Содержание к диссертации
Введение
1 Спокойное Солнце: наблюдения в миллиметровом диапазоне и модели солнечной атмосферы 30
1 Введение 30
2 Наблюдаемая зависимость радиояркости от длины волны в миллиметровом диапазоне 44
2.1. Построения миллиметрового спектра радиояркости для спокойного Солнца 44
2.2. Определение яркостной температуры центра солнечного диска на длине волны 3.4 мм 49
2.3. Исследование зависимости миллиметрового спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности 50
3 Модельные спектры радиояркости. Сопоставление с данными наблюдений 55
3.1. Расчет модельного спектра 55
3.2. Спектр радиояркости, рассчитанный по классическим моделям атмосферы 56
3.3. Генерация миллиметрового излучения в динамической хромосфере. Спектр радиояркости для динамической модели 60
4 Обсуждение и Выводы 70
2 Исследование структуры и динамики спокойной хромо сферы по данным интерферометрических наблюдений 74
1 Введение 74
1.1. Тонкая структура хромосферы 74
1.2. Колебания в солнечной атмосфере 78
2 Наблюдения на радиоинтерферометре ВША на волне 3.5 мм 82
2.1. Методы обработки данных и построения изображений 82
2.2. Исследование чувствительности данных к обнаружению колебаний 8G
3 Исследование тонкой структуры спокойной хромосферы по наблюдениям на волне 3.5 мм 90
4 Исследование колебаний радиояркости спокойного Солнца по наблюдениям на волне 3.5 мм 95
4.1. Методы анализа 95
4.2. Анализ колебательных мод 96
4.3. Квазипериодические колебания в ячейках и на границах хромосферной сетки 101
5 Модельные колебания радиояркости в миллиметровом диапазоне, сравнение с наблюдениями 108
5.1. Спектральный анализ миллиметрового излучения, рассчитаного по динамической модели CS 108
5.2. Сопоставление модельных и наблюдаемых вариаций радиояркости 114
6. Исследование эффектов ограниченного пространственного и временного разрешения инструмента для наблюдаемых и модельных вариаций радиояркости 115
6.1. Влияние ограниченного пространственного разрешения: модель 115
6.2. Влияние конечного временного разрешения: модель 120
6.3. Влияние ограниченного пространственного разрешения: наблюдения 122
7 Обсуждение результатов и возможностей использования миллиметрового излучения для исследования хромосферной динамики 127
3 Исследование структуры и динамики активной хромо сферы по наблюдениям миллиметрового излучения активных областей 133
1 Структура активной области по наблюдениям в миллиметровом диапазоне 133
1.1. Введение 133
1.2. Исследование структуры радиоисточника над активной областью 137
1.3. Структура активной области по интерферометриче-ским наблюдениям на волне 3.5 мм 139
2 Анализ колебаний радиояркости и поляризации радиоизлучения активной области 144
2.1. Введение 144
2.2. Исследование колебаний радиоизлучения на волне 3.5 мм 147
2.3. Исследование колебаний интенсивности и поляризации радиоизлучения на волне 17.6 мм 150
3 Исследования магнитного поля на уровне генерации радио излучения активной области 169
3.1. Диагностика магнитного поля но радиоиаблюдениям 169
3.2. Определение характеристик магнитного ноля по наблюдениям на волне 17.6 мм 173
4 Обсуждение 181
Заключение 183
Приложение 186
Литература 194
- Исследование зависимости миллиметрового спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности
- Генерация миллиметрового излучения в динамической хромосфере. Спектр радиояркости для динамической модели
- Исследование тонкой структуры спокойной хромосферы по наблюдениям на волне 3.5 мм
- Структура активной области по интерферометриче-ским наблюдениям на волне 3.5 мм
Введение к работе
Солнце - типичная звезда главной последовательности класса G2V, но для нас совершенно особенная благодаря своей близости к Земле. Именно близость Солнца к Земле позволяет детально исследовать природу и структуру солнечной атмосферы, а также множество динамических явлений, возникающих в ней. В более общем смысле Солнце является гигантской астрофизической лабораторией для исследования как макроскопических, так и микроскопических процессов. Для Солнца действуют космические пространственно-временные масштабы явлений, но при этом возможно производить диагностику параметров плазмы с детальностью, недоступной для других более удаленных астрофизических объектов.
В течение почти четырех столетий изучения физической природы Солнца был накоплен огромный фактический материал: многие солнечные явления получили объяснения, была детально исследована природа многих солнечных структур, и тем не менее, Солнце, как в своем спокойном состоянии, так и в состоянии активности, не перестает удивлять и волновать умы ученых. Одним из самых загадочных и наименее изученных слоев солнечной атмосферы остается солнечная хромосфера. В первую очередь это связано с трудностями хромосферных наблюдений. Долгое время хромосфера была доступна для наблюдений только во время солнечных затмений, когда яркая фотосфера оказывалась закрытой лунным диском. В последнее время для наблюдений хромосферы используют различные фильтры, внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения, а также наблюдения на субмиллиметровых и миллиметровых волнах радиодиапазона.
Многоволновые наблюдения позволяют выявить большое разнообразие структур и неоднородностей хромосферы. Например, флоккулы лучше всего видны в излучении далеких УФ линий, таких как Ol ПО nm
или Не I 50.4 пга, а также на более длинных волнах (Mg I h и к или Са II Н и К). Пятна в виде депрессий излучения проявляются только в линиях, формирующихся в нижней хромосфере, а спикулы, фибрилы, зерна и волокна лучше видны в линии На. Уникальная информация о всем многообразии структур как спокойной, так и активной хромосферы, может быть получена из наблюдений в диапазоне миллиметровых и субмиллиметровых волн, излучение которого формируется на высотах солнечной хромосферы.
Помимо сильной структурированности, хромосфера также является чрезвычайно динамичной, демонстрируя как периодические, так и непериодические вариации. Для хромосферы спокойного Солнца одной из поразительных особенностей является значительное различие между колебательным поведением хромосферной сетки (границы супергранул) и внутренних областей супергранул. В то время как во внутренних областях супергранул широкополосный акустический спектр колебаний имеет максимум около Зх-минутного периода, для хромосферной сетки характерны колебания с периодом 5 минут и выше (Rutten & Uitenbroek, 1991; Lites et al., 1993). Однако следует отмстить, что из наблюдений излучения разных спектральных диапазонов, формирующегося на разных высотах, следуют более сложная динамическая картина спокойной хромосферы (Deubner & Fleck, 1990).
Обнаружение колебаний в хромосфере над солнечными пятнами породило большой интерес к исследованию динамических процессов в атмосфере активных областей (см. обзор Lites, 1992). Наблюдения последних лет, выполненные с космических аппаратов (SOHO, TRACE), позволили значительно расширить знания о колебательных процессах в хромосфере и переходной области активных областей. В свою очередь, регистрация колебаний в переходной области активных областей в радиодиапазоне (Gelfreikh et al., 1999) открыла новые возможности исследования динамики активных областей с использованием радиоданных.
Структура хромосферы в большой степени определяется конфигурацией магнитных полей, в то время как хромосферная динамика диктуется нижележащими неоднородностями структуры и их динамическим поведением. Взаимодействие между распространяющими в хромосфере возмущениями и магнитными полями в условиях сложной геометрии определяет хромосферу как самый интригующий слой солнечной атмосферы. Для спокойных и активных областей на Солнце характерны разные конфигурации магнитного поля. В спокойном Солнце магнитное поле организовано в виде мелкомасштабных магнитных силовых трубок, сконцентрированных на границах супергранул, и создающих практически регулярную структуру. Магнитные конфигурации в активной области являются значительно неоднородными и часто имеют сложную структуру.
В целом, хромосферные магнитные поля являются связующим звеном между корональними магнитными структурами и их фотосферны-ми основаниями, т.е. образуют переход от фотосферных силовых трубок к корональным петлям и открытым силовым линиям. Предположительно для связи фотосферных и корональных образований служат такие структуры магнитного поля, как магнитный купол, холодные и горячие петли, а так же наклонные силовые линии. Измерения магнитного поля на хромосферных высотах, используя стандартную технику зеема-новского расщепления линии, затруднены тем фактом, что большинство чувствительных к эффекту хромосферных линий являются размытыми и оптически толстыми, более того обладают сложным механизмом формирования. Поэтому для верхней хромосферы и переходного слоя уникальной является возможность прямой оценки магнитного поля активных областей на основе радиоданных (Гельфрейх, 1972; White &; Kundu, 1997; Lee et al., 1999).
Особенность хромосферного излучения заключается в том, что наблюдения в разных диапазонах приводят к противоречащим друг дру-
гу выводам. С одной стороны, наблюдения хромосферы в УФ-линиях свидетельствуют о наличии на всем солнечном диске яркой ячеистой структуры с высокой температурой вещества. В то же время, в спектре хромосферы присутствуют излучение молекул, например моноксида углерода СО, которое генерируется на тех же высотах, что и УФ-излучение, но требует относительно низких температур (около 4000 К). Подобные противоречия можно устранить использованием данных, полученных в радиодиапазоне, в частности на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Миллиметровые волны объединяют в себе преимущества как линий молекулы СО, которые чувствительны к холодному газу, так и УФ-линий и оптического континуума, которые, в основном, несут информацию о горячем газе.
В начале 70х годов в предисловии к американскому изданию книги "Спокойное Солнце" Эдварда Гибсона директор Национальной обсерватории Китт-Пик Лео Голдберг писал: "Самой важной из неразгаданных тайн, окружающих спокойное Солнце, все еще остается причина, вызывающая резкое возрастание температуры солнечного вещества от 4500 К в фотосфере до 2000000 К в короне без нарушения первого закона термодинамики". За прошедшие 30 лет был достигнут значительный успех в понимании строения солнечной атмосферы и развитии модельных представлений. В настоящее время принято считать, что вне областей концентрации магнитного поля нижней хромосферы нагрев происходит за счет диссипации звуковых волн, в то время как нагрев верхней хромосферы и короны происходит, очевидно, за счет магнитных эффектов. Но тем не менее, окончательные ответы на вопросы о строении атмосферы, о нагреве внешних слоев атмосферы и создаваемом им распределении температуры еще не найдены.
Актуальность
Интерес к солнечной хромосфере объясняется тем, что она находится между хорошо изученными "холодной" фотосферой и "горячей" магнит-
ной короной. Физические характеристики вещества в хромосфере определяются процессами, проходящими в более глубоких и плотных зонах солнечной атмосферы - фотосфере и подфотосферных слоях, фактически являясь их отражением и развитием. В свою очередь, хромосфера выступает в роли критического пограничного слоя, который определяет само существование и свойства короны. Без четкого представления о хромосферных явлениях невозможно понять корональные процессы. Хромосфера представляет собой слой, где фотосфера с преобладанием влияния вещества над магнитным нолем (/3 > 1, /3 — B//gn) переходит в корону с доминирующим влиянием магнитных сил ((3 < 1). Изучение хромосферы и ее взаимодействия с другими слоями можно, несомненно, считать решающим для понимания строения солнечной атмосферы в целом.
Одним из актуальных и широко обсуждаемых вопросов солнечной физики является вопрос о том, можно ли хромосферу рассматривать как стационарную среду, в которой динамические эффекты играют второстепенную роль и не определяют ее структуру, или же хромосфера находится в крайне динамичном состоянии, когда усредненные по времени характеристики не могут достоверно описать ее строение. В настоящее время существуют два основных типа моделей солнечной атмосферы. К первому типу относятся стандартные стационарные модели, такие как VALIII (Vernazza et al., 1981) и FAL (Fontenla et al., 1993), построенные полуэмпирически на основе данных далекого УФ, с привлечением наблюдений оптического и частично радио диапазонов. Второй тип -это динамические модели, представляющие собой самосогласованное решение гидродинамических уравнений совместно с уравнением переноса излучения, и описывающие распространение звуковых волн в атмосфере (модель CS - Carlsson к Stein, 1992, 1995, 1997, 2002).
Многочисленные наблюдения хромосферы, выполненные в УФ и оптическом диапазонах, не позволяют сделать окончательный выбор меж-
ду указанными двумя подходами к строению атмосферы ввиду значительной "нелинейности" диагностики солнечной плазмы в этих диапазонах. Поэтому в диссертации предлагается использовать для диагностики наблюдения солнечного радиоизлучения в коротковолновой части радиодиапазона (миллиметровые волны). Преимущество радиодиапазона заключается в том, что интенсивность радиоизлучения линейно зависит от яркостной температуры, известны механизмы и источники непрозрачности, при этом для радиоизлучения в хромосфере практически всегда выполняются условия ЛТР. Таким образом, появляется новая, удобная и независимая возможность тестирования моделей атмосферы.
Кроме диагностики солнечных моделей существует три актуальных направления использования данных миллиметрового излучения. К ним относятся: исследование тонкой структуры спокойной и активной хромосферы, исследование хромосферных динамических процессов в спокойном Солнце и в активных областях, а также изучение магнитосфер активных областей. Исследование структуры хромосферы но мм данным дает прямую информацию о пространственном распределении атмосферных параметров и о строении хромосферных слоев. Изучение локальных колебаний и волн в спокойном и активном Солнце на мм волнах позволяет продвинуться в решении актуальных вопросов переноса энергии во внешние слои и нагрева хромосферы. А использование радионаблюдений для количественных оценок магнитного поля в хромосфере и переходном слое активной области является практически единственным способом получения информации о магнитном ноле на этих высотах.
К сожалению, во многих случаях существующие радионаблюдения миллиметрового диапазона не обладают необходимой пространственной разрешающей способностью чтобы обнаружить отдельные тонкоструктурные образования хромосферы (элементы хромосферной сетки, осциллирующие элементы, характерные для динамических моделей, мелкомасштабные магнитные структуры в активных областях). Поэтому осо-
бый интерес представляют наблюдения на интерферометрических системах ВША (Berkely-Illinois-Maryland Millimeter Array, США) и NoRH (Nobeyama Radioheliograph, Япония) с разрешением около 10" (угл. сек.), использование которых дает уникальную возможность исследования строения хромосферы в спокойном и активном состояниях, ее тонкой структуры и локальных магнитных конфигураций. Анализ временных рядов таких наблюдений может стать ключевым для определения роли хромосферной динамики и, возможно, способствовать пониманию истинной природы солнечной хромосферы.
В диссертации представлены результаты исследования солнечной хромосферы по всем выше указанным направлениям.
Цель работы. В диссертации ставятся и решаются следующие задачи:
Уточнение наблюдаемой зависимости радиояркости спокойного Солнца от длины волны, используя опубликованные данные измерений в миллиметровом диапазоне длин волн, и исследование зависимости полученного спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности. Получение расчетных спектров радиояркости спокойного Солнца на основе стандартных стационарных и динамических моделей атмосферы, сопоставление полученных результатов с уточненным наблюдаемым спектром.
Анализ миллиметрового излучения, генерируемого в условиях динамической атмосферы, описываемой моделью CS: определение вклада разных атмосферных слоев в интенсивность выходящего излучения, оценка модельных вариаций радиояркости, исследование спектральных характеристик модельных вариаций; оценка возможности использования миллиметровых наблюдений для исследования хромосферной динамики.
Обнаружение и исследование тонкой структуры спокойной хромосферы и активных областей по наблюдениям в миллиметровом диапазоне с высоким угловым разрешением.
Исследование квазипериодических колебаний радиояркости спокойного Солнца но данным интерферометрических наблюдений в миллиметровом диапазоне, изучение наблюдательных характеристик обнаруженных колебаний, поиск структурных образований в хромосфере, ответственных за динамическое поведение миллиметрового излучения. Сопоставление наблюдаемых в миллиметровом излучении вариаций радиояркости и модельных оценок колебаний по динамической модели CS.
Исследование колебательных мод в коротковолновом радиоизлучении активных областей разного типа, изучение природы колебаний путем сопоставления радиоколебаний с конфигурацией магнитного поля в активных областях и динамикой изменения магнитной структуры. Определение характеристик магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области по наблюдениям миллиметрового диапазона.
Научная новизна. В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:
Получены первые свидетельства циклических вариаций радиоизлучения миллиметрового диапазона (для волн длиннее 3.5 мм) на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности.
Впервые исследованы свойства миллиметрового радиоизлучения в динамической хромосфере спокойного Солнца, представленной моделью CS. Получен вывод о высокой чувствительности излучения мм диапазона к динамическим процессам, связанным с распространением ударных волн в хромосфере.
Предложен и использован новый метод диагностики состояния хромосферы и тестирования стационарных и динамических моделей спокойного Солнца, который заключается в сопоставлении рассчитанных по моделям и наблюдаемых характеристик мм излучения, таких как радиояркость разных структурных образований и изменения радиояркости со временем.
На основе анализа интерферометрических наблюдений на волне 3.5 мм получены первые наблюдательные подтверждения наличия колебаний радиояркости в миллиметровом излучении, предсказываемых динамическими моделями солнечной хромосферы. Выполнено сопоставление результатов наблюдений и модельных динамических расчетов.
Исследована двумерная тонкая структура коротковолнового радиоизлучения областей спокойного Солнца и активных областей на масштабах порядка 10", что для миллиметрового диапазона было выполнено впервые.
Исследованы квазипериодические колебания в интенсивности и поляризации для активных областей тормозного типа, при этом впервые анализ выполнен для разных структурных образований в активной области с привлечением данных об изменениях фотосфер-ного магнитного поля и ноля допплеровских скоростей.
Научная и практическая значимость работы
Диссертация посвящена исследованиям солнечной хромосферы по данным наблюдений на миллиметровых волнах радиодиапазоиа. В работе продемонстрировано, что мм наблюдения как спокойного Солнца, так и активных областей, выполненные с высоким пространственным разрешением, могут быть использованы для решения основных задач современной физики солнечной атмосферы и хромосферы, в частности. В
настоящее время основными источниками информации о солнечной хромосфере являются наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, для которых характерна значительная нелинейность диагностики. Поэтому, в обобщенном смысле, научная значимость представленных в диссертации результатов заключается в привлечении внимания солнечных исследователей к уникальным возможностям и преимуществам, предоставляемым наблюдениями солнечной хромосферы в мм диапазоне длин волн, и в обосновании необходимости дальнейших наблюдений на инструментах с высокими пространственной и временной разрешающими способностями.
Вывод о чувствительности мм излучения к динамическим процессам в хромосфере, полученный в диссертации, открывает новые возможности для исследования истинной природы хромосферы и поиска ответа на вопрос о ее стационарном или динамическом состоянии. В свою очередь, обнаружение и исследование колебаний радиояркости в спокойном Солнце позволяет сопоставлять полученные из наблюдений вариации с модельными расчетами и тестировать разные динамические модели. Выводы о наличии в мм радиоизлучении спокойного Солнца и активных областей тонкой структуры на пространственных масштабах ~ 10", для которой характерны квазипериодические изменения, а также о существовании депрессии мм излучения в области над солнечными пятнами, несомненно, являются важными для построения более полных представлений о структуре солнечной хромосферы.
Апробация работы
Основные результаты диссертации изложены в 17-ти печатных работах и были представлены в 15-ти докладах на российских и международных конференциях: XXVII радиоастрономическая конференция "Проблемы современной радиоастрономии" (С.-Петербург, 10-14 ноября, 1997), Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-98 (Prague, 9-12 September, 1998), научная конференция "Достижения и проблемы сол-
нечной радиоастрономии" (С.-Петербург, 6-9 октября, 1998), 8th SOHO Workshop "Plasma Dynamics and Diagnostics in the Solar Transition Region and Corona" (Париж, Франция, 22-25 июня, 1999), школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия на пороге XXI века" (Пущнно, 10-11 апреля, 2000), Joint European and National Astronomical Meeting 2000 JENAM-2000 (Москва, 29 мая - 3 июня, 2000), Solar and space weather Euroconference 'The Solar Cycle and Terrestrial Climate" (Santa Cruz de Tenerife, Spain, 25-30 September, 2000), International Meeting "THEMIS and the new frontiers of solar atmosphere dynamics" (Rome, 19-21 March, 2001), конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца" (КрАО, п. Научный, Крым, Украина, 4-9 июня, 2001), Всероссийская Астр, конференции ВАК-2001 (С-Петербург, 6-12 августа, 2001), конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (Н.Новгород, 2-7 июня, 2003), IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity" (С.Петербург, 14-19 июня, 2004), а также докладывались на семинарах АН СПбГУ.
Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения, Приложения и списка цитируемой литературы.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ
Во Введении обоснована актуальность темы диссертации, показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований, дано развернутое описание целей выполненной работы, показаны ее новизна, научная и практическая значимость. Сформулированы основные положения, выносимые автором на защиту.
Исследование зависимости миллиметрового спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности
К настоящему моменту существует ряд достоверных наблюдательных доказательств наличия вариаций как интегрального потока излучения, так и спектрального потока, на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности (Frohlich, 2000; Solanki et al., 2001). Так, анализ спектров УФ-линий Неї 54.8 nm, MgX 60.9 nm и 62.4 nm, NeVIII 77.0 nm, и Nv 123.8 nm, полученных на спектрографе SUMER/SOHO, выявил, что для данных спектральных линий, формирующихся в хромосфере, переходной области и короне, характерно усиление яркости вблизи фазы максимума цикла солнечной активности (Schuhle et al., 2000). Вывод о наличии циклических изменений в спокойном Солнце на корональных высотах подтверждается микроволновыми наблюдениями спокойной составляющей радиоизлучения Солнца. Вариации уровня и спектра постоянной составляющей радиоизлучения на масштабах 11-летнего цикла были впервые выявлены по результатам наблюдений спокойного Солнца в 19 цикле активности (Tanaka, 19G4; Соболева, 19G5; Zieba Sz Gula, 1976). В работах Боровик & Курбанов (1992); Медарь (2000) на основе многоволновых наблюдений Солнца на РАТАН-600 в ходе 21, 22 и 23 циклов было обнаружено, что в диапазоне волн 8-32 см уровень спокойного Солнца в максимуме цикла активности на 15-40% превышает уровень в фазу минимума, причем данный эффект увеличивается с длиной волны.
Природа обнаруженных вариаций интегрального и спектрального потоков до конца не изучена. Значительная доля вариаций излучения может быть обусловлена влиянием активных областей и других комплексов активности. Например, в микроволновом диапазоне в силу несовершенства методов разделения излучения спокойной и активной составляющих влияние источников повышенного радиоизлучения (распавшиеся или зарождающиеся активные области, флоккулы и др.) может быть учтено не полностью. Однако, существенную долю циклических вариаций обычно связывают с изменениями в строении и структуре атмосферы спокойного Солнца в ходе цикла солнечной активности: это могут быть изменения, охватывающие всю солнечную атмосферу, например, изменения конвективного нагрева, или же усиление излучения магнитных элементов в спокойном Солнце (магнитной сетки) вблизи максимума цикла, например, посредством увеличения доли площади покрытия данными элементами. В работе Muller Sz Roudier (1994) было показано, что на уровне фотосферы именно изменение магнитного потока, вызывающее усиление фотосферной магнитной сетки, является ответственным за вариации излучения в ходе цикла активности. Значительный разброс получаемых оценок для вариаций излучения УФ-линий, формирующихся в хромосфере и переходном слое (Schiihle et al, 2000), не позволяет сделать окончательный вывод о наличии циклических изменений в структуре спокойного Солнца на высотах хромосферы. Поэтому независимое подтверждение существования вариаций или доказательство их отсутствия для хромосферных высот представляет большой интерес. Циклические вариации интегрального радиоизлучения Солнца па волнах короче 20 мм, формирующегося на хромосферных высотах, исследованы мало. Для данного диапазона существенной является оценка возможных искажений, вносимых S-компонентой при построении спектра спокойного Солнца по данным измерений в различные периоды активности Солнца. Так, в работе Боровик (1979) было показано, что обнаруженные ранее циклические вариации в радиоизлучении спокойной компоненты на А=3.2 см, составляющие 10-15% от уровня невозмущенного Солнца по данным (Tanaka, 1964; Zieba &; Gula, 1976), обусловлены излучением слабых активных областей, отнесенных к постоянной составляющей. Анализ многоволновых наблюдений Солнца на РАТАН-600 в ходе 21, 22 и 23 циклов выявил, что в коротковолновой части сантиметрового диапазона (2-4 см) уровень радиоизлучения спокойных областей в пределах точности измерений (5%) не меняется в течение всего солнечного цикла (Боровик & Курбанов, 1992; Медарь, 2000). Тем не менее, в работах Wrixon & Hogg (1971); Пелюшенко (1985) было продемонстрировано, что в диапазоне миллиметровых волн вклад S-компоненты в интегральное радиоизлучение Солнца меньше 5% и не превышает 1-1.6% от уровня излучения спокойного Солнца в годы минимума активности, и дана верхняя оценка в 2-4% для периода активного Солнца.
Из Рис. 1.5, где отображен наблюдаемый спектр радиояркости спокойного Солнца на миллиметровых волнах, следует, что в длинноволновой части миллиметрового диапазона яркостные температуры центра солнечного диска, относящиеся к фазе максимума цикла активности (светлые кружки), несколько превышают значения для минимума солнечного цикла (темные кружки). Для количественного анализа циклических вариаций миллиметровой радиояркости спокойного Солнца был выполнен поиск аппроксимирующих функций отдельно для яркостных температур, полученных в минимуме и максимуме ряда циклов солнечной активности. С целью сведения к минимуму систематических ошибок наблюдений для анализа были использованы только измерения, полученные методами сравнения сигналов Солнца и Луны (методы "а", "Ь", "с" и "d") и на инструментах с размером диаграммы направленности, не превышающим 15 . Использование данного критерия для объединения экспериментальных данных позволило уменьшить разброс абсолютных значений яркостных температур. Для создания равномерной заполненности диапазона были определены средневзвешенные значения на промежутках с равным логарифмическим шагом, и полученные ошибки среднего использовались при аппроксимации для введения весов измерений.
В пункте 2.1. было показано, что среди трех типов функций (линейная, степенная и логарифмический полином второго порядка) наилучшее согласие с измерениями достигается при использовании функции вида Ть = со + С\ IgA + ( (lg Л)2 в качестве аппроксимирующей. Для измерений, относящихся к максимуму и минимуму цикла активности, полученные зависимости такого вида представлены на Рис. 1.6 вместе с доверительным интервалом по уровню 1 7 в виде сплошных кривых и пунктирных кривых, соответственно, и имеют следующий вид,
Генерация миллиметрового излучения в динамической хромосфере. Спектр радиояркости для динамической модели
Для определения комбинации, описывающей наблюдения наилучшим образом, был использован метод наибольшего соответствия и вычислена приведенная сумма квадратов остаточных погрешностей \2, используя формулу (1.2). Полученные значения фактора заполнения а, минимизирующие величину х2) и соответствующие им значения остаточных погрешностей представлены в Таблице 1.1. Расчеты были выполнены для всей совокупности данных с известными ошибками измерений и для инструментов с диаграммой направленности, не превышающей 15 (первый столбец Таблицы 1.1), а также отдельно для измерений, выполненных по методу сравнения сигналов от Солнца и Луны, относящихся к фазам минимальной и максимальной солнечной активности (столбцы 2-3). Несмотря на то, что визуально (см. Рис. 1.8) все значения фактора заполнения дают приблизительно одинаковое согласие с данными измерений, минимальное значение х2 достигается при а = 0.19. Среднеквадратиче-ское отклонение данных в этом случае составляет 4.8%. Для сравнения в Таблице 1.1 приведены значения х2 отдельно для модельных спектров FALAiiF.
Данные наблюдений, относящиеся к фазе минимума цикла активности, наилучшим образом описываются комбинацией моделей FALA и F при значении фактора заполнения а = 0.07 (%2=1.2, среднеквадратиче-ское отклонение 2.4%). В свою очередь, для измерений вблизи максимума цикла минимальное значение х2=4.4 (среднеквадратическое отклонение 3.8%) достигается для комбинации моделей со значением а = 0.15. Таким образом, для адекватного описания наблюдаемых яркостных температур в максимуме солнечной активности требуется больший вклад горячей составляющей FAL F в двухкомпонентную модель, чем для фазы минимума активности. Данный результат может служить дополнительным свидетельством существования вариаций радиояркости на мм волнах в ходе цикла солнечной активности.
Для анализа радиоизлучения миллиметрового диапазона, формирующегося в условиях динамической хромосферы, была использована последовательность модельных атмосфер, полученная в результате динамических расчетов Carlsson & Stein для немагнитного спокойного Солнца (модель CS, которая подробно описана в 1). Длина временной реализации, использованной для анализа, составила 3200 с, начиная с момента t = 400 с после начала моделирования до момента t = 3600 с. Модельные атмосферы были рассчитаны с 10-секундным шагом по времени, достаточным для обнаружения изменений состояния атмосферы с характерным 180-секундным периодом. Два волновых периода (t = 500 — 680 с и t = 2300 — 2480 с) были рассмотрены более детально с использованием временного шага 0.1 с.
Модельный спектр яркостных температур Ть в субмиллиметровом и миллиметровом диапазонах был рассчитан по формуле (1.4) для всех моментов времени, т.е. для всех модельных состояний динамической хромосферы. При этом, для получения стабильности численного решения в присутствии ударных волн параметры модельных атмосфер, рассчитанные по программе переноса НЛТР-излучения MULTI (Carlsson, 1992), были интерполированы на равномерную сетку высот с количеством слоев равным 30000. Полученные яркостиые температуры Ть представлены на Рис. 1.9 как функции длины волны и времени. Для увеличения контраста изображен спектр избыточных яркостных температур, т.е. разница между Ть(А) в каждый момент времени и спектром, усредненным по всей временной длине реализации. На Рис. 1.9Ь, с, d отображены горизонтальные разрезы двумерного спектра ТЦА, t) для трех длин волн -0.1 мм, 3.4 мм и 10.0 мм, характеризующие изменения 7], со временем.
Как видно из рисунка, в миллиметровом излучении динамической атмосферы четко выделяется 180-секундный период, связанный с распространением звуковых волн. Однако разные периоды времени характеризуются разными спектрами ТЦА). Так, наряду с промежутками вре-мении с исключительно высокими значениями избыточных яркостных температур, например, период t = 500 — 680 с, отмеченный на Рис. 1.9, можно выделить промежутки времени с незначительными избыточными Ть на всех волнах рассматриваемого диапазона, например, период t = 2300 - 2480 с.
Внимательный анализ Рис. 1.9 позволяет обнаружить временную задержку колебаний радиояркости на более длинных волнах относительно коротких волн мм дапазона. Рассматривая моменты времени, соответствующие индивидуальным пикам яркости зависимостей Tb(t) для разных длин волн, были получены значения временных сдвигов, которые для длин волн 0.1 мм и 3.4 мм составили 21 с, а для 0.1 мм и 10.0 мм - 23 с, при этом вариации яркости на коротких волнах опережают колебания на более длинных волнах диапазона. Для излучения на волнах 3.4 мм и 10.0 мм разность фаз оказалась незначительной и близкой к нулю. В целом, полученные оценки временных задержек для излучения разных длин волн свидетельствует о возможном использовании совместных наблюдений субмм и мм диапазонов для идентификации стоячих и распространяющихся волн, в то время как наблюдения на нескольких волнах мм диапазона не позволят провести такой анализ.
Согласно Рис. 1.9, с ростом длины волны пики яркости становятся выше и уже, достигая максимальной амплитуды в интервале длин волн 1-5 мм. В длинноволновой части мм диапазона амплитуда яркостных колебаний начинает уменьшаться. Характерное поведение Ть на разных волнах для нескольких предельных состояний атмосферы, отмеченных на Рис. 1.9, продемонстрировано на Рис. 1.10 вместе со спектром, полученным усреднением по всем рассчитанным спектрам. Отметим, что для значительной части мм диапазона усредненный по времени спектр близок к спектру, представляющему спокойную фазу, т.е. фазу с незначительным спектром избытка. Таким образом, спокойный спектр доминирует при усреднении по времени, поскольку моменты усиления радиояркости непродолжительны.
Исследование тонкой структуры спокойной хромосферы по наблюдениям на волне 3.5 мм
В хромосфере газовое давление уменьшается с высотой быстрее, чем магнитное давление внутри силовой трубки. Поэтому магнитные силы начинают преобладать над газовым давлением и происходит расширение магнитной силовой трубки с высотой. В результате расширения может происходить соединение соседних трубок и заполнение всей горизонтальной плоскости магнитной плазмой, т.е. образование так называемого "магнитного покрова" (magnetic canopy) (Корр h Kuperus, 1968; Jones & Giovanelli, 1982). Такой сценарий поведения магнитных силовых трубок был подтвержден детальными двумерными нестационарными моделями, представленными в работе Steiner et al. (1998).
Нагрев хромосферы за счет энергии магнитного ноля локализован в скоплениях магнитных элементов и приводит к повышенному хромосферному излучению данных областей, расположенных в виде сетки. Такая структура получила название "хромосферної! сетки", которая совпадает с магнитной фотосферной сеткой. При длительном усреднении регистрируемого излучения по времени хромосферная сетка совпадает с границами супергранул, поэтому для ее обозначения также используют термин "границы ячеек супергрануляции".
Внутренние области ячеек хромосферної! сетки свободны от сильного магнитного поля и характеризуются более низким хромосферпым излучением. Для их обозначения используют такие термины как "межсеточное пространство", "внутренние области ячеек", "внутренние области хромосферної! сетки" (internetwork). Магнитное поле в этих областях существует в виде слабых магнитных элементов, как правило дипольного характера, имеющих малые размеры (2-10"), недолгое время жизни и создающих структуру типа "соль-перец" (Livingston к. Harvey, 1971).
В радиодиапазоне первые указания на наличие нерегулярной структуры в распределении радиояркости но солнечному диску, являющейся отражением неоднородностей радиоизлучения хромосферной сетки, по-видимому, были приведены в работе Simon (1971) при анализе наблюдения затмения 30.06.1970 на волнах 3.3 мм и 3.5 мм. В результате другого затменного наблюдения 15.12.1982 на волне 3.2 мм были определены следующие параметры хромосферных неоднородностей: характерный размер 35", контраст со средним уровнем спокойного Солнца 3% (Иванов и др., 1984). На более длинной волне 8 мм в работе (Ефанов и др., 1975) были найдены две группы неоднородностей с характерными размерами (1.6-3.4)" и (17-40)" и превышением радиояркости на 5000 К и 1300 К, соответственно. Впоследствии затменные результаты, полученные на мм волнах, были подтверждены наблюдениями на крупных радиотелескопах, а обнаруженные пространственные неонородности хромосферного радиоизлучения были названы радиогрануляцией, которая соответствует типичным размерам супергранул. Так, исследование мелкомасштабной структуры спокойного Солнца с двумерным разрешением 31" на волне 8.5 мм (Hachenberg et al., 1978) выявило наличие неоднород-ностей с характерным размером (38.5-40)" и невысоким превышением яр-костной температуры над средним спокойным Солнцем, составляющим 170 К.
Интсрферометрические наблюдения с пространственным разрешением порядка 30" также подтвердили существование радиогрануляции, хотя интерпретация измерений такого рода требует большой аккуратности (например, Janssen et al., 1979). Следует отметить, что в сантиметровом диапазоне длин волн наиболее подробное исследование радиогрануляции было выполнено на основе наблюдений на РАТАН-600 с высоким разрешением но одной из координат ножевой диаграммы направленности (Богод & Корольков, 1975; Гельфрсйх и др., 1977). Было выявлено, что всем ярким деталям радиогрануляции соответствуют яркие узлы хромосферной сетки, а темным деталям радиоизображений - центры супергранул, при этом разность яркостных температур этих компонент составляет 5000-12000 К на волне 2.3 см.
Таким образом, двумерная структура солнечной хромосферы но данным мм диапазона исследована с детальностью не превышающей 30". Однако наблюдения других спектральных диапазонов свидетельствуют о наличии более тонкой структуры, с характерными масштабами порядка (5-10)" и меньше. Подобное угловое разрешение может быть реализовано при наблюдениях с использованием современных радиоинтерферометров, но как было отмечено выше, интсрферометрические измерения требуют аккуратного подхода к анализу и интерпретации полученных данных.
Колебательные движения в солнечной атмосфере были обнаружены в оптическом диапазоне в начале 60х годов (Leighton et al., 19G2) в виде допилеровских сдвигов в линиях, возникающих в фотосфере и нижней хромосфере. Позднее были найдены также флуктуации интенсивности в спектральных линиях, таких как На, Call Н и К, и в УФ-континууме, формирующихся в хромосфере и переходной области.
Колебательные процессы, происходящие в солнечной атмосфере, в сильной степени связаны с магнитным полем. В наблюдениях с высокой степенью надежности установлено различие колебательных мод для центров и границ ячеек (Jensen к, Orrall, 1963; Cram, 1978; Lites et al., 1993), что продемонстрировано на Рис. 2.2, где изображены усредненные спектры мощности наблюдаемых допилеровских скоростей в линии Call Н, полученные в работе Lites et al. (1993) для внутренних областей (штриховая кривая) и границ хромосферной сетки (сплошная кривая).
Для хромосферной сетки основным периодом является 5-минутный и более длинные периоды, которые более отчетливо проявляются в допилеровских сдвигах, чем в интенсивности излучения. При этом пятиминутная мода представляет собой колебания в широком диапазоне периодов 3-12 мин. В работе Kneer h von Uexkiill (1983) было показано, что одним из возможных сценариев возникновения данных мод могут быть смещения оснований магнитных силовых трубок под воздействием грануляционных движений. В работах Kalkofen (1996, 1997) был предложен вариант магнитозвуковых волн для объяснения наблюдаемых динамических эффектов.
Структура активной области по интерферометриче-ским наблюдениям на волне 3.5 мм
Для исследования была выбрана область солнечного диска вблизи центрального меридиана без проявлений активности (см. Рис. 2.3). Изображения выбранной области в шести спектральных диапазонах представлены на Рис. 2.6. Для сравнения с радиоизображениями ВША на Л=3.5 мм, полученными 31.08.2003 в период времени (16:00-24:00 UT), использовались следующие наблюдения других спектральных диапазонов: - магнитограмма продольной компоненты магнитного поля (MDI/SOHO 19:11 UT 31.08.2003) - 195 А изображение: в основном излучение в линии FeXll, формирующейся в короне при Т = 1.5 х 106 К (EIT/SOHO 19:13 UT 31.08.2003) 304А изображение: излучение в линии Неї, формирующейся при Т = 105 К (EIT/SOHO 19:19 UT 31.08.2003) - изображение в линии На (BBSO 19:02 UT 31.08.2003) - изображение в линии Call Н (BBSO 16:37 UT 31.08.2003) радиоизображение на волне Л=17.6 мм (частота 17 ГГц, радиогелиограф NoRH), полученное усреднением изображений за период 23:00-23:59 UT с учетом солнечного вращения.
Среднее время жизни структур в атмосфере спокойного Солнца составляет несколько часов, поэтому, несмотря на неполное совпадение времени получения изображений разных длин волн, может быть выполнено сопоставление изображений и структур, выделяемых на них. Для этого все изображения были приведены к моменту времени 19:00 UT посредством учета солнечного вращения и выровнены друг относительно друга, используя изображения всего солнечного диска. Изображения ВША были получены с разрешением 10", радиоизображения на частоте 17 ГГц имеют 12-секундное разрешение, а разрешение оптических и УФ-данных составляет (2-4)". Отметим, что излучение в линиях На и Call К формируется на хромосферных высотах при Т та 6000 — 8000 К, т.е. на тех же высотах, что и радиоизлучение на А=3.5 мм. Яркостная температура солнечного диска на частоте 17 ГГц составляет 10000 К, таким образом, радиоизлучение этой частоты формируется выше в хромосфере.
Как видно из Рис. 2.6, для рассматриваемой области спокойного Солнца характерно отсутствие сильного магнитного ноля: наибольшее значение поля на магнитограмме соответствует всего 120 Гс, при этом только 5% отсчетов имеют магнитное поле, превышающее 20 Гс. Изображение области в линии На также лишено ярко выраженных деталей. Однако, на волне 3.5 мм в радиоизображении выделяется тонкая структура, состоящая из темных и ярких деталей, аналогичная структуре хромосфер-ной сетки, проявляющейся в изображении спокойного Солнца в линии кальция. Области повышенного радиоизлучения на волне 3.5 мм представляют из себя довольно узкие нерегулярные структуры, окружающие более крупные области меньшей яркости (Рис. 2.6).
В радиоизображении на волне 17.6 мм имеется ярко выраженная депрессия излучения в восточной части поля зрения, которая на 2000 К холоднее окружающего фона с Т = 10000 К, при этом самая яркая деталь поля зрения превышает уровень фона на 1000 К. Депрессия излучения не проявляется в других спектральных диапазонах кроме радиоизлучения на волне 3.5 мм. В изображении на волне 3.5 мм эта деталь также является самой холодной, на 400 К холоднее среднего значения радиояркости изображения и на 2000 К холоднее самой яркой детали карты. Положения депрессии на двух радиокартах совпадают не полностью, однако, данная деталь является стационарной, и мы можем быть уверены, что это одна и та же структура на двух изображениях. Следует отметить, что анализ данных MDI, полученных за несколько дней до и после даты 31.08.2003, не выявил в данной области наличия какой-либо оптической структуры.
Для отождествления структур радиоизлучения на волне 3.5 мм со структурами других спектральных диапазонов был проведен корреляционный анализ изображений и определены значения коэффициентов корреляции между изображениями спокойной области в разных спектральных диапазонах. На Рис. 2.7 приведен пример наложения контуров изображения на волне 3.5 мм и контуров продольного магнитного поля на изображение в линии Call К. Яркие магнитные элементы, как правило, являются более яркими и в линии Call К. Кроме того, яркие детали радиоизображения соответствуют областям повышенного излучения в линии кальция.
Однако поскольку поле зрения лишено четко выраженных яркостиых структур, то коэффициенты корреляции между изображениями разных спектральных диапазонов не велики. Так, коэффициент линейной корреляции между изображением в линии Call К и абсолютными значениями продольного магнитного поля составляет всего 0.15, а между изображениями в линиях Call К и На он равен 0.01. Коэффициенты корреляции между радиоизображениями на Л=17.6 мм и Л=3.5 мм составляют 0.23 для линейной корреляции (коэффициент Пирсона) и 0.19 для ранговой корреляции (коэффициент Спирмана). Отметим, что некоторое влияние на значение коэффициента корреляции оказывает разница в пространственном разрешении изображений. Так, если изображение в линии кальция привести к разрешению радиоизображения, то линейный коэффициент увеличится от 0.15 до 0.18.
Несмотря на недостаточно высокие значения корреляция, в частности для радиоизображений на двух длинах волн, мы можем утверждать, что обнаруженная тонкая структура радиоизлучения спокойного Солнца на волне 3.5 мм является реальной. Данный вывод подтверждается тем фактом, что для активной области было получено великолепное согласие между радиоизображениями и данными других диапазонов (см. Главу 3). При этом наблюдения активной области проводились одновременно с наблюдениями спокойного Солнца и были использованы одни и те же методы обработки.
