Содержание к диссертации
Введение
1 Пространственная структура микроволновых источников солнечных вспышек 19
1.1 Наблюдения 20
1.1.1 Методика анализа данных 21
1.1.2 Общая характеристика событий 22
1.1.3 Результаты анализа данных 24
1.2 Сравнение с предсказаниями модельных расчетов 30
1.2.1 Расчет распределения электронной плотности и радиояркости вдоль петли 32
1.3 Обсуждение и выводы 39
2 Пространственная и спектральная динамика микроволнового излучения протяженных вспышечных петель 41
2.1 Динамика распределения радиояркости во вспышечных петлях 42
2.1.1 Временные профили потоков радиоизлучения из разных участков петель 49
2.1.2 Временные профили потоков на разных частотах 57
2.2 Спектральная динамика микроволнового излучения в разных частях петель 57
2.3 Обсуждение и выводы 62
3 Пульсации см-мм- излучения вспышечной арки с периодами порядка 10 секунд 68
3.1 Анализ наблюдательных данных 69
3.1.1 Пульсации в интегральном излучении 69
3.1.2 Пространственная структура радио- и рентгеновских источников 74
3.1.3 Пульсации в разных частях вспышечной петли 75
3.1.4 Распределение спектрального индекса по источнику 79
3.2 Диагностика параметров плазмы в области вспышки 79
3.3 Механизмы микроволновых пульсаций 91
3.4 Моды МГД-колебаний корональных петель 93
3.5 Расчет дисперсионных кривых для модельной петли . 96
3.6 Выводы 101
Заключение 104
Литература
- Методика анализа данных
- Сравнение с предсказаниями модельных расчетов
- Временные профили потоков на разных частотах
- Распределение спектрального индекса по источнику
Введение к работе
Микроволновое (1см < А < 10см) излучение солнечных вспышек несет валеную информацию о процессах ускорения в солнечной короне, поскольку это излучение генерируется энергичными электронами, ускоренными во время вспышки. Хорошо известно [1,2], что основным механизмом солнечных широкополосных микроволновых всплесков является гиросинхротронное излучение среднере-лятивистских электронов (энергии от десятков до сотен кэВ), захваченных во вспышечную петлю. Гиросинхротронное излучение чувствительно к величине и ориентации магнитного поля. Для данной частоты морфология микроволнового источника зависит от ориентации магнитного поля (т.е. от геометрии вспышечной области и ее положения на диске), а также от свойств нетепловых электронов (концентрации, энергетического спектра и питч-углового распределения). Благодаря этому данный механизм представляет собой мощный инструмент для диагностики физических условий во вспышечной петле, а также характеристик функции распределения энергичных электронов в источнике.
Первые работы по изучению пространственного распределения микроволнового излучения были сделаны в 80-е годы прошлого столетия с помощью таких инструментов, как Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) и Very Large Array (VLA). В целом наблюдения показали достаточно сложную структуру микроволновых источников. Однако в некоторых случаях наблюдались и простые структуры, которые вместе с На - и SXR- наблюдениями позволяли отождествлять их с простыми биполярными магнитными петлями. Марш и Хёфорд [14], Кунду и др. [15] впервые сообщили о двух различных типах распределения микроволнового излучения: одиночных компактных источниках в вершине петли и двойных источниках с пиками яркости вблизи оснований магнитной арки.
В последствии было много публикаций на эту тему, связанных как с наблюдениями, так и с теоретическим моделированием (см. обзоры [1,2]). Основные выводы, сделанные из модельных расчетов, заключались в следующем: источник в вершине должен наблюдаться на низких частотах, на которых он является оптически толстым, а источники вблизи оснований - на более высоких частотах, в оптически тонком режиме [2, 4, 16]. Однако, проверить эти выводы в то время (80-е - начало 90-х годов) не представлялось возможным, так как наблюдения на WSRT и VLA проводились на одной фиксированной частоте и были эпизодическими, поскольку эти инструменты не предназначались специально для солнечных исследований.
Исследование спектральной эволюции континуального микроволнового излучения вспышек до недавнего времени проводилось по наблюдениям интегрального потока Солнца. Было обнаружено динамическое уплощение частотного спектра в течение фазы роста и фазы спада импульсных микроволновых всплесков в оптически тонкой области [39]. В большинстве событий такое уплощение сопровождается одновременным смягчением жесткого рентгеновского (HXR) спектра на фазе спада интенсивности всплесков [40]. Эти закономерности хорошо объясняются в рамках модели "захвата с высыпанием" (trap + precipitation), рассматриваемой для случая нестационарной инжекции, когда учитывается уплощение энергетического спектра захваченных электронов на низких энергиях из-за кулоновских столкновений и различие в эволюции спектров инжектируемых и захваченных электронов [40]. В работе [41] показано, что важную роль в динамике микроволнового спектра может играть также питч-угловое распределение нетепловых электронов во вспышечной петле.
Однако физические модели радиоисточника, используемые для объяснения этих закономерностей, не учитывают возможной неоднородности как магнитного поля, так и концентрации электронов по петле. Более того, сам источник может оказаться многокомпонентным, Как показали исследования, выполненные по наблюдательным данным ССРТ [81] и Бернского университета, изменения спектра в таких многокомпонентных событиях всегда связано с изменением пространственной структуры области генерации [42, 56]. Поэтому знание о пространственной структуре источника и его динамике является принципиально важным для получения новых сведений об ускоренных электронах.
Таким образом, одной из основных проблем адекватного построения теоретических моделей солнечных вспышек является недостаток информации о пространственном распределении яркости и частотного спектра микроволнового излучения. Эти наблюдаемые параметры позволят получить знание о таких важных для физики вспышек характеристиках, как число, энергетический спектр и сте- пень питч-угловой анизотропии электронов высоких энергий в разных участках вспышечной петли.
Возможность ответить на эти вопросы возникла только недавно, в связи с появлением современных наземных и космических инструментов, позволяющих получать данные с соответствующим высоким пространственным, спектральным и временным разрешением.
На солнечном радиогелиографе Нобеяма (Япония) [10] с 1996 года начались наблюдения одновременно на двух высоких частотах: 17 ГГц и 34 ГГц с высоким угловым (10" и 5", соответственно) и временным (ОД с) разрешением. Наличие двух рабочих частот дает возможность извлекать информацию о наклоне частотного спектра, и, следовательно, об оптической толщине в разных частях вспышечной петли.
В течение 23-го цикла солнечной активности на радиогелиографе проведены наблюдения большого количества вспышек, некоторые из которых имели радиоисточники очень больших размеров (до 100") и были хорошо разрешены гелиографом. Уже первые сообщения, связанные с изучением пространственного распределения радиояркости на этом наблюдательном материале [11; 84], дали неожиданные результаты, показав несоответствие между наблюдениями и модельными расчетами распределения оптически тонкого микроволнового излучения по петле.
Именно поэтому актуальной задачей текущего этапа развития представлений о физике солнечных вспышек является детальный анализ наблюдаемого пространственного распределения яркости и спектра микроволнового излучения, а также их динамики в различных участках вспышечной петли на основе наблюдений с высоким пространственным и временным разрешением. Кроме того, необходим комплексный анализ объекта изучения, сочетающий исследования в микроволновом диапазоне с исследованиями в других диапазонах длин волн: мягком и жестком рентгеновском, оптическом, ультрафиолетовом, гамма-излучении.
Результаты такого анализа позволяют получать количественные физические ограничения на модели ускорения/инжекции и распространения частиц в солнечных вспышках [86, 89], а также на модели и типы МГД-колебаний во вспышечных петлях [13, 93, 100].
Колебания корональных петель непосредственно наблюдаются в крайнем ультрафиолетовом излучении [5-7] телескопом EIT на борту космической обсерватории Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) [17] и телескопом космического аппарата Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) [18]. Однако временного разрешения этих космических инструментов (15 сек. у S0HO/EIT и 74 сек. у TRACE) недостаточно для детального исследования короткоперио-дических (1-20 сек) МГД-волн. В то же время, именно эти волны представляют особый интерес, т.к. они могут быть источником нагрева солнечной короны [8].
Такие пульсации давно наблюдаются на радиотелескопах без пространственного разрешения [9]. Но для выявления конкретной моды МГД-колебаний, приводящих к модуляции радиоизлучения квазипериодическими пульсациями в том или ином событии, необходимо иметь информацию о размерах пульсирующей арки, о распределении амплитуды и фазы этих пульсаций по петле, а также об оптической толщине в разных частях источника. Поэтому уже первые наблюдения квазипериодических пульсаций с помощью радиогелиографа Нобеяма [12, 88] позволили получить важную информацию, существенно суживающую возможный набор колебательных мод [13, 93].
Настоящая диссертационная работа посвящена подробному исследованию вышеперечисленных вопросов на основе наблюдений, полученных с помощью Нобеямского радиогелиографа (NoRH, [10]), а также спутников Yohkoh [19], Solar and Heliospheric Observatory (SOHO, [17]), Compton Gamma Ray Observatory (CGRO, [27]) и Geosynchronous Operational Enviromental Satellites (GOES, [28]).
Цель и задачи работы
Целью данной работы является исследование пространственных характеристик микроволнового излучения одиночных вспышечных петель и получение на этой основе новой информации о физических условиях в петлях.
В работе ставятся и решаются следующие задачи:
1. Анализ наблюдаемого распределения радиояркости и его динамики вдоль нескольких одиночных петлеобразных микроволновых источников, разрешенных радиогелиографом Нобеяма на частотах 17 и 34 ГГц.
Количественное сравнение результатов этого анализа с предсказаниями существующих теоретических моделей.
Исследование пространственного распределения частотного спектрального индекса по вспышечной петле и его динамики в оптически тонкой части микроволнового спектра. Сравнение спектральной динамики микроволнового и жесткого рентгеновского излучений.
Выяснение особенностей пространственного распределения амплитуд и фаз квазипериодических пульсаций микроволнового излучения вдоль петли. Определение возможной моды колебаний.
Научная и практическая значимость работы
Анализ распределений радиояркости вдоль одиночных вспы-шечных петель позволил установить неоднородность пространственного распределения среднерелятивистских электронов вдоль этих магнитных петель на фазе максимума вспышек. Этот вывод, а также обнаруженные различия в динамике потока и в наклоне частотного спектра излучений, исходящих из вершины и оснований вспышечной петли, необходимо учитывать при построении количественных моделей микроволнового всплеска.
Детальное количественное сравнение предсказаний существующих теоретических моделей с новыми данными наблюдений выявило новые важные ограничения на модели ускорения и ин-жекции электронов в солнечных вспышках, что даёт существенную информацию для идентификации механизма ускорения.
Полученные новые данные о продольном и поперечном размерах пульсирующего радиоисточника, распределении яркост-ной температуры, амплитуды и фазы осцилляции, а также о наклоне частотного спектра в разных частях осциллирующей петли накладывают новые ограничения на теоретические модели вспышечных пульсаций, что, как следствие, обеспечит нас новым мощным инструментом диагностики магнитного поля и плотности плазмы во вспышечных петлях.
4. Разработанные методы совместного анализа данных различных наземных и космических инструментов, реализованные на языке IDL с применением программ SolarSoft, используются для дальнейших исследований природы солнечных вспышек.
Научная новизна работы
Новизна представленных в диссертационной работе результатов определяется прежде всего использованием высококачественных наблюдательных данных, полученных на наиболее совершенных в настоящее время инструментах: радиогелиографе в Нобеяме [10] с угловым разрешением 5" — 10"; рентгеновских телескопах SXT [61] и НХТ [60], установленных на японском спутнике Yohkoh [19] и впервые позволивших получить изображения вспышек в мягких и жестких рентгеновских лучах с угловым разрешением порядка 2,5"; магнитографе MDI космического аппарата SOHO [17], получающем оптические изображения объектов на Солнце с разрешением до 1"; спектрометре рентгеновского диапазона BATSE на спутнике CGRO [27]; детекторах мягкого рентгеновского излучения на геостационарных спутниках GOES [28], ведущих круглосуточные наблюдения за Солнцем.
Новизна и оригинальность работы состоят в следующем:
1. Предшествующие исследования распределения радиояркости в отдельных вспышечных петлях, как правило, проводились на одной фиксированной частоте. В данной работе использовались одновременные наблюдения на двух частотах, что позволило впервые обнаружить микроволновые источники в вершинах петель в оптически тонкой области спектра.
Впервые получены закономерности динамики распределения радиояркости вдоль вспышечной петли, изучена динамика наклона спектра в различных участках петли. Ранее динамика наклона микроволнового спектра исследовалась на основе интегрального излучения без пространственного разрешения.
Впервые а) обнаружено относительное перераспределение амплитуд разных спектральных компонент квазипериодических пульсаций микроволнового излучения в "ногах" и в вершине петли и б) измерен сдвиг фаз между пульсациями в разных участках петли.
В результате проведенного в диссертации исследования получена новая информация о пространственном распределении и динамике характеристик микроволнового излучения в одиночной вспышечной петле, являющейся элементарным блоком вспышечной конфигурации.
Обоснованность научных положений диссертации
Использование в работе высококачественных данных наблюдений в разных спектральных диапазонах значительно повысило возможности всестороннего и комплексного анализа одного и того же события и понизило возможность ошибок в интерпретации микроволновых наблюдений. Согласованность этих результатов подтверждает их достоверность и обоснованность.
Кроме того, достоверность полученных результатов определяется использованием общепринятых для исследовательских центров солнечно-земной физики во всем мире интерактивного языка для обработки данных IDL (Interactive Data Language) [78] и пакета Solar Soft Ware (SSW) [26], который включает в себя несколько сотен процедур и функций, ориентированных на задачи солнечной физики, а также программное обеспечение для обработки данных различных наземных и орбитальных солнечных инструментов.
На защиту выносятся:
1. Результат анализа распределения радиояркости вдоль протяженных вспышечных петель, заключающийся в том, что в максимуме исследованных всплесков в оптически тонкой области микроволнового спектра пик яркости находится в вершинах этих петель. Интерпретация данного факта значительным (>10 раз) возрастанием концентрации релятивистских электронов в вершинах петель.
Обнаруженное изменение распределения радиояркости вдоль вспышечных петель во время отдельных микроволновых всплесков, состоящее в том, что от фазы роста к фазе спада всплеска максимумы радиояркости перемещаются от оснований петель к их вершине,
Обнаруженные различия в динамике интенсивности и наклона частотного спектра излучений, исходящих из вершины и оснований вспышечной петли, состоящие в том, что в вершине петли спад интенсивности происходит медленнее, временной профиль всплеска задерживается на несколько секунд, а уменьшение спектрального индекса на фазе спада идет в 2-3 раза медленее, чем в основаниях.
Результаты комплексного анализа квазипериодических пульсаций микроволнового излучения во время лимбовой вспышки 12 января 2000г, позволившие выявить наличие периодов Pi—16 с и Рз—9 с, синхронность пульсаций с периодом Рі по всей длине петли и наличие фазового сдвига между пульсациями в вершине петли и в ее "ноге" для спектральной компоненты Рг, а также интерпретировать 16-секундные пульсации основной гармоникой радиальных быстрых магнитозвуковых волн.
Структура и содержание работы
Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Диссертация содержит 31 рисунок, 2 таблицы и список из 102-х библиографических наименований. Общий объем диссертации 116 страниц.
Во Введении показаны актуальность и цель данной работы, сформулированы задачи исследований, кратко изложено содержание работы, приведены основные результаты, представленные к защите, показаны ее новизна, научная и практическая значимость и обоснованность положений диссертации.
Методика анализа данных
Пространственное распределение нетеплового микроволнового, а также жесткого рентгеновского (HXR) и гамма- излучения вдоль одиночной вспышечной петли несет важную информацию о процессах ускорения и кинематике частиц. Жесткое рентгеновское и микроволновое излучение генерируется электронами, имеющими различные энергии - десятки кэВ и несколько сотен кэВ, соответственно. Хорошо известно, что жесткое рентгеновское излучение приходит в основном из оснований вспышечной петли в большинстве вспышеч-ных событий, отражая высыпание энергичных электронов в плотные слои хромосферы. Однако в последнее десятилетие большое внимание уделялось HXR- источникам в вершине петли, открытым с помощью спутника Yohkoh [30]. Для их объяснения были развиты многочисленные модели (для обзора см. [31]). Многие из них предполагают, что ускорение частиц происходит вблизи вершины петли при определенных условиях.
Первые работы по изучению пространственного распределения микроволнового излучения были сделаны в 80-е годы прошлого столетия с помощью таких инструментов, как Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) и Very Large Array (VLA). В целом наблюдения показали достаточно сложную структуру микроволновых источников. Однако в некоторых случаях наблюдались и простые структуры, которые вместе с Но; - и SXR- наблюдениями позволяли отождествлять их с простыми биполярными магнитными петлями. Марш и Хефорд [14], Кунду и др. [15] впервые сообщили о двух различных типах распределения микроволнового излучения: одиночных компактных источниках в вершине петли и двойных источниках с пиками яркости вблизи оснований магнитной арки.
В последствии было много публикаций на эту тему, связанных как с наблюдениями, так и теоретическим моделированием (см. обзоры [1, 2]). Основные выводы, сделанные из модельных расчетов, заключались в следующем: источник в вершине должен наблюдаться на низких частотах, на которых он является оптически толстым, а источники вблизи оснований - на более высоких частотах, в оптически тонком режиме [2, 4, 16]. Источник в вершине на высоких частотах (в оптически тонком режиме) может наблюдаться лишь при определенных условиях, когда магнитное поле в петле почти однородно (маленькие компактные петли), а сама петля расположена вблизи центра солнечного диска, так, что угол между лучом зрения и магнитным полем вблизи оснований является очень острым [3].
В течение последнего максимума солнечной активности на радиогелиографе Нобеяма (Япония) получены радиоизображения большого числа солнечных вспышек одновременно на двух высоких частотах 17 ГГц и 34 ГГц с высоким угловым (10" и 5", соответственно) и временным (до 0.1 сек) разрешением. Некоторые из радиоисточников имели большие размеры (до 100") и были хорошо разрешены гелиографом. Это дает возможность исследовать распределение яркости, имея информацию о наклоне микроволнового спектра и, следовательно, об оптической толщине в различных частях вспы-шечной петли. В данной главе мы подробно рассматриваем пять таких радиоисточника, анализируя особенности пространственного распределения радиояркости по этим протяженным источникам и сравнивая эти особенности с предсказаниями вышеупомянутых моделей.
Радиогелиограф Нобеяма [10], созданный специально для исследований Солнца, состоит из 84 антенн диаметром 80 см каждая. Он представляет собой решетку Т-образной формы длиной 490 м в направлении восток-запад и 220 м в направлении север-юг. Поле зрения телескопа - 40 , чувствительность по потоку - 4.4 х 10 3с.е.п. Набор сырых данных для одной синтезируемой радиокарты Солнца состоит из 3486 функций корреляции, соответствующих всем возможным базам Нобеямского радиогелиографа.
В результате синтеза изображений Нобеямский радиогелиограф позволяет получать карты распределения (двумерные изображения) яркостной температуры Ть в градусах Кельвина одновременно на двух частотах 17 ГГц и 34 ГГц, а также Щ (параметра Стокса V) на частоте 17 ГГц, где R и L означают правую и левую круговую поляризацию, соответственно.
Поскольку нашей целью было изучение пространственной структуры микроволнового излучения вдоль одиночной вспышечной петли, мы отобрали те события, которые характеризовались наличием отдельного протяженного источника на частотах 17 и 34 ГГц и хорошо различимой петлеобразной структурой на обеих частотах.
Первоначальный отбор вспышечных событий проводился на основе данных для быстрого просмотра, находящихся в свободном доступе по интернет [25]. Эти данные представляют собой готовые радиокарты, которые синтезируются по упрощенной процедуре с большим шагом по времени (от 1 до 20 сек) и хранятся в FITS формате на FTP сервере NoRH.
Далее для отобранных событий мы проводили синтез изображений на основе сырых данных с помощью стандартного пакета Хана-оки и Фуджики. Интервал времени между соседними картами брался равным 1 сек, размеры карт для вспышечной области - 64 х 64 пикселей и 128 х 128 пикселей на частотах 17 и 34 ГГц, соответственно. Соответствующие размеры одного пикселя карты - 4.911" и 2.455" на этих частотах.
Отождествление петлеобразного радиоисточника с простой биполярной магнитной петлей проводилось с помощью: а) анализа карт поляризации (параметра Стокса V) на / 17 ГГц; б) наложения радиоизображений на фотосфериые магнитограм мы MDI/SOHO, а при необходимости и на рентгеновские (HXR, SXR) изображения.
Сравнение с предсказаниями модельных расчетов
Основные результаты анализа состоят в следующем. Для трех дисковых вспышек на самом начальном этапе фазы роста всплеска наблюдаются два ярких источника, которые находятся вблизи оснований. В течение главного пика всплеска максимум распределения радиояркости находится в вершине петлеобразной структуры на обеих частотах. Причем последнее верно для оптически тонких радиоисточников.
Для иллюстрации этого результата рассмотрим распределение радиояркости в пике всплеска для одного из событий - 13 марта 2000г. (рис.1.2). На самом раннем этапе развития всплеска (05:02:28 UT) были видны два ярких пика на радиокартах интенсивности для 17 и 34 ГГц (белый штрих-пунктир на рис. а и с), которые имели противоположные поляризации на / = 17 ГГц, отражающие разные полярности магнитного поля в областях, соответствующих этим двум источникам (см. рис. 1.4). Таким образом мы можем сказать, что они расположены вблизи оснований вспышечиой петли. В момент максимума (05:03:26) радиокарты на обеих частотах показывают четко выраженную петлеобразную структуру (полутон) с одиночным пиком радиояркости в ее вершине (черный контур на рис. а и с), который становится более ярким и расположен между двумя предшествующими пиками. Два предыдущих пика, видимые на фазе роста, отсутствуют.
Временные профили всплеска излучения на частотах 17 и 34 ГГц, приходящего из вершины и оснований петли показаны на рис.2Л0. Подробно рассмотрим их в следующем разделе (2.1.1).
Распределение радиояркости с источниками в вершине петли наблюдались и во время лимбовых вспышек: на всем протяжении микроволнового всплеска 12 января 2000г. (рис. 1.3) и на фазе спада каждого отдельного пика многокомпонентного всплеска 24 августа 2002г. (рис. 1.4, белый контур - на частоте 34 ГГц).
На рис. 1.3 показаны микроволновые (полутоном - на 34 ГГц, точечным контуром - на 17 ГГц) и жесткое рентгеновское (черным контуром) изображения источников вспышки 12 января 2000г. Как видно из рисунка, проекции радиоисточников имели эллиптическую форму на обеих частотах, а их центры располагались между двумя HXR - источниками, которые, как известно, указывают места сильного высыпания ускоренных электронов, то есть, основания вспышечнои петли. Таким образом благодаря наложению изображений в разных диапазонах мы установили структуру вспышечнои петли в этом событии и пришли к заключению, что микроволновые источники находятся вблизи апекса петли.
Распределение микроволновой радиояркости во время вспышек 28 августа 1999 г. и 24 августа 2002 г. будет более подробно рассмотрено в главе 2.
Магнитографические данные MDI (рис. 1.4) для всех пяти событий показывают, что с источниками в вершине петли не связаны никакие фотосферные особенности (пятна, усиления магнитного поля). В то же время MDI-карты показывают усиления магнитного поля вблизи оснований исследуемых петель.
Для количественной оценки изменения интенсивности микроволнового излучения вдоль протяженных вспышечных петель мы определили видимые оси магнитных петель и построили профили яр-костной температуры вдоль этих видимых осей (рис. 1.5). На верх 25 GHz I 17 GHz V 34 GHz I
Радиоизображения источника вспышки на фазе роста и в максимуме микроволнового всплеска 13 марта 2000г. а и с: интенсивность на частотах 17 и 34 ГГц, соответственно, с контурами на уровне 80% от максимального значения в момент пика всплеска 05:03:26 UT (черный контур) и на фазе роста 05:02:28 UT (белый штрих-пунктир). Ь: контурами показано распределение параметра Стокса V на частоте 17 ГГц на уровне 40% и 80% от локальных макимумов, черный для положительного V и белый для отрицательного V; полутоновое изображение - интенсивность на 17 ГГц.
Верхняя панель: контурные изображения источников пяти анализируемых вспышек на частоте 34 ГГц в моменты максимумов всплесков (кроме е, кот. показан на фазе спада). Контуры соответствуют уровням 0.1, 0.5, 0.75 и 0.95 от максимальных значений яркостной температуры 7 . Тонкой линией показаны видимые оси вспышечных петель. Боксами размером 10" х 10" отмечены области, для которых вычислялись временные профили потоков. Нижняя панель: пространственные профили яркостной температуры Ть на частоте 34 ГГц вдоль видимой оси петли в те же моменты, что и изображения сверху. По горизонтальной оси графиков отложено расстояние вдоль оси петли в угловых секундах, отрицательные значения соответствуют левому основанию петли для дисковых вспышек (а, с, d) и нижнему основанию для лимбовых (Ь, е). Крестики на пространственных профилях указывают на положения оснований. ней панели приведены контурные изображения источников пяти анализируемых вспышек на частоте 34 ГГц, четыре (а, Ь, с, d) - в моменты максимумов всплесков, пятый (е) - на фазе роста (00:57:41 UT). Контуры проведены на уровнях 0.1, 0.5, 0.75 и 0.95 от максимальных значений яркостной температуры, показанной на нижней панели. Тонкой линией показаны видимые оси вспышечных петель. Оси строились с помощью сплайн - интерполяции по трем точкам: двум в ногах петли и одной в месте максимальной яркости на частоте 34 ГГц.
На графиках нижней панели рисунка 1.5 показано изменение яркостной температуры Т(, вдоль оси петли в те же моменты, что и изображения сверху. По горизонтальной оси графиков отложено расстояние вдоль оси петли в угловых секундах, отрицательные значения соответствуют левому основанию петли для дисковых вспышек (а, с, d) и нижнему основанию для лимбовых (Ь, е). Нулевое значение абсциссы соответствует вершине петли, положение оснований на пространственных профилях показаны крестиками. Положения оснований определялись здесь 1) как положения противоположно поляризованных пиков параметра Стокса V на ранней стадии вспышек 13 марта 2000 г. и 23 октября 2001; 2) как положения двух жестких рентгеновских источников в событии 12 января 2000 г. (рис. 1.3); 3) как концы проекций гигантских вспышечных петель, соединяющих магнитные поля противоположной полярности (рис. 1.4) для вспышек 28 августа 1999г. и 24 августа 2002г.
Из рис. 1.5 ясно видно, что максимумы радиояркости расположены вблизи центральной части петлеобразных радиоисточников. Отношения яркостной температуры в вершине и в основания Тыт/Т р исследуемых петель (слева направо) равны: 3; 33; б; 10; 6.
Здесь мы приводим пространственные профили Ть только на / = 34 ГГц, где источники должны быть оптически тонкими (обычно г 1). В самом деле, анализ показывает (см. раздел 1.1 гл.2), что наклон спектра в диапазоне 17-34 ГГц отрицательный в течение импульсной фазы микроволнового всплеска.
Согласно данным Нобеямского радиополяриметра, регистрирующего интегральные потоки радиоизлучения Солнца одновременно на 7 частотах в диапазоне 1-80 ГГц, спектральный максимум в спек трах дисковых вспышек находится значительно ниже 17 ГГц, а для лимбовых - ниже 25 ГГц. Из рисунка 1.1 видно, что плотности потоков на / = 17 ГГц превышают плотности потоков на / = 35 ГГц в течение всей длительности всплесков (в момент максимумов - в 1,5-5 раз). Во второй главе будет показано, что это верно и для отдельных частей радиоисточииков (вершины и оснований), за исключением нижнего основания для события 24 августа 2002г. и вершины петли для события 12 января 2000г. Следовательно, исследуемые источники являются оптически тонкими практически на всем протяжении, по крайней мере на / = 34 ГГц.
Похожее распределение радиояркости по наблюдениям NoRH отмечено также в [31]. Это подтверждает, что такой тип пространственной структуры протяженных источников солнечных вспышек является достаточно общим и, следовательно, должен быть изучен более подробно.
Временные профили потоков на разных частотах
Исследование спектральной эволюции континуального микроволнового излучения вспышек до недавнего времени проводилось по наблюдениям интегрального потока Солнца. Было обнаружено динамическое уплощение частотного спектра в течение фазы роста и фазы спада импульсных микроволновых всплесков в оптически тонкой области [39]. В большинстве событий такое уплощение сопровождается одновременным смягчением жесткого рентгеновского (HXR) спектра на фазе спада интенсивности всплесков [40]. Эти закономерности хорошо объясняются в рамках модели "захвата с высыпанием" (trap + precipitation), рассматриваемой для случая нестационарной инжекции, когда учитывается уплощение энергетического спектра захваченных электронов на низких энергиях из-за кулонов-ских столкновений и различие в эволюции спектров инжектируемых и захваченных электронов [40]. В работе [41] показано, что важную роль в динамике микроволнового спектра может играть также питч-угловое распределение нетепловых электронов во вспышечной петле.
Однако, физические модели радиоисточника, используемые для объяснения этих закономерностей, не учитывают возможной неоднородности как магнитного поля, так и распределения электронов по петле. Более того, сам источник может оказаться многокомпонентным. Как показали исследования [42, 56], выполненные по наблюдательным данным ССРТ [81] и Бернского университета, изме нения спектра в таких многокомпонентных событиях всегда связано с изменением пространственной структуры области генерации. Поэтому знание о пространственной структуре источника и его динамике является принципиально важным для получения новых сведений об ускоренных электронах.
Исследования эволюции распределения микроволновой радиояркости вдоль отдельной вспышечной петли, выполненные по данным NoRH, являются пионерскими [59], поскольку существующие до радиогелиографа Нобеяма инструменты не позволяли этого сделать из-за недостаточного временного разрешения.
Основной особенностью методики анализа микроволнового излучения в этой главе являлось то, что мы анализировали излучение, приходящее из различных частей одной и той же вспышечной петли.
В главе 1 мы исследовали пространственное распределение радиояркости вдоль пяти петлеобразных радиоисточников и обнаружили, что максимум радиояркости в момент пика всплеска для четырех из них находится вблизи вершины петлеобразной структуры.
Дальнейший анализ распределения микроволновой яркости вдоль одиночных вспышечных петель показывает, что это распределение не остается постоянным в течение отдельного пика всплеска. Тем не менее, в большинстве анализируемых событий (четырех из пяти) существует одна и та же тенденция: в самом начале всплеска всегда есть временной интервал, когда пики радиояркости (или один пик) расположены вблизи оснований петли (двух или одного). Затем, ближе к моменту максимума всплеска или на фазе спада пик микроволновой яркости перемещается в область вершины петли.
Для иллюстрации этой тенденции, рассмотрим эволюцию распределения радиояркости в нескольких событиях из нашего набора.
На рисунках 2.1, 2.2, 2.3 приведены радиоизображения источников вспышек 13 марта 2000г., 28 августа 1999 г. и 23 октября 2001г., соответсвенно, на фазе роста (а), в момент максимума (Ь) и на фазе спада (с). Левая и правая колонки каждого рисунка показывают распределение интенсивности на частотах 17 и 34 ГГц, соответственно. Белым контуром отмечена интенсивность на уровне 80% от макси мума на текущий момент, черным - на момент, близкий к началу всплеска.
В средней колонке контурами показана поляризация на 17 ГГц на уровнях 40% и 80% от максимума локального пика параметра Стокса V, сплошной белой линией - положительные значения параметра V, пунктиром - отрицательные. Поляризация наложена на изображение в интенсивности на / = 17 ГГц. По осям отложены угловые секунды. Размер радиокарт равен 115" х 115".
Как видно из рис.2.1, пространственная структура радиоисточника изменяется со временем. На самом раннем этапе развития всплеска в 05:02:28 UT видны два ярких источника на радиокартах для / = 17 ГГц (а, левая колонка) с яркостной температурой Тв « 0.7 МК. Они имеют противоположные поляризации (а, средняя колонка): юго-западная компонента имеет левую поляризацию (степень круговой поляризации V/I достигает 45%), а северо-восточная - правополяризована (V/I 7%). Эти два источника по положению и знаку поляризации (необыкновенная мода) соответствуют противоположным полярностям фотосферного магнитного поля на магнитограмме SOHO/MDI, полученной за 11 минут до вспышки (рис. 1.4 главы 1). Таким образом мы можем сказать, что они расположены вблизи оснований вспышечной петли.
На радиокарте, соответствующей / = 34 ГГц в тоже самое время (а, правая колонка) видны три ярких компоненты. Две из них с яркостной температурой Т# ft 0.5 МК по положению соответствуют ярким пикам на / = 17 ГГц. Виден также третий яркий пик, расположенный между ними и немного к югу. Его положение ассоциируется с предполагаемой вершиной петли.
Затем в конце фазы роста излучение заполняет петлю более или менее равномерно. К моменту максимума 05:03:26 UT появляется новый одиночный пик радиояркости на радиокарте для 17 ГГц (Ь, левая колонка), который становится более ярким и расположен между двумя предшествующими пиками (в вершине петли). Два предыдущих пика отсутствуют. Та же картина наблюдается и на частоте 34 ГГц (6, правая колонка). Максимальные яркостные температуры Тв были ПО МК и 23 МК на частотах 17 и 34 ГГц, соответственно. Степень поляризации V/I на / = 17 ГГц в этот момент очень мала, менее 1%.
Распределение спектрального индекса по источнику
Квазипериодические пульсации микроволнового и жесткого рентгеновского излучения во время солнечных вспышек с периодом порядка 1-10 сек неоднократно отмечались в наблюдениях без пространственного разрешения [45-48], Такие пульсации обычно интерпретируются как следствие МГД-осцилляций магнитных петель (БМЗ и альвеновских), которые модулируют гиросинхротронное излучение захваченных нетепловых электронов [49], или высыпание электронов в плотные слои атмосферы [50-51]. Происхождение МГД-сцилляций, в свою очередь, связывалось с первичным энерговыделением в плотном вспышечном ядре [50] или с испарением хромосферы [51]. Позднее были предложены модели, в которых пульсации излучения связываются с осциллирующим процессом ускорения частиц в токовых слоях [9], во взаимодействующих токонесущих петлях [52], а также в одиночной вспышечной петле, рассматриваемой в качестве LCR-контура [53].
В последнее время, в связи с открытием МГД-осцилляций коро-нальных магнитных петель, непосредственно наблюдаемых в ультрафиолетовых лучах (SOHO, TRACE), резко усилился интерес к гелиосейсмологии, развивающей методы диагностики физических условий в корональных петлях по наблюдаемым характеристикам их осцилляции. Особый интерес вызывают короткопериодические (1-20 сек) МГД-волны, которые могут быть источником нагрева солнечной короны [8]. Однако, временное разрешение космических инструментов недостаточно для детального исследования этих волн. В то же время разрешение радиотелескопов вполне достаточно для обнаружения пульсаций с такими периодами. При определенных предположениях о размерах арок характеристики этих пульсаций дают возможность независимой детальной диагностики магнитного поля и плазмы в радиоисточнике [54]. Но отсутствие информации о размерах арки и о пространственном распределении амплитуды и фазы пульсаций затрудняют определение моды МГД-колебаний, а следовательно, не дают уверенности в правильности диагностики. В то же время, возможности такого инструмента как радиогелиограф в Нобеяме (NoRH) вполне адекватны для исследований различных типов короткопериодических МГД-колебаний в корон ал ьпых арках. Уже первые наблюдения радиопульсаций с помощью этого радиогелиографа позволили получить важные ограничения на типы МГД-колебаний [12,13,85,90,97].
В данной главе рассматриваются свойства вспышки с пульсациями в см-мм- и HXR-из л учении, которая наблюдалась на инструменте с высоким пространственным разрешением, причем одновременно на двух частотах, 17 и 34 ГГц. Получены данные о продольном и поперечном размерах пульсирующего радиоисточника, распределении яркостной температуры, а также о наклоне частотного спектра в разных частях вспышечной петли. Эти параметры используются для определения физических условий внутри петли. Полученные результаты накладывают ограничения на число возможных типов МГД-осциляций во вспышечных петлях и позволяют точно установить тип наблюдаемой моды.
Вспышка 12 января 2000 г. произошла на восточном лимбе (N13E80) и была зарегистрирована радиополяриметром (NoRP) и радиогелиографом (NoRH) в Нобеяме, Япония. Кроме того, она наблюдалась комплексом телескопов и спектрометров рентгеновского и гамма излучений на спутнике Yohkoh (НХТ [60], SXT [61], WBS [72]).
Временные профили потоков интегрального радиоизлучения во время вспышки, полученные Нобеямским радиополяриметром на частотах 9.4, 17 и 35 ГГц, показаны на рис. 3.1 слева.
Частотный спектр интегрального радиоизлучения в максимуме микроволнового всплеска, в 01:36:13 UTt построенный по данным Нобеямского радиополяриметра. рисунке показан частотный спектр полного излучения в максимуме микроволнового всплеска, в 01:36:13 UT, построенный по данным NoRP. Потоки на частотах 1, 2, 3.75, 9,4, 17, 35 ГГц (ромбы) аппроксимированы функцией с двойной степенной зависимостью, аппроксимирующая кривая показана сплошной линией. Частота спектрального максимума находится в диапазоне 17-35 ГГц с наиболее вероятным значением около 25 ГГц.
Спектральный анализ интегрального радиоизлучения вспышки выявил наличие 8-і-15 секундных пульсаций, модулирующих микроволновый поток. Амплитуда пульсаций во время главного (второго) пика около 100 се.п. Существование осциляций подтверждается и из анализа наблюдений с большей чувствительностью, выполненных Нобеямским радиогелиографом (NoRH).
На рис. 3.3 слева (а, с) приведены корреляционные кривые NoRH на частотах 17 ГГц и 34 ГГц, соответственно. Эти кривые p(t) получаются путем усреднения коэффициентов корреляции сигналов от наиболее удаленных друг от друга пар антенн интерферометра, т.е., они отражают изменение сигнала от источников с малыми размерами, менее 24" в зените [55]. Для каждой из этих корреляционных кривых анализировались относительные вариации сигнала фактически отражающие глубину модуляции (рис. 3.3, слева, b и d). Плавная подложка ро получена сглаживанием сигнала за 10 сек. В среднем глубина модуляции сигналов составляет 15%.
Временные профили глубины модуляции сигнала, Др/р, использовались для Фурье анализа радиопульсаций (рис. 3.3, справа), который выявил следующие компоненты: наиболее интенсивную Pi = 14 -і- 17 сек. и 7 = 8 -Ї- 11 сек. Пульсации в радиоизлучении происходят синхронно на двух частотах, а также совпадают по времени с импульсами на временных профилях жесткого рентгеновского (HXR) излучения.
