Проект КОРОНА
No 3.3. . перечня совместных российско-болгарских проектов в области фундаментальных космических исследований.

Координаторы проекта:
Сергей Вадимович Кузин Физический Институт им. П.Н. Лебедева РАН
Пенка Влайкова Стоева Институт Kосмических и Солнечно- земных Исследований – БАН, Филиал Ст. Загора

Целью настоящего проекта являлось совместное исследование структуры, динамики и физических условий в средней солнечной короне путем анализа полученных данных наблюдений наземным спектрометром в Старой Загоре  и в космических экспериментах СПИРИТ/Коронас-Ф  и  ТЕСИС/Коронас-Фотон, совместных наблюдений солнечной короны в том числе во время солнечных затмений; получение данных о высотном распределении параметров плазмы на расстояниях до 5 солнечных радиусов,  ее структуре и динамики.  
В рамках реализации этого проекта были проведены комплексные исследования короны Солнца как во время солнечных затмений, так и в ходе экспериментов на спутниках КОРОНАС-Ф и КОРОНАС-Фотон.
Наблюдения во время затмений в оптическом диапазоне позволяют получить наиболее детальные  данные по структуре короны Солнца, когда удается разглядеть магнитные корональные структуры на расстояниях от лимба от десятых долей радиуса до 10-20 солнечных радиусов. Вместе с тем, такие данные являются, по сути, статическими, так как за короткое время затмения невозможно получить сведения ни об эруптивных процессах, ни о магнитном пересоединении во внешней короне. Кроме того, так как наблюдения проводятся в оптическом диапазоне, это не позволяет оценить электронную температуру плазмы, вовлеченной в эти процессы.  Поэтому для получения более полной информации в ходе наземных наблюдений был использован спектрометр, позволяющий получать изображения участков солнечной короны в т.н. «красной» (FeX,  6374Å) и «зеленой» (FeXIV, 5303 Å) корональных линиях.
Аппаратура СПИРИТ и ТЕСИС, установленная на спутниках КОРОНАС-Ф и КОРОНАС-Фотон представляла собой многоканальные телескопы-коронографы ВУФ диапазона спектра, для регистрации солнечной короны в диапазонах 175 Å (FeIX-XII) и 304 Å (HeII), а также спектрогелиометры на эти же диапазоны спектра. Телескопы-коронографы позволяли получать изображение с высоким пространственным (до 2 угл. секунд) и временным (несколько секунд) разрешением, а спектрогелиографы – с высоким спектральным (до 0.1 Å). Эксперименты проводились в 2001-2005 годах, в период максима и спада солнечной активности, и в 2009 году в период аномально низкой солнечной активности.
В части наземных исследований была проведена серия наблюдений солнечной короны во время полных солнечных затмений 2006, 2008, 2009 и 2010 годах. Наблюдения проводились с помощью широкоапертурных телескопов 200/1000 мм и 150/2250 мм, по схеме Кассегрена и телескопа – рефрактора 63/840мм. Для регистрации использовались как черно-белые специальные пленки, так и цифровая техника. Фотографии короны регистрировались с разными временами экспозиции -от 1/2000 до 5 секунд с целью выявить как слабые так и сильные структуры.
Спектры регистрировались с помощью спектрогелиометра на базе монохроматора H 20 Jobin Yvon с вогнутой голографической решеткой с 1200 l/mm. Солнце проецировалось на входную щель монохроматора с помощью 300 мм светосильного объектива, а регистрация производилась с помощью детектора изображений на основе ПЗС-матрицы, созданного в ФИАН. Спектральное разрешение прибора было 0.5 нм на длине волны 500нм при ширине входной щели 0.1 мм, поле зрения – 2.5°, что соответствует 5 солнечным радиусам. Спектрограф был подготовлен для наблюдения короны во время полного солнечного затмения 1 августа 2008, в городе Бийск, Россия - наземный спектрограф был доработан и откалиброван. Российско-болгарская группа участвовала в Международной экспедиции для наблюдения Полного солнечного затмения

Рис.1. Широкоапертурные телескопы и спектрометр для проведения наблюдений во время солнечных затмений

    

Рис.2 Солнечная корона в минимуме солнечной активности, зарегистрированная во время полного солнечного затмения 22 июля 2009г. Справа – комбинированное изображение с дальней короной, зарегистрированной космическим коронографом LASCO

 

22 июля 2009 г., в городе Тянхуaнгпинг,  Провинция Шанхай, Китай. Аппаратура для проведения наблюдений во время затмений представлена на рис.1. Результаты наблюдений представлены на рис.2.
Во время наблюдений как белой короны во время солнечных затмений так и ВУФ в космическом эксперименте регистрируются все основные корональные структуры, такие как полярные стримеры, шлемовидные структуры и т.п. (рис.3 и 4). Полярные стримеры хорошо развиты в северной и южной полярной областях короны. Протуберанцы  в основном появляются на средних гелиосферных широтах (The solar corona) и лежат в основании крупномасштабных структур. В ходе эксперимента ТЕСИС, проводившегося в минимуме солнечной активности, в нижней короне обнаружено возникновение большого количества протуберанцев, заметно превышающее их число, наблюдавшееся во время максимума цикла активности в эксперименте СПИРИТ/КОРОНАС-Ф. Это объяснено тем, что сравнительно слабые корональные магнитные поля в период минимума активности не препятствуют холодной и плотной плазме переходного слоя подниматься в более высокие слои солнечной атмосферы. Этим же объяснена и другая обнаруженная особенность протуберанцев в минимуме активности - сравнительно большое время жизни, до одного солнечного оборота, что, скорее всего, связано с высокой устойчивостью их внутренней структуры при отсутствии сильных внешних магнитных полей.
Оси симметрии шлемовидных структур наклонены к солнечному экватору. Отклонение от радиального направления в западной гелиосфере больше, чем в восточной (21° и 8° соотвественно). Сравнение стримерных структур со структурами, наблюдаемых на больших дистанциях коронографом SOHO показывают их идентичность. Необходимо отметить, что по совпадению структур, наблюдаемых в ВУФ и оптическом диапазоне можно определить температуру плазмы в них (рис.5). Это связано с тем, что температура довольно точно определяется в ВУФ диапазоне по интенсивности наблюдаемых линий, а время рекомбинации сравнительно велико и плазма не успевает «остыть» при подъеме на высоты до 10-30 радиусов.
Наблюдаемая  одновременно в более холодной плазме в диапазоне 304Å корона была более однородной и «рассеянной», чем в «горячем» диапазоне 175Å. Яркость внутренней короны в 304Å возрастает, когда рядом с лимбом находятся интенсивные АО. В этом диапазоне были слабо видны только следы стримеров, отчетливо регистрируемых в диапазоне около 175Å. Присутствие этих структур в изображении 304Å может быть связано с наличием в диапазоне  довольно большого количества интенсивных «корональных» линий. 
Основным количественным параметром, необходимым для анализа глобальных структур короны, является ее однородность e. Она возрастает монотонно от лимба до некоторой высоты r, которая варьируется от 1.4 до 22 R и чувствительна к количеству стримеров на различных солнечных широтах. Коэффициент эллиптичности показывает, что корона является практически круговой во время солнечного максимума, когда стримеры наблюдаются практически на всех широтах, и гораздо более эллиптичная в минимуме, когда стримеры группируются в районе экватора. Таким образом, коэффициент однородности Людендорфа указывает на состояние цикла солнечной активности.

Рис.3. Композитное изображение «белой» солнечной короны, полученное во время полного солнечного затмения 2006 года


Рис.4 Касповые и веерные структуры во внутренней короне Солнца в линии FeIX 171 Å; температура плазмы около 0.8 МК


Карта калиброванных изофот короны в белом свете показана на рис. 6. При ее построении использовалась фотографическая плотность по 9 калиброванным уровням.
Для расчета однородности используется формула Людендорфа:

Где d0 – экваториальный диаметр одной плотности, d1 и d2 – диаметры на отклонениях ±22.5° по отношению к d0, D0 – полярный диаметр постоянной плотности, D1 и D2 – диаметры на отклонениях ±22.5° по отношению к D0. Однородность, характеризующая тип короны, рассчитывается на высоте 2 солнечных радиуса от центра Солнца,  для необходимости уменьшить эффект F-короны. Коэффициент однородности Людендорфа был равен 0.098, что соответствует переходной (к минимуму активности) короне. Мы получили фазу Ф=0.17 для затмения 2006 года.

Рис.5. Комбинированные изображения СПИРИТ и LASCO C2: (a) и (c) – изображения СПИРИТ 175Å на расстоянии R = 0..2.3 и LASCO C2 (R > 2.3); (b) и (d) – изображения СПИРИТ 304Å и LASCO C2.. Деления шкал даны в единицах солнечного радиуса (начало координат, отмеченное крестом, соответствует центру солнца). Пары номеров 1…6 обозначают объекты, которые относятся к одним и тем же структурным элементам, зарегистрированными ВУФ и оптическим коронографами.

Коэффициент однородности e как функция от фазы цикла активности Солнца Ф показана на диаграмме, полученной Гуляевым, 1997 , в этой работе были использованы данные 51 затмения (рис 7). Наши данные указаны на этой диаграмме звездочками. Это указывает на хорошую корреляцию с фазой, предшествующей минимуму активности Солнца.
Температурная диагностика наблюдаемых во внутренней короне структур была выполнена с привлечением данных спектрометра UVCS/SOHO. На рис. 8 показано сравнение изображений, полученных телескопами-коронографами СПИРИТ и UVCS за 16 июня 2002: (а) изображение в 175Å от лимба до R = 1.6 наложено на изображение UVCS (R = 1.6…3.5) на линии OVI (1032Å, T~0.3MK); (b) изображение в 304Å наложено на изображение UVCS на линии Ly α (1216Å, T~0.03MK). В первом случае только некоторые из лучей, видимых на 175Å (напр., обозначенные 1 и 2 на рис. 8а) имеют соответствия на изображениях UVCS. Различия контраста корональной структуры на изображениях, полученных СПИРИТ и UVCS, можно объяснить различными механизмами возбуждения линий  ионов в разных диапазонах спектра. 


Рис.6 Карта калиброванных изофот короны по результатам наблюдений во время солнечного затмения 2006 года.

Рис.7 Связь фазы цикла солнечной активности Ф и коэффициента однородности e

Рис.8 Комбинированные изображения СПИРИТ (R = 1…1.6) и UVCS (R = 1.6…3.5):
(a) СПИРИТ 175Å и UVCS OVI 1032Å. 1 и 2 – лучи СПИРИТ
имеют соответствие на изображении UVCS;
(b) СПИРИТ 304Å и UVCS Ly α. На обоих изображениях яркость сектора 3 сравнительно выше, чем в секторе 4

 Если  в диапазоне 175Å возбуждение линий ионов железа вызвано соударением с электронами, то механизм возбуждения линии  O VI включает как столкновительную, так и радиационную компоненты [Raymondet al., 1997]. Кроме того, температуры возбуждения ионов Fe IX-X-XI и O VI различны: Te~1 MK и 0.3 МК соответственно.

На паре снимков СПИРИТ 304Å и UVCS Ly α 1216Å (рис. 8 b) в короне не видно структур, зарегистрированных в канале СПИРИТ 175Å. Угловое распределение яркости в обоих случаях приблизительно одинаково: яркость сектора, отмеченного цифрой 1, выше, чем в секторе, отмеченном цифрой 2. для обоих диапазонов. Это соответствует предположению, что корональное излучение в обоих случаях определяется одним и тем же механизмом резонансного рассеяния. При этом линия Ly α менее чувствительна к скорости в направлении наблюдения, чем линия He II Ly α

Список публикаций:

  1. Stoeva, P. V.Stoev, A. D.Kuzin, S. V.

    White light corona at different phases of the solar cycle
    Sun and Geosphere, vol.6, no.1, p.36-38, 2011

  2. Stoeva, PenkaStoev, AlexeyKuzin, SergeyStoyanov, NikolayPertsov, Andrey

    Experiments for observation of the total solar eclipse on July 22, 2009, China
    Proc. 38th COSPAR Scientific Assembly. Held 18-15 July 2010, in Bremen, Germany, p.6, 2010