Embed Size (px)
DESCRIPTION
Динамика магнитных полей в областях корональных дыр. Беневоленская Е.Е., Понявин Ю. Д. ГАО РАН. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Динамика магнитных полей в областях
корональных дыр
Беневоленская Е.Е., Понявин Ю. Д.ГАО РАН
Мы представляем результаты исследования динамики магнитных полей в областях пониженной плотности короны (корональных дырах) используя данные космических обсерваторий: Solar and Heliospheric Observatory ( SOHO) и Solar Dynamics Observatory (SDO). Магнитные данные представлены в виде компоненты магнитного поля по-лучу-зрения как для SOHO/MDI(Michelson Doppler imager) так и для SDO/HMI(Helioseismic and Magnetic Imager). Корональные данные в эмиссионных линиях крайнего ультрафиолета (193А, 195A, 284A) хорошо выявляют структуру и эволюцию корональных дыр и позволяют сопоставить их с динамикой магнитного поля на солнечном диске(SOHO/EIT, SDO/AIA). В крупномасштабном магнитном поле корональная дыра, обычно, оказываетя либо положительной либо отрицальной полярности, в то время как мелкомастабное магнитное поле показывает довольно сложную динамику. Мы обсуждаем влияние фильтрации магнитного поля и ее роль в определении динамики мелкомасштабного магнитного поля.
SOHO/MDI
Magnetic flux of small scale elements inside and outside the Coronal holes
Left panel: EIT synoptic frame in line FeXII (195A) on 16.09. 2000, 19:00UT . Right panel: Coronal hole inferred form EIT image. Two rectangular show boxes Inside the coronal hole (Box 1) and outside (Box 2).
Box 2Box 1
Box 2 Box 1
Box 1
Box 2
Left panel: Magnetic frame for CR 1967, longitude of central meridian Is 177 deg. Right panels: magnetic frames in relative longitudes ( 0 deg correspondents to central meridian).
Box 2
Box 1
Left panel: EIT synoptic frame in line FeXII (195A) on 18.09.2000, 13:00UT . Right panel: Coronal hole infrerred form EIT image. Two rectangular show boxes Inside the coronal hole (Box 1) and outside (Box 2).
Box 2Box 1
Box 1
Box 2
Left panel: Magnetic frame for CR 1967, longitude of central meridian Is 154 deg. Right panels: magnetic frames in relative longitudes ( 0 deg correspondents to central meridian).
Statistics for magnetic elements inside and outside coronal hole.
The magnetic flux, area and number of magnetic elements (|B|>20 Gauss) are estimated inside Box 1 and Box 2 for 5 cases during the evolution of the coronal hole started on 16 September 2000, 19:00UT (Longitude of central meridian was 177 deg) and ended on 18 September 2000, 13:00UT (Longitude of central meridian was 154 deg). Size of box is 20 deg in longitude with step 0.1 deg and from 0.64 to 0.8 in sine latitude with step 0.001.Box’s Area is about 2.7*10^20 cm^2.Outside the coronal hole (Box 2) Inside the coronal hole (Box 1)
Relative area of positive polarity is about 51.7±0.7% 45.2±1.1%Total magnetic flux: (1.537±0.035)*10^21 Mx (1.9616±0.0361)*10^21 Mx Relative positive flux: 45.6±1.7% 27.6±1.1%
Magnetic elements |B|>20Gauss
Relative area of positive polarity is about 0.24±0.16% 0.19±0.06%Relative area of negative polarity is about 1.25±0.16% 3.7±0.1%Relative positive flux: 17.8±5.5% 2.9±.1%In both bases negative magnetic flux is dominated. The dominant negative magnetic flux in Coronal hole mostly comes from the evolving magnetic structures (faculae or plages).
SDO /AIA and
SDO/HMI data for coronal holes
investigations.
Channel name Primary ion(s) Region of atmosphere* Char. log(T)
white light continuum photosphere 3.7
1700Å continuumtemperature minimum, photosphere
3.7
304Å He II chromosphere, transition region 4.7
1600Å C IV+cont. transition region + upper photosphere 5.0
171Å Fe IX quiet corona, upper transition region 5.8
193Å Fe XII, XXIV corona and hot flare plasma 6.1, 7.3
211Å Fe XIV active-region corona 6.3335Å Fe XVI active-region corona 6.4
94Å Fe XVIII flaring regions (partial readout possible) 6.8
131Å Fe VIII, XX, XXIII flaring regions (partial readout possible) 5.6, 7.0, 7.2
AIA (ATMOSPHERIC IMAGING ASSEMBLY )
500 1000 1500 2000 2500 3000 3500
500
1000
1500
2000
2500
3000
3500-30
-20
-10
0
10
20
30
200 400 600 800 1000 1200 1400 1600
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
500 1000 1500 2000
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
1800
2000
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
90 100 110 120 130 1400.7
0.75
0.8
0.85
0.9
0.95
1
I II
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
90 100 110 120 130 1400.7
0.75
0.8
0.85
0.9
0.95
1
I II
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
92 93 94 95 96 970.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
92 93 94 95 96 970.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
110 111 112 113 114 1150.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
110 111 112 113 114 1150.9
0.91
0.92
0.93
0.94
I
II
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
92 93 94 95 96 970.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
92 93 94 95 96 970.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
110 111 112 113 114 1150.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Longitude, (Lcen=113.4)
Sin
e La
titud
e
110 111 112 113 114 1150.9
0.91
0.92
0.93
0.94
Выводы
• The dominant magnetic flux in Coronal hole mostly comes from the evolving magnetic structures (faculae or plages).
• It is observed the growth of the dominant polarity inside the coronal holes, while the total magnetic flux is decreasing.
