Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Организация автоматизированной работы с данными радиометра Уссурийской астрофизической обсерватории 24
1.1. Описание инструмента 24
1.2. Вычисление величин радиопотока 26
1.3. Организация автоматизированной работы с данными радиометра. 30
1.3.1. Автоматизация обработки наблюдений и организация доступа к данным радиометра УАФО 30
1.3.2. Методика восстановления профилей мощных радиовсплесков 31
1.3.3. Перевод записей радиоизлучения с бумажного носителя в цифровой вид 33
1.4. Сравнительный анализ данных, получаемых на радиометре УАФО, с данными других обсерваторий у, 38
1.4.1. Сравнение величин радиопотока, полученных в УАФО, с данными обсерваторий Пентиктон (Penticton) и Хирайсо (Hiraiso) 38
1.4.2. Сравнительный анализ наблюдений радиовсплесков 39
1.4.3. Обзор данных за последние годы наблюдений 41
1.4.4. Задачи, которые могут решаться с использованием данных РТ-2.. 42
1.5. Краткие итоги главы 1 44
Глава 2. Возможности оценки параметров выброса по спектру отрицательного радиовсплеска 45
2.1. Обзор явлений, наблюдаемых в эруптивных событиях 45
2.2. Вспышечные эрупции с длительной экранировкой солнечного излучения 51
2.2.1. Событие 1: 29.04.1998 51
2.2.2. Событие 2: 27/28.05.2003 53
2.3. Характеристики радиоизлучения спокойного Солнца на частотах 1 -17 ГГц 56
2.4. Модель для оценки параметров выброса по данным интегрального потока радиоизлучения на ряде частот 59
2.5. Результаты главы 2 64
Глава 3. Исследование событий с «отрицательными радиовсплесками» 65
3.1. Анализ наблюдений 65
3.1.1. Событие 3: 15/16.06.2000 65
3.1.2. Событие 4: 01.01.2005 г 68
3.1.3. События 5 и 6: 06.02.2002 и 07.02.2002 71
3.1.4. Событие 7: 01/02.06.2002 73
3.2. Оценка параметров выбросов 76
3.3. Обсуждение результатов, полученных для событий 1 - 7 78
3.3.1. Результаты анализа наблюдений в событиях 3 -7 78
3.3.2. Причины «отрицательныхрадиовсплесков» 79
3.3.3. Причины обширных потемнений в канале 304 А 81
3.4. Выводы к главе 3 , 83
Глава 4. Комплексное исследование эруптивного события 13 июля 2004 г. Аномальные эрупции 84
4.1. Анализ наблюдений в различных диапазонах спектра 84
4.1.1. Наблюдения в На: эрупция волокна и волна Мортона 84
4.1.2. Наблюдения события в канале Ґ71 А 87
4.1.3. Корональные возмущения на изображениях SOHO/EIT 195 88
4.1.2. Крупномасштабное потемнение на изображениях SOHO/EIT 304 А 91
4.1.4. Выброс, наблюдавшийся радиогелиографом Нобеяма на 17 ГГц 92
4.1.5. КЕМ на изображениях SOHO/LASCO 93
4.1.6. Данные интегрального радиопотока 94
4.2. Оценка массы поглощающего вещества 95
4.3. Волна Мортона, «волна EІТ», радиовсплеск II типа и передний край КВМ как проявление единого волнового фронта 99
4.4. О характере возбуждения ударной волны 106
4.5. Сценарий события 111
4.6. Аномальные эрупции волокон 113
4.7. Результаты главы 4 119
Заключение 121
Литература 125
- Вычисление величин радиопотока
- Модель для оценки параметров выброса по данным интегрального потока радиоизлучения на ряде частот
- Корональные возмущения на изображениях SOHO/EIT 195
- Аномальные эрупции волокон
Введение к работе
Изучение солнечной активности необходимо для понимания фундаментальных аспектов физики плазмы и процессов, происходящих на удаленных звездных объектах, прогнозирования влияния солнечных явлений на околоземное пространство и наземные технические системы. Важны исследования солнечной активности на различных временных масштабах - от долговременных вариаций до спорадических проявлений. Одним из значимых источников информации о солнечной активности является солнечное радиоизлучение. Его регулярные наблюдения характеризуют текущий уровень солнечной активности и дают важные сведения о процессах в солнечной атмосфере.
С помощью радиотелескопов, регистрирующих интегральный поток радиоизлучения Солнца, ведутся патрульные наблюдения на ряде выбранных частот в диапазонах от метрового до сантиметрового. Станции расположены на разных долготах и распределены по всему земному шару. Радиотелескоп РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории (УАФО) ведет наблюдения с 1990 г. на частоте 2,804 ГГц (10,7 см) в интервале 22:00-06:00 всемирного времени. Интегральный поток солнечного радиоизлучения на волне 10,7 см - F10.i - является одним из важнейших индексов, широко используемым для диагностики солнечной активности и в моделях состояния космической погоды. Индекс Fio.7 является наиболее точным из индексов и имеет прозрачный физический смысл, характеризуя состояние корональной плазмы. Записи индекса Fi0.7 образуют длинный ряд непрерывных наблюдений, охватывающий более чем 60-летний период времени. В задачи наблюдений на волне 10,7 см входят продолжение ряда F107, характеризующего медленно меняющийся компонент солнечного радиоизлучения, т. е. общее состояние солнечной короны, и мониторинг вспы-шечных процессов. Данные наблюдений на патрульных радиотелескопах могут использоваться и в исследованиях конкретных вспышечных событий. В 2002 г. Б.А. Капустиным на РТ-2 была введена цифровая система регистрации данных, что потребовало создания программных средств их обработки. Актуальность методической части работы определяется необходимостью создания калиброванных записей радиометра в
стандартных форматах, разработки методик и программ их обработки, просмотра и анализа в целях совершенствования мониторинга Fi07 и эффективного использования данных РТ-2 в исследованиях вспышечных событий.
Для диагностики вспышечной активности Солнца важны наблюдения связанных со вспышками изменений микроволнового потока - отклика на спорадические процессы в солнечной короне. В некоторых вспышечных событиях наблюдаются так называемые «отрицательные радиовсплески», представляющие собой временное понижение интегрального потока ниже квазистационарного уровня радиоизлучения до и после всплесков. Первое событие с «отрицательным всплеском» было зарегистрировано А.Э. Ковингтоном 19 мая 1951 г. на частоте 2,8 ГГц после импульсного радиовсплеска [1*]. Дальнейшие наблюдения и одновременная регистрация таких явлений в разных обсерваториях, а также сравнение с оптическими наблюдениями подтвердили реальность и солнечное происхождение таких радиовсплесков. В 1969 г. А.Э. Ковингтон ввел новый тип всплеска - всплеск-«поглощение» (ABS - absorption), профиль которого можно описать как постепенное уменьшение, а затем увеличение радиопотока. Это явление было объяснено А.Э. Ковингтоном как результат поглощения радиоизлучения в веществе эруптивного протуберанца. Такие депрессии радиоизлучения появляются преимущественно после импульсного всплеска и иногда называются послевсплесковьш уменьшением потока.
При отождествлении первых «отрицательных всплесков» с явлениями, наблюдаемыми в оптическом диапазоне, было установлено, что их появлению предшествовала активизация волокон: в центре линии На и ее крыльях наблюдались серджи, поглощавшие часть вспышечного излучения. При дальнейших исследованиях был сделан вывод, что в оптическом и радиодиапазоне наблюдаются разные фазы эрупции волокон: в На поглощающие фрагменты находились относительно низко, они были меньше по размерам и имели большую плотность по сравнению с фрагментами в микроволновом диапазоне. Модель поднимающегося и расширяющегося (или опускающегося и сжимающегося) облака холодного газа может быть применима для случая как поглощения в линии На, так и микроволнового поглощения, но в разные моменты времени.
Возможными причинами микроволновых «отрицательных всплесков» считаются временное затенение локального радиоисточника облаком холодного поглощающего вещества либо временное исчезновение или ослабление источника [2*-4*].
В ранних исследованиях для выяснения, вызваны ли события с «отрицательными радиовсплесками» поглощением или временными вариациями радиопотока, проводился совместный анализ микроволновых данных с данными наблюдений в линии На. В настоящее время наличие как наземных, так и внеатмосферных наблюдений дает возможность исследования таких событий по данным различных диапазонов спектра, позволяя изучить их в деталях и понять их причины.
Актуальность работы обусловлена следующим. Поскольку «отрицательные радиовсплески» предположительно связаны с эруптивными явлениями, происходящими на фоне солнечного диска, исследование таких событий по совокупности наблюдений в различных спектральных диапазонах представляется перспективным для получения новых сведений о солнечных эрупциях. Количественные характеристики «отрицательных всплесков», наблюдающихся одновременно на ряде частот микроволнового диапазона, могут нести диагностическую информацию о параметрах вещества выброса.
Диссертация посвящена исследованию солнечных событий, в которых наблюдались «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне, с использованием данных в различных диапазонах излучения. Почти все исследуемые события были выявлены по записям интегрального потока радиоизлучения, полученным на радиотелескопе РТ-2 Уссурийской обсерватории.
Цель работы заключается в решении следующих основных задач: 1. Разработка требуемых для совершенствования мониторинга солнечной активности и исследования «отрицательных всплесков» методик автоматизированных обработки и анализа данных радиометра Уссурийской обсерватории и реализующих эти методики программных средств. Разработка методик и программных средств со-
вместного анализа данных радионаблюдений и солнечных изображений, полученных в различных диапазонах излучения. Создание и пополнение архива калиброванных данных в общепринятых форматах.
-
Сравнительный анализ данных радиометра Уссурийской обсерватории и данных других обсерваторий для оценки качества наблюдений.
-
Комплексный анализ наблюдений событий с «отрицательными радиовспле-сками» по данным в различных спектральных диапазонах с целью получения новых сведений об эруптивных явлениях.
-
Оценка параметров затеняющего вещества по наблюдаемым характеристикам «отрицательных радиовсплесков».
Научная новизна работы состоит в следующем:
Разработан новый метод диагностики плазмы выброса по записям интегрального потока микроволнового излучения на нескольких частотах.
Проведен комплексный анализ наблюдений ряда солнечных вспышечных событий, сопровождавшихся микроволновыми «отрицательными всплесками».
Установлен существенный вклад в депрессию излучения при «отрицательном всплеске» затенения обширных областей спокойного Солнца.
Установлено, что в событиях с «отрицательными радиовсплесками» могут наблюдаться крупномасштабные потемнения в канале 304 А, не имеющие аналогов в корональных каналах.
Выявлено два сценария экранирования солнечного диска веществом эруптивного волокна: 1) экранирование самоподобно расширяющимся волокном при сохранении его формы и магнитной структуры и 2) экранирование эруптивным волокном, существенно изменяющим форму, с возможным разбрасыванием части его вещества по обширной солнечной поверхности. Второй сценарий назван далее аномальным.
Выполнены уникальные детальные измерения кинематики эруптивных структур в солнечном вспышечном событии, наблюдавшемся в канале 171 А с вы-
соким временным разрешением. Измеренное ускорение носило импульсный характер, длилось 2 мин, достигло 4 км/с2 (-20 g) и сменилось замедлением -1,6 км/с .
Впервые согласованы наблюдавшееся в эруптивном событии распространение волны Мортона и «волны EIT» со скоростью дрейфа радиовсплеска II типа и кинематикой переднего края коронального выброса (КВМ). Это показывает, что перечисленные явления в данном событии были проявлением единой замедляющейся корональной ударной волны.
Установлено, что ударная волна в исследованном событии была возбуждена резко ускорившейся эруптивной структурой как импульсным поршнем. Анализ данных мягкого рентгеновского излучения показал несостоятельность предположения о возбуждении ударной волны импульсом давления от вспышки.
Научная и практическая значимость
Разработаны методики и программные средства для первичной обработки данных РТ-2, их калибровки и совместного анализа с изображениями Солнца в различных диапазонах излучения. Создан и пополняется архив наблюдений на РТ-2, доступный через Интернет.
Метод диагностики параметров плазмы выброса по многочастотным записям интегрального радиопотока позволяет без данных с пространственным разрешением оценить параметры выброса на фоне солнечного диска, включая его массу.
Разработанная аппроксимация связанных с распространением ударных волн радиовсплесков (тип П, дрейфующий континуум) позволяет описать дрейф во всем диапазоне частот наземных наблюдений.
Вывод о возбуждении корональных ударных волн импульсными эруптивными структурами, но не вспышками позволяет решить многолетнюю проблему их происхождения.
Полученные результаты показывают целесообразность мониторинга солнечной активности на ряде фиксированных частот диапазона 1-10 ГГц и измерений не только возрастаний радиоизлучения, но и его депрессий.
Достоверность
Основные методические разработки внедрены в повседневную работу на РТ-2 и прошли практическую проверку в Уссурийской обсерватории в течение ряда лет, а также при исследованиях солнечных эруптивных явлений с их использованием. Достоверность полученных физических результатов подтверждается их согласованностью при использовании разных методов и данных в различных диапазонах спектра.
Положения, выносимые на защиту:
-
Разработанные в целях совершенствования мониторинга солнечной активности и исследования депрессий интегрального потока микроволнового излучения Солнца («отрицательных всплесков») методики автоматизированной обработки данных радиометра Уссурийской обсерватории и их совместного анализа с данными различных обсерваторий, а также реализующий эти методики комплекс программ.
-
Результаты комплексного анализа ряда событий с «отрицательными всплесками». Метод оценки параметров поглощающего вещества по многочастотным записям интегрального потока микроволнового «отрицательного всплеска». Вывод о возникновении «отрицательных всплесков» вследствие поглощения излучения не только локальных радиоисточников, но и обширных площадей спокойного Солнца.
-
Вывод о существовании класса эрупций волокон с трансформацией («разрушением») их магнитной структуры и разбрасыванием их вещества по обширной солнечной поверхности, предположительно происходящих в результате взаимодействия магнитных полей волокна и окружающей короны. Свойства аномальных эрупций, выявленные в результате анализа эпизодических наблюдений.
-
В результате комплексного исследования эруптивного события по данным наблюдений в различных спектральных диапазонах показано, что волна Мортона, «волна ЕГГ», радиовсплеск II типа и внешний край КВМ - проявления единого фронта замедляющейся ударной волны, возникшей в активной области при импульсной эрупций волокна.
Личный вклад автора
Во всех исследованиях, изложенных в работе, автор принимал участие в постановке задачи, интерпретации результатов анализа и формулировке выводов.
Личный вклад автора в исследования, представленные в работах [1, 3, 5]: разработка методик и реализующих их программ для автоматизированной обработки данных наблюдений радиометра Уссурийской обсерватории; выполнение сравнительного анализа данных, полученных в разных обсерваториях; участие в создании архива данных. Почти все использованные в работе наблюдательные данные радиометра Уссурийской обсерватории получены при участии автора.
Автор участвовал в разработке модели для оценки параметров поглощающего вещества и ее программной реализации [4, 8]. В исследованиях, представленных в работах [2, 4, 6-15], автор участвовал в обработке данных и совместном анализе наблюдений исследуемых событий в различных спектральных диапазонах; выполнил оценку параметров поглощающего вещества по разработанной модели; провел существенную часть измерений кинематики наблюдаемых явлений.
Апробация работы
Основные результаты работы докладывались на следующих конференциях:
Nobeyama Symposium on Solar Physics (NBYM06-1), Nobeyama, 15-16 марта 2006 г. (, файл Grechnev_20060315_2.ppt);
Всероссийская конференция «Солнечная и солнечно-земная физика - 2009», Санкт-Петербург, 5-11 июля 2009 г.;
Международная конференции «Физика Солнца: наблюдения и теория». Научный (КрАО), 6-12 сентября 2009 г.;
Всероссийская конференция «Солнечно-земная физика», посвященная 50-летию создания ИСЗФ СО РАН. Иркутск, 28-30 июня 2010 г.;
Международная конференция «Физика солнечной плазмы и активность Солнца», Научный (КрАО), 5-11 сентября 2010 г.;
Конференция ВАК-2010 «От эпохи Галилея до наших дней». САО РАН.
13-18 сентября 2010 г.
Международная конференция «Солнце от спокойного к активному - 2011», ФИАН, 29 августа-2 сентября 2011 г.
Практической апробацией полученных результатов явилось их использование при мониторинге солнечной активности, при обработке и анализе данных РТ-2 совместно с данными других обсерваторий. Практической апробацией явилось также успешное выполнение Интеграционного проекта СО РАН - ДВО РАН № 4 «Природа солнечной активности и ее геоэффективные проявления», проектов ДВО РАН 09-І-П7-01 и 09-П-СО-02-002.
Публикации
По теме диссертации опубликовано 15 статей, из них 5 - в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов диссертаций.
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения. Общий объем составляет 133 страниц. Диссертация содержит 69 рисунков и 6 таблиц. Список литературы включает 129 наименований.
Вычисление величин радиопотока
Вычисление величин радиопотока от Солнца в относительных единицах производится по методике, использующей в качестве эталона излучение черного тела в термостате. В результате калибровок в начале и конце наблюдений получаются значения антенной температуры г/, которые затем пересчитываются в потоки радиоизлучения с использованием переводного коэффициента.
На рис. 1.2 показана процедура измерений, производимых для определения антенной температуры. Обозначим антенную температуру при наведении на Солнце как Г/, на небо - Г/, сигнал из тракта эквивалента равен температуре эталона Тэ, которая измеряется электронным термометром (Тд « 300 К). На рис. 1.2 отсчеты выходного прибора обозначены следующим образом:
Ступень калибровки Гщ при переключении на генератор щума необходима для проверки стабильности усиления.
При калибровке также проверяется и при необходимости корректируется частота настройки гетеродина.
Ее величина 1000 К, точность измерения ограничивается несколькими факторами: стабильностью температуры в термостате, точностью начального наведения на Солнце, возможными ошибками сопровождения и стабильностью коэффициента передачи в фидерном тракте от облучателя до модулятора. Вклад температурных флуктуации в термостате составляет « 3 %, т.к. изменение температуры не превышает ± 10 К между зимними и летними месяцами. Влияние ошибок наведения и сопровождения составляет « 2% при максимальной абсолютной ошибке 40 . Нестабильность потерь входного тракта оценить трудно, ошибка принята равной 4% [1]. Суммарная погрешность измерения антенной температуры составляет « 5%.
Для определения значений радиопотока в солнечных единицах потока (1 с.е.п. = Ю-22 Вт/(м2-Гц)) необходима абсолютная калибровка телескопа, которая может быть выполнена двумя способами [29]:
- с помощью определения параметров антенны и аппаратуры,
- с использованием эталонного радиоисточника.
Патруль солнечного радиоизлучения требует большой стабильности и чувствительности приемников, абсолютная калибровка представляет собой трудоемкую часть работы и требует больших технических усилий, поэтому такая работа выполняется лишь немногими обсерваториями. Наиболее надежная абсолютная калибровка в микроволновом диапазоне может быть выполнена с использованием эталонного радиоисточника размерами в несколько метров [105]. Этот метод, в частности, метод «искусственной Луны» [29], обеспечивает наименьшую погрешность измерений (1 -2%). В некоторых обсерваториях калибровка проводится методом сравнения радиоизлучения Солнца и Луны [6, 33]. Согласно [30] средняя яркостная температура Луны на X = 11 см определяется выражением:
Чувствительность РТ-2 по плотности потока FMUH = 2кАТмин / Аэфф [9] ]ри ибычно используемой постоянной времени 1 с оценивается в « 0,5 с.е.п. Поток радиоизлучения от Луны на частоте 2,8 ГГц составляет « 0,3 - 0,4 с.е.п., поэтому точность определения g была бы низкой. Поэтому для РТ-2 калибровка по радиоизлучению Луне неприемлема, а перевод значений антенных температур ТАС в величины радиопотока в с.е.п. осуществляется методом относительной калибровки с привязкой к эталону. Переводной коэффициент К (FC=KTAC) определяется по результатам систематически производимых привязок к величинам радиопотока на той же частоте, публикуемых обсерваторией Пентиктон (Канада), выполняющей эталонные измере-ния.
Уравнение регрессии между значениями антенной температуры (в К) в УАФО и радиопотоком (в с.е.п.) в Пентиктон имеет вид FneHmmmOH=KTAC{yAoo) + C+
Значения коэффициентов К и С за 2002 - 2010 г. приведены в табл. 1.1, а на рис. 1.3 в качестве примера представлена зависимость Fn =/(ТА (УЛФСО) за 2004 г Величина переводного коэффициента 1С имеет сезонные вариации (в пределах 5%) максимальные значения приходятся на февраль и весенние месяцы минимальные - на осенние месяцы. Возможно одной из причин сезонных вариаций К является неточность выставления антенны по склонению. Другие причины пока остаются невыясненными. Проверка величины переводного коэффициента осуществляется каждый месяц, и его величина корректируется.
Модель для оценки параметров выброса по данным интегрального потока радиоизлучения на ряде частот
Радионаблюдения в диапазоне 1- 00 ГГц, где оптическая толщина короны изменяется на порядок величины, можно попытаться использовать для оценки параметров выброса. Зависимость радиопоглощения от параметров поглощающего вещества и частоты регистрируемого радиоизлучения дает возможность оценить параметры поглотителя по радиоданным на нескольких частотах.
Предположим, что холодное вещество выброщенного волокна поглощает только фоновое излучение областей спокойного Солнца. Пусть имеются профили радиопоглощения на нескольких частотах. Тогда кинетическая температура поглотителя не должна превышать яркостной температуры спокойного Солнца на максимальной частоте, где наблюдается поглощение. Поскольку величина радиопоглощения зависит от частоты, на которой проводятся наблюдения, температуры и концентрации поглотителя, это дает возможность оценить некоторые параметры выброса.
Величина потока линейно зависит от яр-костной температуры и от площади излучающей поверхности:
Отношение интегрального потока излучения в отрицательном всплеске к потоку спокойного Солнца определяется выражением:
Здесь FQS - интегральный радиопоток от спокойного Солнца, T s и Г/ - ярко-стные температуры спокойного Солнца и затеняющего экрана, А и As - площади солнечного диска и экрана.
Излучение спокойного Солнца частично поглощается в среде, через которую оно распространяется, и при этом среда вносит свой вклад. В общем случае яркост-ная температура на выходе поглотителя с температурой Т2 и оптической толщиной т, на вход которого падает излучение с температурой Тх, равна
Таким образом, яркостную температуру экрана Г/ можно найти из (2), задавая его кинетическую температуру Ts и оптическую толщину rs на какой-либо частоте v, а значения г, и г2 находим из выражений (2.4 - 2.6) при заданной высоте 2. Задавая еще площадь экрана As, можно попытаться подобрать эти четыре параметра таким образом, чтобы рассчитанные из (2.1) значения были близки измеренным из наблюдений значениям. Значения яркостных температур и радиорадиусов в зависимости от частоты для спокойного Солнца были взяты из табл. 2.1. Для того чтобы обеспечить самосогласованность модели, в расчетах использовались значения яркостных температур и радиорадиусов, а потоки пересчитывались из них. Следует также учитывать, в какой фазе солнечного цикла произошло исследуемое событие, чтобы делать соответствующие поправки к значениям потоков радиоизлучения спокойного Солнца. При оценке параметров поглощающего экрана с помощью рассмотренной модели (когда затеняются только области спокойного Солнца) получаются большие значения его площади - порядка 30% от площади солнечного диска. Это кажется маловероятным, поэтому рассмотрим случай, когда экран затеняет как область спокойного Солнца, так и локальный радиоисточник. В модели учитывается затенение источника теплового тормозного излучения. Нетепловое излучение во время импульсного всплеска во внимание не принимается, поскольку депрессия радиоизлучения наблюдается либо до него, либо после. Поток от радиоисточника в оптически тонкой области спектра можно измерить по изображениям радиогелиографа Нобеяма на частоте 17 ГГц [88]. Значение потока от затеняемого радиоисточника во время «отрицательного» всплеска может быть несколько больше или сравнимо с его величиной до события.
Предвсплесковый уровень радиоизлучения при условии, что площадь радиоисточника A о«г намного меньше площади солнечного диска Л где TsBour - яркостная температура радиоисточника. В модели используется приведённая яркостная температура источника TBR, равномерно распределённая по площади экрана Ду, которую можно рассчитать, определив Fsour из радиоизображений:
В случае затенения локального радиоисточника будет существенна и его оптическая толщина, и выражение (2.2) для Тв приобретает более громоздкий вид. Для упрощения предполагается, что экран затеняет область, состоящую из комбинации радиоисточника и участков спокойного Солнца и имеющую площадь, равную площади экрана. Предполагается также, что эквивалентная кинетическая температура этой области Т0, и ее распределение однородно. Если радиоисточник оптически тонкий, то в отсутствие затенения экраном его яркостная температура Г V = Т е и T0=TChr+TAR. Если радиоисточнин оптически толстый, то эквивалентная кинетическая температура этой области равна Г0 = Тм. При иоделированни иарьируются оптически тонкая и толстая составляющие изучения теплового источника, что позволяет получить рассчитываемую по (2.7) кривую близкой к реальным результатам измерений.
Среднюю концентрацию электронов пе и массу поглощающего вещества т можно найти с помощью выражений (2.3) и где L - геометрическая толщина поглощающего облака, тр - масса протона. Степень ионизации предполагается близкой к 100%. Если данные наблюдений не позволяют определить форму поглощающего облака, в первом приближении можно принять, что его геометрическая толщина L «у[А . Она может быть существенно меньшей, если облако представляет собой тонкий слой, поэтому получаемые величины массы являются максимальными оценками. Однако зависимость массы от геометрической толщины довольно слабая (как VI). Неопределенность геометрической глубины является недостатком метода определения массы поглотителя из радиоданных.
Таким образом, с помощью предложенной модели можно оценить такие параметры поглощающего вещества, как его кинетическая температура, оптическая толщина, высота над хромосферой и площадь затеняющего облака. Найденные параметры позволяют выполнить оценку массы выброса.
Опишем подробнее методику нахождения параметров поглощающего вещества в случае, когда для события имеются записи «отрицательных радиовсплесков» на разных частотах достаточно высокого для измерения глубины поглощения качества.
1. Из наблюдательных данных находим глубину радиопоглощения в выбранный момент времени на каждой из имеющихся частот в предположении, что происходит поглощение излучения областей спокойного Солнца. Для этого из профилей радиоизлучения F на каждой частоте производится вычитание предвсплеско-вого уровня F/,, суммирование этой разности с величиной радиопотока спокойного Солнца FQs, ВЗЯТОЙ ИЗ табл. 2.1, а затем нормирование к этой величине. Пример нормированных профилей показан на рисунках следующей главы.
2. В действительности во время «отрицательного» всплеска происходит поглощение радиоизлучения как от спокойного Солнца, так и от радиоисточника, поэтому желательно иметь оценку его радиопотока. По изображениям Солнца, полученным с помощью радиогелиографа Нобеяма на частоте 17 ГГц, можно определить поток от теплового радиоисточника до или во время события на этой частоте. Эта оценка является приблизительной величиной и может изменяться (например, поток может быть меньше, если затеняется часть радиоисточника).
3. Перерасчет измеренных ранее значений максимального радиопоглощения с учетом затенения не только областей спокойного Солнца, но и радиоисточника выполняется программой. Измеренные в п.1 значения представляют собой величины {F-Fb+FQS)/FQs, в модели же аппроксимируются величины (F-Fb+FQS+Fsoury (Fos+Fsour). Поскольку уоток ко тадиоисточника ари иасчетах харьируется, ,добно использовать измеренные в п.1 величины поглощения только для спокойного Солнца и далее выполнить их пересчет.
4. С помощью компьютерной программы методом последовательных приближений можно подобрать значения яркостной температуры, оптической толщины, высоты экрана и его площади так, чтобы полученные из выражения (2.7) отнощения наилучшим образом соответствовали наблюдаемым величинам поглощения. После предварительной грубой оценки параметров методом подбора их значения можно уточнить последовательной программной оптимизацией каждого из них. Таким образом, мы получим оценки параметров поглощающего экрана.
5. Теперь из выражения (2.3), используя найденные значения оптической толщины TS и кинетической температуры Ts, можно определить плотность (концентрацию частиц пе) в поглощающем облаке. Используя найденное значение площади экрана As, можно сделать оценку его геометрической глубины Zииз (2.8) определить массу поглотителя.
Корональные возмущения на изображениях SOHO/EIT 195
Эрупция волокна вызвала значительные возмущения в короне, представленные на рис. 4.5 в интервале 00:24-01:26. На кадрах а,е показаны изображения части солнечного диска до и после эруптивного события, на кадрах б-г и е-з приведены фиксированные разностные изображения с компенсацией солнечного вращения.
На рис. 4.5в,г,е наблюдаются короткоживущие перемещающиеся потемнения, вероятно, обусловленные поглощением излучения выброшенным веществом. Речь идет о структурах 1-3, 2-6, 2-5, 7, появившихся севернее и северо-восточнее активной области и существовавших в течение нескольких десятков минут. При своем развитии отдельные потемнения и занятая ими площадь распространялись на север и северо-восток. Подобно волоконному куполу в На, они охватили значительную часть северо-западного квадранта солнечного диска.
Некоторые из них совпадали с соответствующими структурами волоконного выброса в На. другие же не имели оптических аналогов. Например, восточное потемнение 1 -3, показанное на рис. 4.5в,г,е, в течение всего времени своего развития совпадало с ветвями выброса 1-4-3 в линии На {рис. 4.1в-д). Темный элемент 6, видимый Б канале 195 А на кадре (е) является аналогом фрагмента 6, который в На двигался в направлении северного полюса (рис. 4.1г, д). С другой стороны, структура 2-5 на кадрах (в, г, е) наблюдается в канале 195 А как образование с наиболее сильным потемнением, но в то же время она не видна в линии На. То же самое, по-видимому, можно сказать и о восточном коропальном потемнении 7. Это свидетельствует о том, что плазма, выброшенная в процессе эрупции, содержала образования разной температуры и плотности, что обеспечило разнообразное сочетание кратковременных поглощений в хромосферной линии На и коропальном канале 195 А.
Рис. 4.5з показывает два глубоких долгоживущих димминга В1 и В2 около постэруптивной аркады, соединенных у ее вершины темной аркой У-образной формы. Сравнение кадров (а, д. з) показывает, что димминги образовались в результате значительного потемнения или исчезновения компакгных корональных структур, которые ранее были яркими. Такие димминги возникают вследствие уменьшения плотности плазмы в корональных структурах и перемешаться не могут. На рис. 4.5г,ж,з наблюдается также неглубокое потемнение 80, движущееся в сторону северного полюса.
Крупномасштабные возмущения в короне хорошо заметны и на последовательных разностных изображениях, представленных на рис. 4.6. Слабые неглубокие возмущения охватили всю северо-восточную часть солнечного диска во временном интервале 00:24-01:26. На рис. 4.5в и рис. 4.66 овалом показана область уярчения, в которой выделяются три широких сектора: юго-восточный, северо-восточный и северо-западный. Яркость их неодинакова; превышение ее над квазистационарным уровнем составляет всего 5-15 ед/пиксель, тогда как яркость областей спокойного Солнца - примерно 40-50 ед/пиксель и 5-21 ед/пиксель - в корональной дыре. Овал расішшяется, его последующее положение на солнечном диске показано пунктирной дугой на. рис. 4.6в, т.е. часть фронта овального уярчеиия в -00;24 проелсжинается и в 00:36. Овал па рис. 4.66 заметно асимметричен относительно центра эрупции: его часть, направленная к центру Солнца, значительно меньше обращёниой наружу, а часть, паправленная на юго-запад - существенно меньше направленной на северо-восток. Возмущения на изображениях в различных диапазонах были значительными к северо-востоку от активной области, а к юго-западу - существенно слабее.
Почти идеальная овальпая форма уярчения в 00:24 и его расширение, видимое на следующем кадре в 00:36 (рис. 4,66,в), предполагают его волновую природу и возможную связь с волной Мортона. Следующие факты также подтверждают это: 1) его конфигурация отличается от главных компонент КВМ (см. раздел 4.1.6); 2) яркость его восточной части почти такая же, как и западной, если не выше, тогда как восточная часть КВМ на изображениях LASC0/C2 значительно слабее западной; 3) наблюдаемая скорость овала 700 км/с, что сравнимо со скоростью волны Мортона.
Таким образом, рис. 4.5 и 4.6 показывают, что эрупция волокна вызвала значительные возмущения в короне, наблюдаемые как в виде уярчений, так и виде поглощений. Они распространились по области, превышающей площадь северозападного квадранта солнечного диска.
Аномальные эрупции волокон
Во всех исследованных событиях понижение яркости участков солнечного диска до уровня ниже квазистационарного и не совпадавших с корональными дим-мингами было вызвано поглощением части солнечного излучения в холодном экране. Таким экраном является плазма эруптивных волокон (протуберанцев). Возможны два сценария экранировки. В первом случае форма и, соответственно, магнитная структура эруптивного волокна не претерпевают существенных изменений. Такое волокно, уходя от солнечной поверхности, расширяется и выглядит как движущийся экран, размеры которого растут, а непрозрачность падает. Возможно, примером такого сценария является событие 2 (27/28.05.2003).
Во втором сценарии вся или существенная часть холодной массы эруптивного волокна не покидает Солнце в составе КВМ, а разбрасывается по большой площади над солнечной поверхностью, что произошло в событии 13.07.2004 и, предположительно, в событии 1 (29.04.1998). Такой сценарий не исключен и для события 4 (01.01.2005), в котором размеры поглощающего облака, наблюдаемого в канале 304 А, многократно превышали размеры волокна, и его положение отличалось от места эрупции. В таких случаях эруптивное волокно трансформируется либо в облако.
Объединённое общим магнитным полем, либо состоит из фрагментов, представляющих собой, по-видимому, сгустки плазмы небольшого размера с вмороженными остатками магнитного поля. Не исключено, что при движении в короне за счёт пересоединения с встречающимися на пути магнитными полями облако с единым магнитным полем преобразуется в облако фрагментов. В этом случае можно говорить о разрушении магнитной структуры эруптивного волокна или об аномальной эрупции. Выброс перестает быть похожим на себя в начале эрупции. Недостаточность наблюдательных данных в событии 3 (15/16.06.2000), где присутствовало масштабное потемнение в канале 304 А, не позволяет уверенно определить, к какому типу относился сценарий его развития.
Как происходит разрушение магнитной структуры эруптивного волокна, является предметом отдельного анализа. Укажем только некоторые возможные причины. Одна из них подтверждена наблюдениями и состоит в прохождении эруптивным волокном нулевой точки коронального магнитного поля (см., напр., [61]). Указания на принципиально трехмерный характер происходящего при этом превращения эруптивного волокна в эруптивную струю можно найти в работах [60, 84]. Другой, родственной причиной может являться прохождение поднимающимся эруптивным волокном окрестности точки, в которой происходит бифуркация расположения нейтральных линий радиального компонента магнитного поля. Обнаружить такую область можно по расчетной картине нейтральных линий крупномасштабного поля на различных высотах над солнечной поверхностью. Как известно [57-59], эруптивное волокно в своем движении последовательно повторяет изменяющиеся с высотой контуры однай и той же нейтральной линии. В точке бифуркации эта линия рвется, и у волокна нет возможности сохранить свою целостность после ее прохождения. Аномальной эрупции с «разрушением» магнитной структуры волокна способствует появление в реальных солнечных условиях нулевых точек и точек бифуркации на пути его следования. Это более вероятно в случае сложной корональной магнитной кон-фигурапии вHVTDH которой ГО30ИсХ0ДИТ ЭОУпЦИЯ
Возможный сценарий аномальной эрупции во вспышечном событии предложен A.M. Ураловым на примере эрупции инверсного волокна в квадрупольной магнитной конфигурации. Рис. 4.18 показывает сечение трёхмерного тороидального магнитного жгута, основания которого закреплены в фотосфере. В исходной конфигурации на рис. 4.18а (момент t\) волокно находится в равновесии. Розовой пунктирной линией обозначено исходное расположение сепаратрис. Проследим эволюцию плазмы внутри кольцевого сечения магнитного жгута, обозначенной синими точками.
Медленный подъём жгута на стадии инициации приводит к трансформациям охватывающих его магнитных полей, аналогичным рассматриваемым в стандартной модели вспыщки. Их вытяжение приводит к образованию перетяжки, где возникает вертикальный токовый слой, обозначенный оранжевым цветом. Начинается вспы-щечное пересоединение. С началом вспышки (момент t2, рис. 4.186) сепаратрисы АА и ВВ сближаются. Магнитный жгут при пересоединении обрастает новыми кольцами полоидального магнитного поля, «одеваясь» полоидальным потоком, создающим подъемную силу, и за счёт этого ускорение жгута возрастает. Натяжение тороидального магнитного поля играет роль тормозящей силы, которая меньще движущей и ослабевает с расширением жгута. Рис. 4.18в (момент времени 3) показывает выход магнитного жгута во внешний магнитный домен. Уже произошло слияние сепаратрис АА и ВВ. Образуется горизонтальный токовый слой (оранжевый), пересоединение с внешним магнитным полем начинает «раздевать» жгут, обнажая интересующий нас синий кольцевой участок. Полоидальный поток в жгуте начинает уменьшаться. На рис. 4.18г-е показано, как может происходить разбрасывание плазмы эруптивного волокна над солнечной поверхностью. В моменты ґ4- продолжается «раздевание» синего кольцевого участка при магнитном пересоединении с внешним полем. Образующаяся магнитная трубка выравнивается и становится неподвижной магнитной петлей, движения плазмы вверх прекращаются (рис. 4.18е). Скорость растекающейся из вершины плазмы почти равна скорости выброса (заметим, что стека-ние вниз столь быстрой и плотной плазменной струи должно привести к возникновению ударной волны в переходной области). В результате происходит рассеивание вещества, находившегося ранее в кольцевом сечении по большой площади.
Пересоединение с внешним магнитным полем при «раздевании» жгута увели чивает его скорость, но уменьшение полоидального магнитного потока приводит к снижению подъёмной силы. В то же время тормозящее влияние магнитного натяже ния тороидального потока и гравитации сохраняется. Результатом, скорее всего, бу дет очень резкое ускорение жгута, и затем он начнёт замедляться. Располагая единичными примерами событий с аномальными эрупциями, трудно судить об их общих свойствах, можно лишь высказать некоторые предположения. Аномальной эрупции должна благоприятствовать сложность магнитной конфигурации, особенно типа 5 (события 1, 2 и 4 произошли в ру8-конфигурациях), и окруже-ние активной области соседними. Эти обстоятельства соответствуют и выводу Сойе [100] о тенденции «отрицательных всплесков» к группировке в комплексах активных областей. В силу этих причин представляется маловероятной аномальная эруп-ция спокойного волокна вне комплекса активности При эрУПЦИЯХ вне активных областей можно ожидать затенения солнечного излучения распіиряющимся ЭРУПТИвнЫМ воTTокHOM но его «разгіутттение» маловероятно
Эрупция волокна может сопровождаться достаточно мощной вспышкой, серд-жами или спреями. Серджи, наблюдаемые в линии На, в ряде случаев могут представлять только самую медленную и плотную часть вещества выброса, реальные размеры которого могут быть значительно больше. Сёрджи, вероятно, наиболее близки по своей природе облакам фрагментов, образующимся при распаде волокон.
При аномальной эрупции весьма вероятно возникновение ударной волны, проявляющейся в метровом всплеске II типа, «волне EIT», распространяющейся на большие расстояния от области эрупции, и возможной волне Мортона. В рассмотренных событиях были зарегистрированы радиовсплески II типа, в событиях 1, 3 и 4 - «волны EIT», а также признаки волны Мортона в событии 2. Ударная волна может быть ответственна и за внешний край возникшего коронального транзиента, не имеющего явно выраженного ядра. Такой корональный выброс, вероятно, имеет высокую скорость и замедляется. Почти со всеми событиями были связаны достаточно быстрые КВМ, и все они замедлялись. Ряд перечисленных в этом абзаце признаков, по-видимому, типичен для многих вспышечных эрупции. Если после события наблюдается «отрицательный радиовсплеск» и/или обширное потемнение в канале 304 А, существенно отличающееся от диммингов, видимых в корональных линиях, то в этом событии могла произойти аномальная эрупция волокна.
