Структурные особенности полярных корональных дыр (ПКД).

1. Структурные особенности полярных корональных дыр(ПКД). Беневоленская Е.Е. ГАО РАН 6 - 10 февраля 2012 г., ИКИ РАН

2. Содержание • Солнечные полярные области • Почему полярные корональные дыры (ПКД) так важны? • ПКД и солнечный цикл • Формирование ПКД • Структура ПКД и эволюция магнитного потока

3. Структура полярных областей Солнца C. L. Selhorst et al.: EUV and radio polar limb-brightenings. 2010

4. Спокойное Солнце 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.

5. Carrington rotation Time 0.5 – 0.0 – -0.5 - 1914 1996.71 0.5 – 0.0 – -0.5 - 1913 1996.64 0.5 – 0.0 – -0.5 - 1912 1996.57 В минимуме солнечной активности полярные корональные дыры хорошо выражены (на синоптических EUV картах охватывают все долготы), но ПКД не всегда симметричны относительно гелиографических полюсов. 0.5 – 0.0 – -0.5 - 1911 1996.49 0 60 120 180 240 300 360 Carrington Longitude

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

7. Формирование полярного магнитного поля • Транспорт магнитного потока из зоны пятнообразования • (Leighton 1964; Sheeley, DeVore, Boris 1985, Sheeley, Nesh, Wang, 1989, Dikpaty, 2010) • Появление магнитного потока благодаря высокоширотному динамо • Транспорт под фотосферой и всплытие в более высоких широтах. • Эволюция полярных корональных дыр и движение зоны образования протуберанцев и волокон в высокие широты. Gaizauskas, Mackey, Harvey, 2001

8. 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).

9. 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.

11. Далее представим результаты детального исследования динамикиМагнитного 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 помощьюAIA (Atmospheric Imager Assembly). HMIнаблюдает 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. AIAпредставлен, 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.

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

14. 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.

15. Aa Ab Ba Bb Ac Ad Bd Bc 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.

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

17. ОбластьAa DSF = Flare followed the disappearance of a solar filament in the same region ; FLA = Optical flare observed in H-alpha; XRA = X-ray event; 1 August 2010 Begin End Event Location 0750 0811 DSF N37W32 0755 0935 XRA 1-8A C3.2 0756 0946 FLA N20E36 SF 1625 1638 XRA 1-8A B4.1 1655 2100 DSF N19W18 A1712 B0504 DSF N22W18 2 August 2010 0419 0438 XRA 1-8A B8.9

18. 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.

19. ОбластьBa

20. ОбластьAa

21. ОбластьBa

22. 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.

23. Спасибо за внимание!