = 5303 Å над определенными широтными зонами СА: 1 – экваториальные широты; 2 – средние; 3 – полярные; (в) широтно-временное распределение максимальной h_max протяженности зеленой линии для фазы максимума СА.

Для учета уровня активности различных широтных областей солнечный лимб был разбит на следующие зоны: 1-я – экваториальная: ±30° от экватора; 2-я – средние широты: от ±30° до ±60°; 3-я – полярная: 30° от полюсов Солнца. Над активными областями (1-я зона) корональная линия достигает своей максимальной высоты в 2013–2014 гг. Над средними широтами (2-я зона) высота линии имеет максимум в 2012–2013 гг. (рис. 4б). Причем в полярных областях (3-я зона) излучение корональной линии достигает своей максимальной высоты с конца 2012 г. до начала 2013 г., а второй максимум – в конце 2014 г. (рис. 4б). Такое распределение протяженности линии вероятно связано с переполюсовкой магнитного поля Солнца. По синоптическим Hα-картам, которые были построены М.П. Фатьяновым на ГАС ГАО РАН (http://solarstation.ru), переполюсовка в северном полушарии Солнца началась в ноябре 2012 г., а закончилась в июне 2013 г., и до сентября 2014 г. на обоих полюсах Солнца была положительная полярность. С сентября до декабря 2014 г. процесс переполюсовки происходил на южном полюсе Солнца. Для более детального рассмотрения этих моментов была построена широтно-временная диаграмма протяженности корональной линии λ = 5303 Å (рис. 4в). В полярной зоне корональная активность длится порядка одного года. Также мы хорошо видим на рис. 4б, что в начале цикла корональная активность средних широт достаточно высокая, а в конце цикла сильно преобладает корональная активность экваториальных широт. Это согласуется с законом Шпёрера для пятен.

Изменение интенсивности линии λ = 5303 Å с высотой

Для учета вариации I₅₃₀₃ от уровня активности данной области отдельно для экваториальных, средних и полярных широт Солнца были построены графики изменения интенсивности линии λ = 5303 Å с высотой. Усредненные за весь 24-й цикл эти кривые показаны на рис. 5а. Для более детального исследования проводилось вычисление I₅₃₀₃ с высотой отдельно для фазы подъема, максимума, фазы спада, и для минимума СА (рис. 5б).

Рис. 5.

Изменение с высотой интенсивности линии λ = 5303 Å за 24-й цикл СА: (а) распределение I₅₃₀₃ с высотой для разных широт солнечного лимба: 1 – экваториальных; 2 – средних; 3 – полярных; 4 – все широты; (б) изменения I₅₃₀₃ с высотой h отдельно для ветви подъема (↑) и спада (↓) СА, максимальной (max) и минимальной (min) фазы СА.

Аппроксимирующие кривые для экваториальной зоны имеют следующий вид:

(1)

${{I}_{{24{\text{цикл}}}}} = 57.9 - 0.7h + {{h}^{2}} - 4 \cdot {{10}^{{ - 6}}}{{h}^{3}};\,\,\,\,\sigma = 31,$

(2)

${{I}_{ \uparrow }} = 59.3 - 0.7h + {{h}^{2}} - 4.3 \cdot {{10}^{{ - 6}}}{{h}^{3}};\,\,\,\,\sigma = 17.9,$

(3)

${{I}_{{\max }}} = 73.4 - 0.9h + {{h}^{2}} - 5.8 \cdot {{10}^{{ - 6}}}{{h}^{3}};\,\,\,\,\sigma = 13.4,$

(4)

${{I}_{ \downarrow }} = 51 - 0.6h + {{h}^{2}} - 3.7 \cdot {{10}^{{ - 6}}}{{h}^{3}};\,\,\,\,\sigma = 21.3,$

(5)

${{I}_{{\min }}} = 20.2 - 0.2h + {{h}^{2}} - 9.7 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}};\,\,\,\,\sigma = 8.5,$

где I_24цикл – интенсивность линии λ = 5303 Å, усредненная за весь 24-й цикл СА; I_↑ – значения интенсивности I₅₃₀₃ на ветви подъема СА; I_max – интенсивность линии λ = 5303 Å в максимуме СА; I_↓ – значения интенсивности I₅₃₀₃ на ветви спада СА; I_min – I₅₃₀₃ в минимуме СА; σ – среднеквадратическое отклонение.

Самые высокие значения I₅₃₀₃ по всем высотам h и более крутой спад имеет кривая I_max, где при рассмотрении по годам наибольшие значения I₅₃₀₃ были в 2012 г. по сравнению с 2013 и 2014 гг. Ветвь подъема цикла активности (I_↑) имеет больший градиент по высоте, чем ветвь спада (I_↓), кривая I_↑ выше, чем I_↓. А кривая I_min имеет интересную особенность на больших высотах. На h = = 120′′ она пересекает кривую I_↓ и далее идет выше этой кривой, а с высоты h = 180′′ кривая I_min даже совпадает с кривой I_↑.

Аппроксимирующая кривая для средних широт:

(6)

${{I}_{{24{\text{цикл}}}}} = 15.4 - 0.1h + {{h}^{2}} - 5.2 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 3.9,$

(7)

${{I}_{ \uparrow }} = 16.6 - 0.1h + {{h}^{2}} - 3.2 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 5.5,$

(8)

${{I}_{{\max }}} = 19 - 0.2h + {{h}^{2}} - 9.6 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 5.7,$

(9)

${{I}_{ \downarrow }} = 11.5 - 0.1h + {{h}^{2}} - 3.9 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 6.5,$

(10)

${{I}_{{\min }}} = 4.9 - 0.1h + {{h}^{2}} - 1.2 \cdot {{10}^{{ - 7}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 5.3.$

Для кривых 2-й зоны наблюдается максимальное значение I₅₃₀₃ на малых высотах на фазе максимума (I_max) и с небольшой разницей на фазе подъема (I_↑). Кривая для фазы подъема СА (I_↑) до h = 150′′ имеет большие значения I₅₃₀₃ и крутой спад, по сравнению с кривой на фазе спада СА (I_↓).

Для полярных зон:

(11)

${{I}_{{24{\text{цикл}}}}} = 6.7 + 1.5{\kern 1pt} \lg (h) - 1.3{\kern 1pt} {{\lg }^{2}}(h),\,\,\,\,\sigma = 2.3,$

(12)

${{I}_{ \uparrow }} = 6.5 + 1.5{\kern 1pt} \lg (h) - 1.2{\kern 1pt} {{\lg }^{2}}(h),\,\,\,\,\sigma = 5.5,$

(13)

${{I}_{{\max }}} = 7.3 + 2\lg (h) - 1.6{{\lg }^{2}}(h),\,\,\,\,\sigma = 2.6,$

(14)

${{I}_{ \downarrow }} = 4.5 + 1.1\lg (h) - 0.7{{\lg }^{2}}(h),\,\,\,\,\sigma = 6.5,$

(15)

${{I}_{{\min }}} = 3.9 - 0.5\lg (h) + 0.1{{\lg }^{2}}(h),\,\,\,\,\sigma = 3.4.$

Для полярных зон наибольшие значения интенсивности на высотах до h = 150′′ наблюдаются на кривой I_max, где при рассмотрении по годам имеет место два одинаковых максимума: в 2012 и в 2014 гг. Кривые на фазе подъема (I_↑) и спада СА (I_↓) мало чем отличаются, и они почти совпадают с кривой I_min, построенной для средних широт в минимуме СА.

Уравнение средней аппроксимирующей кривой за весь 24-й цикл СА по всему лимбу следующее:

(16)

${{I}_{{{\text{все}}}}} = 32 - 0.3h + {{h}^{2}} - 2 \cdot {{10}^{{ - 6}}}{{h}^{3}},\,\,\,\,\sigma = 15.$

Усредненные значения I₅₃₀₃ по всем широтам в 24-м цикле, если рассматривать по годам, имеют максимум в 2014 г.

На ветви спада 23-го цикла СА [16], исследование интенсивности линии λ = 5303 Å от фотосферы Солнца показало, что для спокойных (при отсутствии в этом районе лимба АО ближе, чем на 30°) и полярных областей, средняя кривая зависимости I₅₃₀₃ от высоты имеет крутой спад до h ≈ 30′′. И для активных областей лимба спад интенсивности длится до h ≈ 120′′–170′′. В 24-м цикле СА имеет место крутой спад кривой I₅₃₀₃ до высоты h ≈ 110′′ для активных областей (1-я зона) на ветви спада и в минимуме СА, а для фазы максимума и на ветви подъема изменение интенсивности I₅₃₀₃ с наибольшей скоростью длится до h ≈ 130′′–180′′. Для средних широт (2-я зона) продолжительность резкого спада кривой меньше. Этот спад кривой для всех фаз цикла, кроме минимума СА, длится до h ≈ 110′′–120′′. Минимальная фаза 2-й зоны и полярные области (3-я зона) на всех фазах имеют спад кривых I₅₃₀₃ до h ≈ 70′′–80′′.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Зеленая корональная линия – наиболее яркая из всех 35 линий корональной эмиссии в видимой части электромагнитного спектра. Переход корональных наблюдений ГАС ГАО с фотопленочной регистрации на цифровую дал возможность применять цифровые методы обработки изображений, что позволило более подробно изучать структуру корональных спектральных линий [17]. В результате исследования эмиссионной корональной линии λ = 5303 Å (Fe XIV) за период 24-го цикла СА показано, что эта линия по высоте имеет неоднородную структуру, которая сильно зависит от присутствия близлежащих АО. Построенные каталоги трех видов ежедневных корональных карт хорошо дополняют друг друга для изучения распределения I₅₃₀₃ с высотой, они наглядно показывают смещение максимумов I₅₃₀₃ по позиционному углу от высоты (угол наклона зеленого луча). Мы планируем, более детально исследовать наклон зеленого луча в следующей работе. Проведенный анализ протяженности корональной линии на разных фазах СА показал, что в 1-й зоне максимальная протяженность линии (h_max) во всех фазах цикла превышает протяженность линии во 2-й и 3-й зонах. Временное распределение средней протяженности линии (h_сp) в полярных областях имеет хорошо выраженные два максимума, совпадающих с моментами переполюсовки на Солнце.

Представлено полученное распределение интенсивности линии λ = 5303 Å с высотой для разных фаз СА. Аппроксимирующими кривыми для экваториальных и средних широт определены полиномиальные уравнения 3-го порядка, а для полярных областей определено логарифмическое уравнение. Кривые изменения I₅₃₀₃ с высотой для экваториальной зоны на всех фазах 24-го цикла СА, имеют наибольший градиент по высоте по сравнению с кривыми для других зон. Кривые изменения I₅₃₀₃ с высотой для полярных широт имеют в 2012 и в 2014 гг. наибольшие значения I₅₃₀₃ на высотах до h = 150′′. Это показывает, что процесс переполюсовки магнитного поля Солнца отразился и на кривых изменения I₅₃₀₃ с высотой также как и на распределении протяженности линии h_сp.

В экваториальных широтах наблюдается эффект превышения значений интенсивности на фазе минимума СА (I_min) над значениями интенсивности на фазе спада (I_↓) на больших высотах (h > 120′′), а на высотах h > 180′′ эта кривая интенсивности (I_min) имеет одинаковые значения I₅₃₀₃ с кривой на фазе подъема СА (I_↑). Это говорит о том, что экваториальная корона в минимуме активности на высоте больше 100 000 км излучает ярче, чем на ветви спада СА и ее излучение совпадает с яркостью короны на ветви подъема СА.

Ранее авторами были получены логарифмические функции высотных трендов I₅₃₀₃ для разных широтных зон на фазе спада 23-го цикла СА [11, 16]. За тот небольшой временной период почти не встречались корональные линии с явными неоднородностями. Мы считаем полезным, продолжить данную работу для исследования красной корональной линии λ = 6374 Å (Fe X) за цикл СА.