Структурные особенности полярных корональных дыр

(ПКД).

Беневоленская Е.Е.ГАО РАН

6 - 10 февраля 2012 г., ИКИ РАН1

Содержание

Солнечные полярные областиПочему полярные корональные дыры

(ПКД) так важны?ПКД и солнечный циклФормирование ПКДСтруктура ПКД и эволюция магнитного

потока

2

C. L. Selhorst et al.: EUV and radio polar limb-brightenings. 2010

Структура полярных областей Солнца

3

Структура корональных петель в области их основания. Moss , видимые к крайнем ультрафиолете, горячие области в переходной области. Они взаимодействуют с холодными джетами, видимыми в Н-альфа.

Спокойное Солнце

4

1996.49

1996.57

1996.64

1996.71

1911

1912

1913

1914

0.5 –

0.0 –

-0.5 -

0.5 –

0.0 –

-0.5 -

0.5 –

0.0 –

-0.5 -

0.5 –

0.0 –

-0.5 -

0 60 120 180 240 300 360

Carrington Longitude

Carringtonrotation

Time

В минимуме солнечной активности полярные корональные дыры хорошо выражены (на синоптических EUV картах охватывают все долготы), но ПКД не всегда симметричны относительно гелиографических полюсов.

5

На фазе роста солнечного цикла происходит уменьшение площади полярных корональных дыр и одновременно уменьшение интенсивности полярного магнитного поля Солнца.

6

Gaizauskas, Mackey, Harvey, 2001

Транспорт магнитного потока из зоны пятнообразования(Leighton 1964; Sheeley, DeVore, Boris 1985, Sheeley, Nesh, Wang, 1989, Dikpaty, 2010)

Появление магнитного потока благодаря высокоширотному динамоТранспорт под фотосферой и всплытие в более высоких широтах.

Эволюция полярных корональных дыр и движение зоны образования протуберанцев и волокон в высокие широты.

Формирование полярного магнитного поля

7

Полярные магнитные переполюсовки тесно связаны с исчезновением и появлением полярных корональных дыр (Fox, McIntosh and Wilson, 1998; Bilenko, 2002; Wang, 2009). Webb , Davis and McIntosh (1984) обнаружили, что полярные корональные дыры образуются из небольших среднеширотных корональных дыр с полярностью нового цикла, которые расширяются по направлению в высокие широты, пока не охватят всю полярную область. В свою очередь, среднеширотные изолированные корональные дыры зависят от появляющегося магнитного потока в активных областях и от взаимодействия этого потока с окружающим магнитным потоком (Harvey & Hudson, 2000).

8

В 23 цикле, корональные дыры расширяются от низких широт в высокие, также. Это ясно видно для Кэррингтоновского оборота CR2000, в южном полушарии, внутри долготной зоны от 0 до 100 градусов. Эта корональная дыра эволюционирует на протяжении следующих оборотов (см следующий рисунок). В течении следующих нескольких оборотов площадь КД увеличивается и достигает максимума в CR2003. После этого КД постепенно исчезает. В CR2008 мы её практически не видим. Затем, в CR2009 полярная корональная дыра возвращается и в течение последующих оборотов окружает южную полярную область. В CR2013, наблюдаемая полярная корональная дыра уже не связана с среднеширотными комплексами активности.Таким образом формирование полярных корональных дыр, в цикле 23, по данным в крайнем ультрафиолете SOHO/EIT, следует правилу, обнаруженному в циклах 20 и 21.

9

10

Далее представим результаты детального исследования динамики Магнитного поля внутри и вне полярной корональной дыры для события Августа 1 - 2, 2010 года с использрванием данных космической обсерватории - Solar Dynamics Observatory (SDO). Магнитные данные получены с помощью инструмента HMI (Helioseismic and Magnetic Imager), а корональные данные, с помощью AIA (Atmospheric Imager Assembly).

HMI наблюдает диск Солнца с разрешением 1 arcsec в фотосферной линии Fe I (6173 A) и предоставляет данные в виде fits формата, матрицу размером 4096 на 4096 пикселей. Были использованы 12 минутные данные компоненты магнитного поля по-лучу-зрения.

AIA представлен, в данном исследовании , интенсивностью излучения в крайнем ультрафиолете (EUV ) в комбинированной линии Fe XII, XXIV (193 А). В этой линии области корональных дыр хорошо выражены. Относительные интенсивности рассчитаны как отношение интенсивности в данном пикселе к средней интенсинсти фрагмента синоптической карты (0.7- 1.0 по синусу широты и от -30о до +30о по долготе. 11

12

Рисунок Фрагмент синоптической карты в крайнем ультрафиолете, SDO/AIA, 193A.00:12 UT, 1 August 2010.

13

70 80 90 100 110 120 130 1400.7

0.75

0.8

0.85

0.9

0.95

1

Рисунок Фрагмент синоптической карты в крайнем ультрафиолете, SDO/AIA, 193A.00:12 UT, 1 August 2010. Сглаженные 5х5 значения интенсивности по синусу широты и долготе.

14

Рисунок . Фрагмент синоптической карты магнитного поля по-лучу-зрения, SDO/HMI. 00:12 UT, 1 August 2010. A – область магнитного поля внутри ПКД, B – вне ПКД.

Aa Ab

Ac Ad

Ba Bb

Bd Bc

15

Рисунок Фрагменты магнитных синоптических карт и в крайнем ультрафиолете, непосредственно в выбранных областях A и B. 16

Область Aa

17

Исчезновение солнечного волокна влияет на границу ПКД и саму корональную дыру. Относительная интенсивность в крайнем ультрафиолете (‘Ir’) увеличивается после 20 часов , и достигает максимума при 25-30 часов с момента начала нашей выборки( 00:12 UT, August 1, 2010). Корональная дыра хорошо идентифицируется при Ir~≤0.4. Область ‘Aa’ покидает корональную дыру после 20 часов и граница корональной дыры смещается к северу. Отчасти это происходит оттого, что, благодаря исчезновению волокна, происходит усиление EUV интесивности короны, практически, по всему диску. Это событие стартует после 17 часов 1 Августа.

Наша ПКД обладает отрицательной магнитной полярностью, что означает, что силовые линии магнитного поля направлены к Солнцу.

18

Область Ba

19

Область Aa

20

Область Ba

21

Результаты Полярные корональные дыры свзаны с эволюцией и транспортом

магнитного потока Солнца в течение цикла солнечной активности. Формирование ПКД обусловлено всплывающим магнитным потоком в

областях пятнообразования на фазе спада солнечного цикла. На фазе роста солнечного цикла. Простое сравнение показывает, что

корреляция между положительным и отрицательным потоком отличается в области ПКД и вне её. Так, корреляция между ( F+) и (|F-|) около -0.2 для ‘Aa’ и -0.45 for ‘Ba’. Следовательно появление положительного потока не совпадает с появлением отрицательного магнитного потока. Более того, чистый магнитный поток следует появляющемуся положительному магнитному потоку (новой полярности).

Внутри корональной дыры скорость всплывающего магнитного потока доминирует на периодах порядка двух часов.

Отрицательная, доминирующая полярность имеет тенденцию к более длительной вариации, что связано с временем жизни самих магнитных элементов.

22

Спасибо за внимание!

23