Study of the red coronal line with altitude from out-of-eclipse observations during solar cycle 24

Full Text

1. Введение

Примерно один раз в год и только несколько минут (≤7 мин) на Земле можно наблюдать удивительное астрономическое событие – корону Солнца, которая в виде серебристо-жемчужного сияния вспыхивает во время полного солнечного затмения. Научные исследования солнечной короны начались после наблюдения солнечного затмения 8.VII.1842. Позднее для изучения короны Солнца были задействованы фотографические и спектроскопические методы анализа. Наблюдение и изучение солнечной короны является важнейшей задачей в солнечной физике. И благодаря изобретению в 1930 г. французским астрономом Б. Лио (фр. Bernard Lyot) внезатменного коронографа [1], наблюдения короны Солнца стали возможны не только во время редких полных солнечных затмений в узкой полосе местности прохождения полной фазы. Применение коронографа системы Лио позволило швейцарскому астроному М. Вальдмайеру (англ. Max Waldmeier) в 1939 г. приступить к систематическим корональным наблюдениям на горе Ароза [2]. В этом же году немецкий астрофизик В. Гротриан (нем. Walter Robert Wilhelm Grotrian) доказал принадлежность красной спектральной линии, которую наряду с другими корональными линиями не могли отождествить в течение 70 лет, к сильно ионизированному атому железа – FeX [3] с потенциалом ионизации 233 эВ. Таким образом, было показано, что для генерации излучения в корональных линиях необходимы температуры порядка 10⁶ K [4]. Красная линия λ = 6374 Å не такая яркая, как зеленая λ = 5303 Å (FeXIV), и, к сожалению, не все обсерватории включали в свои программы наблюдений эту линию. Непрерывные наблюдения линии λ = 6374 Å проводились в следующих обсерваториях: в Швейцарии (1939 г.) – Ароза (нем. Arosa), во Франции (1947 г.) – Пик-дю-Миди (фр. Pic du Midi), в США (1949 г.) – Сакраменто Пик (англ. Sacramento Peak), в СССР (1952 г.) – ГАС ГАО РАН [5], в Чехословакии (1964 г.) – Ломницки Штит (словацк. Lomnický štít). Несмотря на то, что созданная в XX в. всемирная сеть корональных станций перестала существовать, изучение спектральной короны актуально и сегодня. Солнечная корона – это источник солнечного ветра, и регулярные наблюдения за изменением интенсивности корональной линии по позиционному углу и высоте позволяют более глубоко понять закономерности солнечной активности, ее влияние на космическую погоду. Исследование интенсивности запрещенных корональных линий представляет собой большой интерес для изучения физических процессов, происходящих в атмосфере Солнца, для прогнозирования изменений геомагнитной и солнечной активности (СА). По единой международной методике обработки корональных линий, которая была предложена М. Н. Гневышевым [6], интенсивность линии измеряется на определенной высоте h = 1.04 R_ʘ. Эта методика обработки данных спектральной короны Солнца на ГАС ГАО РАН соблюдается по сей день, а другие обсерватории в последние годы своих наблюдений перестали ее придерживаться. Например, обсерватория Ломницки Штит проводила измерения I₆₃₇₄ на h = 1.06 R_ʘ, а Сакраменто Пик – на h = = 1.15 R_ʘ. Особенности распределения I₆₃₇₄ вдоль лимба на других высотах от фотосферы Солнца не входили в “Службу Солнца”, и поэтому таких работ было меньше особенно за большие периоды времени [7–16]. Часто такие исследования проводили по спектральным данным, полученным во время затмения Солнца [11, 13].

Ранее авторами было проведено исследование радиального распределения корональной линии λ = 6374Å в период минимума СА [17]. За 2009 г. были получены кривые изменения интенсивности красной линии на разной высоте от лимба Солнца для полярных, среднеширотных и экваториальных областей. Работа была продолжена для целого солнечного цикла.

Цель настоящей работы – исследование изменения параметров корональной линии λ = 6374 Å с высотой от 1 R_ʘ до 1.38 R_ʘ на большом наблюдательном материале.

2. Наблюдательный материал

В настоящей работе использовались спектральные данные красной корональной линии λ = 6374 Å (FeX), полученные за период 24-го цикла СА на внезатменном коронографе системы Лио ГАС ГАО РАН [18]. За данный период (2010–2019 гг.) в среднем за год корональных наблюдений было 180 дней. Надо отметить, что в 24-м цикле СА было наибольшее число дней корональных наблюдений по сравнению с другими циклами СА [18]. Для фотографирования спектра короны использовались цифровые камеры Canon EOS 450D и 600D. В результате обработки, в соответствии с программой по “Службе Солнца”, вычисляют интенсивности корональных линий (I₅₃₀₃ и I₆₃₇₄) в абсолютных единицах (абс. ед.), выраженные в миллионных долях энергии, заключающейся в интервале шириной 1 Å непрерывного спектра центра Солнца, которые измеряются на расстоянии 40” от фотосферы Солнца [6]. На рис. 1 представлен временной ряд 24-го цикла спектральной короны I₆₃₇₄ (абс. ед.) по этим данным. Спектральные наблюдения Горной астрономической станции ГАО РАН позволяют делать измерения I₆₃₇₄ вдоль линии до высоты 6' (1.38 R_ʘ).

 

Рис. 1. Изменение интенсивности корональной линии λ = 6374 Å (FeX) за 24-й цикл СА. Тонкой линией показаны ежедневные значения I₆₃₇₄ (абс. ед.) усредненные по всему лимбу, а толстой линией – их среднемесячные значения

 

3. Предварительный анализ корональных спектров

За 10 лет было обработано 1822 дней наблюдений красной спектральной короны. Общее количество обработанных кадров составило 131184. Анализ цифровых фотографий показал, что, как и на зеленом участке спектра [19–20], в красном спектре есть дни, где наблюдаются интенсивные излучения в нескольких линиях. М. Н. Гневышев назвал такое явление импульсами корональной активности. Эти импульсы корональной активности сопровождаются эруптивными протуберанцами, такими, как “серджи” (англ. surges), в которых наблюдаются быстрые изменения и интенсивные движения. Большинство из них связано со вспышками. На рис. 2а показан спектр излучения такого эруптивного протуберанца в линии Hα (λ = 6563 Å) и в линии излучения триплета Mg (λ = 5167 Å, λ = 5173 Å, λ = 5184 Å) за 14.III.2014, где зеленый спектр наблюдался в 9:42, а красный – в 9:36 UT. Такие транзиентные события на Солнце редки и трудноуловимы, они характеризуются широким диапазоном пространственных и временных масштабов – от эруптивных протуберанцев до масштабов корональных выбросов масс (англ. CME – Coronal Mass Ejection). Для примера на рис. 2б показан спектр в красном диапазоне излучения в нескольких линиях за 30.X.2014. Ранее [19] за эту дату был представлен спектр с импульсами корональной активности в зеленом диапазоне длин волн. На рис. 2б зафиксирован редкий момент, когда одновременно видно излучения корональной линии λ = 6374 Å и хромосферных линий Hα (λ = 6563 Å), и ВаII (λ = = 6497 Å). Во время солнечной вспышки или коронального выброса масс на Солнце происходит интенсивное излучение в широком диапазоне длин волн, включая как видимую область спектра, так и ультрафиолет, рентгеновский и радиодиапазоны. Во время таких транзиентных событий на Солнце, спектральные линии могут иметь различную интенсивность и профиль, поэтому их параметры и свойства могут изменяться в зависимости от характеристик и интенсивности вспышки или выброса. Корональная линия λ = 6374 Å, как и линия λ = 5303 Å [19] во время излучения таких импульсов корональной активности имеет неоднородную структуру вдоль линии (рис. 2а,б).

 

Рис. 2. Панель (а) – примеры неоднородной корональной линии λ = 6374 Å во время излучения эруптивного протуберанца типа “серджа” в линии Hα (λ = 6563 Å) и в линии излучения триплета Mg (λ = = 5167 Å, λ = 5173 Å, λ = 5184 Å). Указана дата и позиционный угол; панель (б) – пример спектра с излучением в корональной линии λ = 6374 Å, Hα (λ = = 6563 Å) и Ва (λ = 6497 Å), где 125° – позиционный угол; панель (в) – примеры неоднородностей вдоль корональной линии λ = 6374 Å над активными областями около лимба

 

Неоднородная структура вдоль красной линии наблюдается чаще, чем в зеленой линии (рис. 2в). В отличие от зеленой линии, где присутствуют несколько ярких сгустков, которые напоминают зерна, нанизанные на эту линию [19], вдоль красной линии неоднородности имеют другой вид. У основания красная линия яркая и широкая, а затем резко теряет интенсивность. Она может расшириться еще больше. Имеет место сильная асимметрия линии, наблюдаются сдвиги в одну и в другую сторону вдоль линии, такие доплеровские смещения линии λ = 6374 Å были получены и описаны автором во время наблюдения солнечного затмения 29.III.2006 [11]. Полученные во время затмения спектральные кадры красной линии наблюдались над активной областью, где высота спектра на одном кадре охватывала область от 1 R_ʘ до 1.5 R_ʘ, а на другом кадре от 1.02 R_ʘ до 1.86 R_ʘ от видимого центра Солнца. Когда группа пятен находится на лимбе Солнца, в середине красной корональной линии может присутствовать относительно большой яркий сгусток. Или аналогично, как для зеленой линии, несколько ярких сгустков, но они не явно выраженные, таких наблюдений меньше, чем в зеленом спектре [19]. По-видимому, неоднородности вдоль красной и зеленой линий имеют разную природу. Излучение красной спектральной короны происходит преимущественно в областях с открытыми структурами магнитного поля (МП), а зеленая корона в линии λ = 5303 Å излучается структурами, в которых доминируют активные области и связанные с ними закрытые конфигурации МП (корональные петли), и отвечает за более горячую плазму [7–9]. Красная линия λ = 6374 Å излучается из более холодной плазмы, которая присутствует практически во всей солнечной короне, включая корональные дыры.

4. Методы и результаты обработки красной корональной линии

Каталоги ежедневных корональных карт

С помощью пакета IDL6.1 (англ. Interactive Data Language) была написана компьютерная программа для обработки спектральных корональных данных красной линии λ = 6374 Å. Вычисления I₆₃₇₄ проводились от лимба, начиная с высоты h = 2” и с шагом 2.5” вдоль линии до конца кадра. Высота спектра на кадрах в зависимости от позиционного угла меняется от 320” до 500”. Кадры с наименьшей высотой спектра охватывают лишь полярные широты Солнца. В результате обработки внезатменных корональных наблюдений была создана база данных трех видов ежедневных корональных карт с I₆₃₇₄ на высоте от 1 R_ʘ до 1.32 R_ʘ:

• карты с нанесенными изолиниями значений I₆₃₇₄ на разной высоте от лимба Солнца (рис. 3а);
• карты изменения с высотой значений I₆₃₇₄ в виде градации серого (рис. 3б);
• 3D-карты I₆₃₇₄ на определенной высоте (рис. 3в). На этих 3D-картах нанесены значения I₆₃₇₄ за все дни, которые наблюдались в данном полуобороте Солнца. Для сравнения представлены 3D-карты интенсивности спектральной короны на высоте h = 40” (рис. 3в).

 

Рис. 3. Примеры ежедневных корональных карт спектральной короны с I₆₃₇₄ на высоте h (1–1.32) R_ʘ: (а) – карты с нанесенными изолиниями значений I₆₃₇₄ на разной высоте от лимба Солнца; (б) – карты, отображающие распределение значений I₆₃₇₄ с высотой, в виде градации серого (в инверсии); (в) – 3D-карты I₆₃₇₄ спектральной короны на определенной высоте, где h = 40”

 

На рис. 3 показаны примеры ежедневных корональных карт на ветви подъема, в максимуме, и на ветви спада 24-го цикла СА, где подобраны дни с разной конфигурацией спектральной короны. Для наглядности разные виды карт показаны для одного и того же дня. На данных картах (рис. 3а) видно, что в большинстве случаев до высоты h = 70” изолинии I₆₃₇₄ могут менять свою конфигурацию с высотой. Чем меньше высота, тем больше хаотичность изолиний. Так же, как и на картах для I₅₃₀₃ [19] наблюдается смещение максимума изолиний I₆₃₇₄, но оно не такое отчетливое и встречается реже. Например, на карте за 2.II.2010 в SW (англ. Southwest) квадранте до h = 100” максимум хоть и имеет небольшие скачки, но он ближе к полюсу, а затем он на 10° отклоняется к экватору. В работе [21] исследовалось отклонение от радиального направления корональных лучей в белом свете в зависимости от фазы цикла СА, с использованием данных широкоугольного коронографа LASCO C2 (англ. Large Angle and Spectrometric Coronagraph) космической обсерватории SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory). Как и для корональных лучей в белом свете, максимумы интенсивности спектральной линии λ = 6374Å на разных высотах (“красные лучи”) имеют отклонения в направлении более высоких или более низких широт. Таким образом, построенные карты наглядно показывают отклонение “красного луча” с высотой от радиального направления, но больших углов наклона до 25–35°, как для корональных лучей в белом свете [21], не наблюдается.

Неоднородности вдоль линии хорошо видны на картах рис. 3б. Анализ каталогов ежедневных корональных карт (рис. 3) показал, что в начале 24-го цикла СА значения I₆₃₇₄, как и для I₅₃₀₃, преобладают в северном полушарии Солнца, то есть имеет место асимметрия появления активных областей (АО) в пользу северного полушария. Такая же асимметрия наблюдается в площадях солнечных пятен (http://solarstation.ru).

Протяженность корональной линии

За 24-й цикл СА рассматривались изменения протяженности корональной линии от позиционного угла Солнца. Протяженность линии вычислялась с учетом ореола за данный день. Временное распределение значений протяженности линии λ = 6374 Å (FeX) по всему лимбу за 24-й цикл СА сильно отличается от аналогичного распределения для линии λ = 5303 Å (FeXIV) [19]. Максимальные значения средней протяженности h_сp корональной линии по всему лимбу приходятся на период 2010–2011 гг. (рис. 4а). Для учета уровня активности различных широтных областей солнечный лимб был разбит на следующие зоны: 1-я – экваториальная: ±30° от экватора; 2-я – средние широты: от ±30° до ±60°; 3-я – полярная: 30° от полюсов Солнца.

 

Рис. 4. Графики, показывающие динамику протяженности корональной линии λ = 6374 Å (FeX) за 24-й цикл СА: (а) – изменения значений максимальной h_max и средней h_сp протяженности линии по всему лимбу; (б) – вариации средней протяженности h_сp линии над определенными широтными зонами СА: 1 – экваториальной; 2 – средней; 3 – полярной

 

Над экваториальными областями (1-я зона) и над средними широтами (2-я зона) корональная линия достигает своей максимальной высоты на фазе подъема солнечного цикла (рис. 4б). На рис. 4б хорошо видно, что в начале цикла корональная активность средних широт доминирует, протяженность линии h_ср 2-й зоны выше, чем h_ср 1-й зоны, а в период максимума преобладает корональная активность экваториальных широт, на ветви спада и до конца цикла протяженность h_ср этих двух зон соизмерима. В полярных областях (3-я зона) излучение корональной линии достигает своей максимальной высоты в период 2010–2011 гг., а второго максимума – в 2013 г. (рис. 4б). Распределение протяженности красной линии в полярных широтах опережает на год широтный дрейф нейтральной линии раздела полярности МП Солнца. По синоптическим Hα-картам, построенными по данным ГАС ГАО РАН М. П. Фатьяновым (http://solarstation.ru), смена полярного МП в северном полушарии Солнца происходила с конца 2012 г. до середины 2013 г. И почти год на обоих полюсах Солнца была положительная полярность. С сентября 2014 г. процесс переполюсовки происходил на южном полюсе Солнца. Еще один максимум h_ср для 3-ей зоны наблюдается в середине 2016 г. Таким образом, в полярных областях мы видим активность красной линии в противофазе зеленой линии. При распределении эмиссионной короны по широте в ходе 22-го и 23-го циклов СА наблюдался аналогичный провал в значениях интенсивности красной короны на полюсе сопоставимый с зелёной короной [15]. В период максимума цикла СА флуктуации интенсивности короны в данных линиях имеют противофазное изменение.

Изменение интенсивности линии λ = 6374Å с высотой

Для учета вариации I₆₃₇₄ от уровня активности данной области отдельно для каждой из трех зон были построены графики распределения интенсивности линии λ = 6374Å с высотой. Усредненные за весь 24-й цикл эти кривые показаны на рис. 5а. Для более детального исследования проводилось вычисление I₆₃₇₄ с высотой отдельно для фазы подъема, максимума, фазы спада и для минимума СА (рис. 5б).

 

Рис. 5. Изменение с высотой h интенсивности линии λ 6374Å за 24-й цикл СА: (а) – зависимость I₆₃₇₄ для разных широтных зон солнечного лимба: 1 – экваториальной; 2 –средней; 3 – полярной; 4 – всего лимба Солнца; (б) – распределение I₆₃₇₄ отдельно для ветви подъема (↗) и спада (↘), максимальной (max) и минимальной (min) фаз цикла СА, где цифрами указана широтная зона

 

Аппроксимирующие кривые для 1-й зоны имеют следующий вид:

$I_{\uparrow }=26.6-0.3h+h^2-2\cdot {10}^{-6}{h}^3$, σ = 10.1, (1)

$I_{\max }=24.4-0.2h+h^2-1.7\cdot {10}^{-6}{h}^3$, σ = 13.5, (2)

$I_{\downarrow }=21-0.2h+h^2-1.3\cdot {10}^{-6}{h}^3$, σ = 6.2, (3)

$I_{\begin{array}{l}\min \\ \end{array}}=15.2-0.1h+h^2-9\cdot {10}^{-7}{h}^3$, σ = 3.7, (4)

где I_↑ – значения I₆₃₇₄ на ветви подъема СА; I_max – интенсивность I₆₃₇₄ в максимуме СА; I_↓ – значения I₆₃₇₄ на ветви спада СА; I_min – I₆₃₇₄ в минимуме СА; σ – среднеквадратическое отклонение.

Самые высокие значения I₆₃₇₄ по всем высотам h имеет кривая на ветви подъема цикла (I_↑). В отличие от зеленой линии, где распределение I₅₃₀₃ по всем высотам h преобладала кривая I_max [19]. Значения I₆₃₇₄ на кривой I_↑ спадают до h = = 150”, до этой же высоты изменяется и кривая I_min. А в период максимальной фазы (I_max) кривая I₆₃₇₄ имеет самый крутой и продолжительный спад, и на больших высотах h ≥ 130” наблюдаются наименьшие значения I₆₃₇₄ по сравнению с другими фазами СА. На высоте h = 70” кривая I_↓ выше, чем I_max. Ветвь подъема цикла активности (I_↑) и ветвь спада (I_↓) имеют больший градиент по высоте, чем, кривая I_min. А кривая I_min на больших высотах имеет следующую особенность: на h = 130” она пересекает I_max и далее идет выше нее, а с высоты h = 220” кривая I_min соизмерима с I_↓ (рис. 5б).

Аппроксимирующие кривые для 2-й зоны:

$I_{\uparrow }=18.2-0.1h+h^2-1.4\cdot {10}^{-7}{h}^3,\sigma = \mathrm{9.7,}$ σ = 9.7, (5)

$I_{\max }=15.5-0.2h+h^2-1.8\cdot {10}^{-7}{h}^3,\sigma = \mathrm{14.9,}$ σ = 14.9, (6)

$I_{\downarrow }=15.6-0.1h+h^2-1.3\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{8,}$ σ = 8, (7)

$I_{\min }=14.5-3.27Lg\left(h\right)+0.1L{g}^2\left(h\right),\sigma = \mathrm{5.4.}$ σ = 5.4. (8)

Для 2-й зоны, как и для 1-й, наибольшие значения I₆₃₇₄ характерны для ветви подъема цикла (I_↑), как для малых, так и для больших высот. Наименьшие значения I₆₃₇₄ наблюдаются на высотах h > 50” в максимуме СА (I_max), кривая I_max лежит даже ниже I_min (рис. 5б).

Аппроксимирующие кривые для 3-ей зоны:

$I_{\uparrow }=14.6-2.8Lg\left(h\right)+0.4L{g}^2\left(h\right),\sigma = \mathrm{3.3,}$ σ = 3.3, (9)

$I_{\max }=16.6-0.2h+h^2-2\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{17.1,}$ σ = 17.1, (10)

$I_{\downarrow }=16.2-0.2h+h^2-1.5\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{9.8,}$ σ = 9.8, (11)

$I_{\min }=11.8-1.3Lg\left(h\right)-0.2L{g}^2\left(h\right),\sigma = \mathrm{1.5.}$ σ = 1.5. (12)

В полярных широтах наибольшие значения I₆₃₇₄ на малых высотах (h < 50”) соответствуют фазам максимума (I_max) и спада (I_↓) цикла СА. А наибольшие значения I₆₃₇₄ на высотах h > 50” принадлежат ветви подъема солнечного цикла (I_↑).

Уравнения средних аппроксимирующих кривых за 24-й цикл СА:

_{$I_{\text{24}цикл}=17.1-0.1h+h^2-1.3\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{4.3,}$}   σ = 4.3, (13)

$I_1=20.8-0.2h+h^2-1.4\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{5.2,}$ σ = 5.2, (14)

$I_2=14.7-0.1h+h^2-1.2\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{7.1,}$ σ = 7.1, (15)

$I_3=13.7-0.1h+h^2-1.1\cdot {10}^{-6}{h}^3,\sigma = \mathrm{4.6,}$ σ = 4.6, (16)

где I_{24 цикл} – интенсивность линии λ = 6374 Å усредненная по всем широтам за весь 24-й цикл СА; I₁, I₂, I₃ – усредненная интенсивность красной линии в соответствующей широтной зоне (рис. 5а). Для I₆₃₇₄ наблюдается отклонение I₁ от I₃ всего лишь в пределах 6 абс. ед., в отличие от I₅₃₀₃, где разница между этими значениями была 46 абс. ед. [19]. Кривые усредненных значений I₆₃₇₄ за весь цикл для разных областей спадают с разной скоростью до высоты 200”, а на h > 200” кривые I₁, I₂, I₃ сходятся. В отличие от I₅₃₀₃, где кривые I₁, I₂, I₃ продолжают спадать выше высоты 300”. На больших высотах происходит повышение интенсивности красной короны по сравнению с зеленой короной. Например, I_24цикл на высоте h = 300” значения I₆₃₇₄ = 7.5 абс. ед., а I₅₃₀₃ на этой же высоте имеют значения 3.5 абс. ед. Если на низких высотах красная корона в интенсивности на много уступает зеленой, то на больших высотах ситуация меняется. Это ещё одно отличие I₆₃₇₄ от I₅₃₀₃ показывает, что эти линии отвечают за разную природу излучения – замкнутые и открытые МП.

5. Заключение

Красная корональная линия λ = 6374 Å (FeX) является второй по интенсивности излучения из всех линий корональной эмиссии в оптическом диапазоне после зеленой линии λ = 5303 Å (FeXIV) и также наблюдается на всех позиционных углах солнечного лимба в течение цикла СА. Регистрация корональных наблюдений в 24-м цикле СА была полностью цифровой. Это дало возможность применять методы компьютерной обработки изображений, что позволило более подробно изучать структуру корональных спектральных линий [18]. В результате исследования эмиссионной корональной линии λ = 6374 Å за период 24-го цикла СА показано, что здесь, как и у λ = 5303 Å, может наблюдаться неоднородная структура линии. Неоднородность вдоль красной линии хоть и не такая ярко выраженная, как у зеленой линии, но она встречается чаще и не только в присутствии АО. Построенные каталоги трех видов ежедневных корональных карт хорошо дополняют друг друга для изучения распределения I₆₃₇₄, они наглядно показывают небольшое смещение максимумов I₆₃₇₄ по позиционному углу с высотой (угол наклона “красного луча”). Проведенный анализ протяженности корональной линии на разных фазах СА показал, что распределения максимальной протяженности (h_max) в 1-й и во 2-й зонах имеют похожий временной ход и, как правило, превышают высоту линии в полярных зонах. Временное распределение средней протяженности (h_ср) красной линии в 3-й зоне опережает на год широтный дрейф нейтральной линии раздела полярности МП Солнца. Таким образом, можно видеть в полярных областях излучение красной линии в противофазе с зеленой линией.

Представлено полученное распределение I₆₃₇₄ с высотой для разных фаз цикла СА. Для экваториальных и средних широт (кроме I_min) были определены полиномиальные уравнения третьего порядка в качестве аппроксимирующих кривых, в то время как для полярных областей (кроме I_max и I_↓) – логарифмические уравнения. Самые высокие значения I₆₃₇₄ по всем высотам h имеет кривая на ветви подъема 24-го цикла (I_↑) для 1-й зоны. При высоте h > 100” кривые I_↑ для всех трех рассматриваемых зон имеют наибольшие значения I₆₃₇₄ по сравнению с остальными фазами цикла СА. В отличие от зеленой короны, где построенные кривые I₅₃₀₃ для фазы максимума превышают кривые для всех других фаз цикла СА. Кривые усредненных значений I₆₃₇₄ за весь цикл для разных областей имеют не такие значительные отклонения друг от друга (~6 абс. ед.), как аналогично построенные кривые для I₅₃₀₃, где разница между I₁ и I₃ была 46 абс. ед. [19]. Если на низких высотах красная корона в интенсивности намного уступает зеленой, то на больших высотах интенсивность красной короны на несколько абс. ед. выше, по сравнению с зеленой короной.

Корональные линии, наблюдаемые по программе “Служба Солнца”, могут быть использованы для изучения физических процессов в солнечной короне, таких как нагревание и распределение температуры, движение газа и магнитных полей, а также для исследования явлений, связанных с СА, таких как корональные выбросы масс и солнечные вспышки.

About the authors

S. A. Guseva

Kislovodsk Mountain Astronomical Station of Central (Pulkovo) Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences

Author for correspondence.
Email: svgual@yandex.ru
Russian Federation, Kislovodsk

A. D. Shramko

Kislovodsk Mountain Astronomical Station of Central (Pulkovo) Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences

Email: а_shramko@inbox.ru
Russian Federation, Kislovodsk

References

Supplementary files