Современные представления о структуре короны Солнца (стр. 2 из 2)

Рис. 2. Характерные профили распределений от угла λ в случае, когда рассматриваемый участок пояса стримеров вытянут вдоль меридиана: верх - яркости Р стримеров белой короны; низ - лучевой яркости РR = (Р - РS). Данные LASCO C2 26.07.96 15:49, Е лимб, R = 4.5Rо.

Для исследования свойств лучей введем следующие характеристики: яркость луча PR, угловой размер d.

Для выделения луча и определения его характеристик PR и d использовался следующий прием: для каждого профиля находилась сглаженная кривая путем усреднения по углу 6 - 7o (пунктирная кривая PS на рис. 1 и 2). Затем эта усредненная кривая вычиталась из первоначального профиля. Результат этой процедуры показан на нижних рис. 1 и 2. Все дальнейшие исследования проводились с лучевой яркостью PR.

Было показано, что для лучей А - F угловой размер d ~ 2-4o и практически не меняется на расстояниях (4 - 6)R¤. С точностью не хуже ±1.5o все лучи радиальные на расстояниях R = (4 - 15)R¤.

На рис. 3 светлыми кружками нанесены экспериментальные местоположения лучей на профиле яркости на Е лимбе, показанном на нижнем рис. 1, в последовательные моменты времени (профили строились на расстоянии 4.5 Rо от центра Солнца). Сплошными тонкими линиями показаны теоретические кривые, при расчете которых подбирались параметры

и Bo таким образом, чтобы они лучшим образом совпадали с экспериментальными. Как видно, согласие расчетных и экспериментальных кривых достаточно хорошее. Большими черными кружками показаны положения лучей в тот момент, когда они лежат в плоскости лимба.

Из рис. 3. видно, что отдельные лучи надежно прослеживаются как минимум в течение нескольких суток, а луч С - в течении почти 10 сут. Таким образом, мы приходим к важному выводу о том, что пояс стримеров на расстояниях ~ (4-6) Rо представляет собой последовательность лучей повышенной яркости (плотности плазмы), характерное время существования отдельного луча может достигать 10 сут.

Очень часто в случаях, когда пояс стримеров перпендикулярен картинной плоскости, на R > 2-3 Rо наблюдается не один, а два близко расположенных луча (расстояние между лучами порядка диаметра луча). Это означает, что в общем случае пояс стримеров представляет собой последовательность пар близко расположенных лучей повышенной, но различной яркости.

Рис. 3. Часть синоптической карты CR1912. Толстая сплошная линия - нейтральная линия.

Исследования показали, что на расстояниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из двух соседних лучей пояса при продвижении к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом минимальный угловой диаметр лучей ~ - 3o остается практически постоянным на R = (1.2-6.0). Направление магнитного поля в этих лучах противоположное.

Рис. 4. Лучевая структура пояса стримеров.

Полученная на основе проведенных исследований квазистационарная структура пояса стримеров представлена на рис. 4. Знание этой структуры позволяет сделать важный шаг в понимании физических основ возмущений в околоземной среде, вызываемых текущим в этих структурах квазистационарным медленным СВ.