Москва. ИКИ. 2011, февраль Магнитные поля Солнца как ключевой фактор образования солнечного ветра и короны. К.И. Никольская и М.А. Могилевский ИЗМИРАН. Троицк РФ.

В докладе представлено авторское понимание природы стационарного солнечного ветра (ССВ) и солнечной короны (СК), сформировавшееся в процессе анализа скоростей внеэклиптических и эклиптических потоков СВ по наблюдениям Ulysses в комплексе с данными других наблюдений: Ulysses/SWOOPS, SOHO/Proton Monitor, наблюдений IPS – скоростей СВ - EISCAT, VLBA, Nagoya University, магнитограмм полного диска Обс. Китт Пик и SOHO/MDI и XUV – изображений короны Yohkoh и EIT/SOHO.

Скорости V r стационарного СВ в разных фазах активности в зависимости от гелишироты и гелиоцентрических расстояний по измерениям Ulysses / SWOOPS в течение его 3-х оборотов вокруг Солнца(McComas et al.,2003, 2008) Jan.1992 – Dec.1997 Dec Feb Feb.2004 – June 2009 Четко проявляется связь потоков ССВ с фазами циклов солне- чной активности – разное распределение скоростей по гелио- графической широте в Min и Max - и с магнитными полями Солнца.

Скорости стационарного СВ вблизи минимума активности В эпохи низкой активности гелиосфера делится на две части с четкими границами между ними - внутри пояса стримеров и вне его. В первой доминируют мед- ленные потоки с V св 500 км/c. Во второй независимо от гелиографической широты и гелиоцентрических рас- стояний наблюдаются то- лько высокоскоростные по- токи со стабильными ско- ростями км/с

Максимум и вокруг него В фазе высокой активности в большей части гелиосферы доминируют медленные потоки СВ (V500 км/с). Вкрапления быстрых потоков СВ ( км/с) всегда связаны с КД.

Главные результаты измерений скоростей СВ в проекте Ulysses/SWOOPS меняют в корне представления о природе регулярных солнечных плазменных истечений. 1. Обнаружение высокоширотных потоков СВ со стабильными скоростями км/с, которые наблюдаются только в эпохи спокойного Солнца и только вне пояса стримеров 2. Обнаружение связи скоростей стационарного СВ с фазами цикла солнечной активности и, непосредственно с магнитными полями Солнца. До настоящего времени вопрос о возможной причастности МП Солнца к проблеме образования стационарного СВ не поднимался.

О связи скоростей СВ с корональными структурами писали Habbal&Woo (1997;1999;2004). Нас же интересует связь скоростей потоков СВ с магнитными полями Солнца: ТАБЛИЦА Скорости СВ (км/с) Ассоциируются Наблюдаются только в эпохи низкой активности и ассоциируются с открытыми магнитными полями на полюсах Солнца и фоновыми МП (Close et al.,2003) между поясом стримеров и полярными областями Солнца С открытыми магнитными конфигурациями КД любой эпохи

Из Таблицы следует, что между скоростями стационарного СВ и МП Солнца существует четкая обратная связь: Сильные замкнутые МП (>500 Гс) - Медленный СВ и Слабые замкнутые (фоновые) МП, либо их отсутствие (открытые МП) - Быстрый СВ, Эту связь мы рассматриваем как признак торможения потоков в МПС. Медленный СВ – это потоки, испытавшие торможение в замкнутых магнитных полях Солнца. Потоки СВ, наблюдаемые как быстрые, не испытали торможения из-за иного характера магнит- ных полей, через которые они прошли, и потому сохранили свои начальные или близкие к ним скорости км/с. Таким образом, разделение потоков СВ на быстрые и медленные можно рассматривать как результат взаимодействия первичных быстрых потоков солнечной плазмы с МП Солнца.

Условия торможения потоков: Обязятельно непосредственный контакт потоков с МП и Обязательно - только ниже поверхности источника. Поэтому Наличие признаков торможения СВ мы квалифицируем как наблюдательное свидетельство присутствия в основании МП Солнца высокоскоростных потоков (протоветра) со скоростями 800 км/с

С Ц Е Н А Р И Й Высокоскоростные потоки солнечного протоветра уходят от Солнца, взаимодействуя с фотосферными магнитными полями ниже поверхности источника. Через открытые магнитные конфи- гурации и фоновые магнитные поля первичные потоки проходят практически без потерь скорости, но испытывают торможение в гравитационном поле Солнца, которое и определяет скорость быстрого СВ в гелиосфере. Расчеты начальной скорости потоков по формуле V( r ) = [V о 2 - 2GM sun (1/1R sun 1/r)] 1/2 для V (r=100Rsun) =800 км/с (Gral et al.,1996) дали величину V o = V(1R sun ) 900 км/с ( Мог., Ник., 2010 ). В сильных замкнутых МПС первичные потоки тормозятся вплоть до их захвата, полного или частичного, с образованием медлен- ного СВ и формированием и нагревом короны. Оценки перви- чной плотности протонов с учетом постоянства наблюдаемого полного их потока в гелиосфере и расходов на поддержание короны дают n pо см -3 ( Мог., Ник., 2010 ).

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР + КОРОНА Солнечная корона – это горячая плазма в магнитных ловушках. Хорошо известно из наблюдений: Сильные МП–яркая, плотная, «горячая» корона + медленный СВ Слабые МП – слабая, «холодная»,корона + быстрый СВ

ЗАКЛЮЧЕНИЕ Солнечный ветер и корона суть результат взаимодей- ствия первичных высокоскоростных потоков плазмы с магнитными полями Солнца (МПС). МПС не только регулируют скорости СВ. Им принадле- жит главная роль в делении первичных потоков на корону и СВ. Они захватывают плазму, удерживают и нагревают ее, формируя корону. СМП ответственны за термический режим короны, ее мелкомасштабную пространственную и температурную структуризацию.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ Солнечный ветер и корона суть результат взаимодей- ствия первичных высокоскоростных потоков плазмы с магнитными полями Солнца (МПС). МПС не только регулируют скорости СВ. Им принадле- жит главная роль в делении первичных потоков на корону и СВ. Они захватывают плазму потоков, и нагревают ее, и таким образом формируют корону. СМП ответственны за термический режим короны, ее мелкомасштабную пространственную и температурную структуризацию. С П А С И Б О ЗА В Н И М А Н И Е !

АРГУМЕНТЫ «ЗА» IPS – наблюдения высокоскоростных потоков СВ в высокоши- ротной ближней гелиосфере до r ~ 2.5 R Sun, не подтверждающие их ускорение на r 30 R Sun (Grall et al.,1996; Ofman et al., 1997); Модель V(r) в хорошем согласии с наблюдениями – красная линия на графиках (Никольская, Вальчук. 1997), ; Эффекты влияния МП на интенсивности и полуширины спектра- льных линий короны и скорости микротурбуленции в плазме ко- рональных структур (Тетруашвили. 1985); Мелкомасштабная температурная структуризация плазмы в короне, обусловленная магнитными полями (Nikolskaya, 1990; Aschwanden. 2001).

Фоновые магнитные поля Солнца – это магнитные поля эпохи низкой активности, связанные с фотосферной магнитной сеткой и локализованные между поясом стримеров и полярными корональными дырами. Фоновые магнитные поля – это ансамбли магнитных арок - от хромосферных до корональ- ных, укорененных в фотосфе- ре. Их высота невелика – они как бы покрывают фотосферу – отсюда термин «магнитные ковры». Моделирование тако- го ансамбля в (Close et al.,2003) показало, что в нем ровно по- ловину составляют арки хро- мосферы (ниже 2.5 Мм). Число собственно корональных арок (выше 25 Мм), способных соз- дать корону, более, чем на порядок, меньше числа хромосферных. Таким образом, корональные арки фоновых магнитных полей распределены по поверхности фотосферы с плотностью, более, чем на порядок, меньшей, чем хромосферные. Последнее означает, что пространство фоновой ко- роны практически «прозрачно» для СВ.

К.И. Никольская, Т.Е.Вальчук. Солнечный ветер – корона. Препринт 10 (1079), ИЗМИРАН, К.И. Никольская, Т.Е.Вальчук. К вопросу об образовании солнечного ветра и короны: альтернативная модель скорости высокоскоростного солнечного ветра. Конф., посвященная памяти М.Ню Гневышева и Ф.И. Оля. ГАО, Пулково мая 1997 г. С К.И. Никольская. Солнечный ветер и магнитные поля Солнца. Труды IX Пулковской Международ-ной конф. «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений», 2-7 июля 2007 г. ГАО РАН. Пулкова. С Э.И. Могилевский, К.И. Никольская. Высокоскоростные потоки стационарного солнечного ветра и возможный механизм их генерации. Геомагнетизм и Аэрономия. Т.50.2, с К.И. Никольская. Стационарный солнечный ветер и корона могут формироваться в результате взаимодействия высокоскоростных плазменных извержений из фотосфе-ры с солнечными магнитными полями. Доклад на Междунар. Конференц «Физика солнечной плазмы и Солнечная активность», КРАО. 6 – 10 сент

В полярных координатах представлены радиальные скорости V r стационарного СВ по измерениям Ulysses/SWOOPS для 3-х оборотов КА вокруг Солнца в разных фазах активности в зависимости от гелиошироты и гелиоцентрических расстояний. Слева – афелий орбиты, справа – перигелий. Горизонтальная линия – солн. экватор. Белые концентрические окружности – задают шкалу скоростей СВ: 500 и 1000 км/с. В центре каждой диаграммы изображение короны SOHO/EIT FeXII, наложенное на соответствующую картинку LASCO-2. -