Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Программные средства для анализа данных наблюдений 34
1.1. Инструментально-методические аспекты исследований вспышек с тонкой временной структурой на ссрт 34
1.2. Программное обеспечение для просмотра и предварительного анализа наборов двумерных изображений 38
1.2.1. Функциональные возможности программного комплекса 39
1.2.2. Использование программного комплекса при исследовании вспышки 23 сентября 1998 г 44
1.3. Локализация сси относительно фонового всплеска и относительно магнитного по ля 48
1.4. Измерение размеров источников субсекундных импульсов 54
1.5. Результаты главы 1 58
Глава 2. Поляризационные свойства источников тонкой временной структуры 60
2.1. Обзор механизмов генерации субсекундных импульсов 62
2.2. Исследование типа волны субсекундных импульсов в сантиметровом диапазоне 65
2.2.1. Наблюдательные данные
2.2.2. Результаты и анализ наблюдений 69
2.3. Результаты главы 2 79
Глава 3. Исследование дрейфующих всплесков с высоким пространственным разрешением 80
3.1. Оценки градиента концентрации и скорости агента излучения на примере 30 марта 2001 г 80
3.1.1. Наблюдательные данные 81
3.1.2. Количественные оценки параметров субсекундных импульсов и их интерпретация 91
3.2. О происхождении микроволновых всплесков U-типа 99
3.2.1. Наблюдательные данные 101
3.2.2. Анализ наблюдений 120
3.2.3. Предполагаемый механизм генерации всплеска U-типа 121
3.3. Результаты главы 3 129
Глава 4. Эффекты распространения излучения от микроволновых источников субсекундных импульсов 131
4.1. Эффекты рассеяния в нижней короне 131
4.2. О размерах источников солнечных микроволновых субсекундных импульсов 132
4.3. Результаты главы 4 139
Заключение 141
Литература 145
- Использование программного комплекса при исследовании вспышки 23 сентября 1998 г
- Исследование типа волны субсекундных импульсов в сантиметровом диапазоне
- Количественные оценки параметров субсекундных импульсов и их интерпретация
- О размерах источников солнечных микроволновых субсекундных импульсов
Введение к работе
Интерес к исследованию процессов солнечной активности связан как с растущими требованиями к прогнозу геоэффективных явлений, так и с рядом фундаментальных задач физики плазмы, поскольку атмосфера Солнца — природная лаборатория, позволяющая изучать в естественных условиях недоступные лабораторным исследованиям явления, происходящие на звездах. Процессы солнечной активности, порождаемые выходом глубинных магнитных полей, происходят в солнечной короне в чрезвычайно широком диапазоне временных и пространственных масштабов.
Солнечные вспышки — одно из наиболее мощных проявлений солнечной активности, значимых для геофизических процессов. Радионаблюдения позволяют изучать корональные явления на фоне солнечного диска, существенно дополняя и обогащая данные наблюдений в других диапазонах. Они обеспечивают измерения тепловой и нетепловой компонент плазмы в спокойных и возмущенных условиях в короне, вплоть до выбросов корональной массы. Радиоастрономические наблюдения позволяют измерять корональные магнитные поля, дают возможность диагностики температуры и параметров электронов высоких энергий: это один из наиболее чувствительных методов для электронов энергий более 100 кэВ и почти единственный метод изучения источников ускорения частиц и выделения энергии в верхней короне.
О существовании тонкой временной структуры в радиоизлучении вспышек известно в течение нескольких десятилетий. Уже в первых наблюдениях с высоким временным разрешением в 60-х годах XX века на отдельных частотах были обнаружены субсекундные импульсы (ССИ) - интенсивные импульсы излучения продолжительностью менее 1 с, которые накладывались на всплеск большей продолжительности.
ССИ наблюдаются во всех диапазонах радиоизлучения вспышек. ССИ возникают большими сериями (кластерами), количество индивидуальных ССИ во время вспышки может достигать нескольких десятков в микроволновом и нескольких тысяч в метровом диапазоне. Длительность всего события (серии ССИ) может составлять десятки секунд. В серии субсекундные импульсы распределены более или менее нерегулярно как по времени, так и по частоте.
В настоящее время рассматриваются два подхода к интерпретации тонкой структуры радиоизлучения. В первом - ССИ интерпретируются как отклик на отдельные элементарные акты энерговыделения и ускорения частиц, и их большое количество во время вспышки указывает на фрагментацию процессов первичного энерговыделения, т.е. процессов конверсии энергии магнитного поля в энергию частиц плазмы. Во втором подходе импульсный характер тонкой структуры связывается с особенностями генерации радиоизлучения: с влиянием неоднородностей плотности или магнитного поля на пути распространения пучков ускоренных электронов. В этом случае длительность серии ССИ определяется временем существования электронного пучка [22].
ССИ обычно наблюдаются на импульсной фазе вспышки и связаны с нетепловыми электронами, ускоренными в результате первичного энерговыделения. Этим естественно объясняется заметная корреляция свойств ССИ с характеристиками других вторичных излучений, имеющих нетепловую природу -микроволновым континуумом (гиросинхротронное излучение), метровыми всплесками III типа (плазменный механизм), жестким рентгеновским и мягким гамма-излучением (тормозное излучение быстрых электронов) [22, 51].
Хотя, как правило, нет однозначной корреляции временных профилей радиоизлучения на субсекундных временах с рентгеновскими импульсами, но частота появления ССИ согласуется с уярчаниями жесткого рентгеновского излучения. Отсюда можно сделать вывод, что ССИ связаны с процессами ускорения частиц в солнечных вспышках. Следовательно, наблюдения ССИ обладают большим диагностическим потенциалом, в том числе для диагностики параметров плазмы в области энерговыделения.
Ключевую роль при интерпретации вспышечного процесса играют магнитные поля активных областей. Величина магнитного поля в области генерации ССИ может быть определяющей при отождествлении механизма излучения ССИ. Этими обстоятельствами определяется необходимость исследваний вспышечных процессов с высоким пространственным и временным разрешением. Изучение тонкой пространственно-временной структуры микроволнового излучения может также стать перспективным методом исследования пространственной структуры вспышечных областей и плазменных процессов, так как импульсы излучения кратковременны и предполагается, что их источники очень компактны: косвенные оценки размеров источников ССИ дают значения км [51]. Соответственно, яркостные температуры могут достигать значения 1015К.
Обратимся к истории исследования всплесков с тонкой временной структурой. Первые события с субсекундными импульсами были обнаружены в 1961 г. в метровом диапазоне на отдельных частотах. Позднее, когда появились данные динамических спектров в метровом и дециметровом диапазонах, оказалось, что формы динамических спектров с тонкой структурой отличаются разнообразием: в частности, наблюдаются всплески с дрейфом по частоте (III тип), всплески со сложной формой частотного дрейфа (всплески U- и N- типов), "зебра"-структуры, спайки (узкополосные бездрейфовые всплески) [93, 65], Подобные всплески являются отражением кратковременных процессов с малыми пространственными масштабами. Так, ССИ в метровом диапазоне связывают со всплесками III типа, которые характеризуются дрейфом к низким частотам. Их источники находятся на высотах приблизительно 500 000 км [87], а положения согласуются с траекторией электронных пучков вдоль магнитных силовых линий из вспышечных областей в верхнюю корону и, таким образом, подтверждается их реальная связь с областью ускорения [43].
В последующие годы субсекундные всплески были обнаружены в деци- метровом диапазоне [51, 52]. В ряде событий [51] удалось зафиксировать на динамических спектрах одновременные всплески III типа с противоположными направлениями частотного дрейфа, отвечающие ускоряемым вверх и вниз потокам электронов. Области ускорения (на высоте 5 000 - 35 000 км) при этом отвечала регистрация узкополосных всплесков без дрейфа - спайков.
До недавнего времени имелись весьма ограниченные сведения о характеристиках и происхождении ССИ в микроволновом диапазоне из-за недостатка данных с достаточно высоким временным разрешением [22, 23, 52,55, 58, 108]. В микроволновом диапазоне было определено для ряда случаев, что характерные высоты источников не превышают 50 000 км [33]. Основное отличие спектров в этом диапазоне по сравнению с другими заключается в том, что, как правило, всплески с частотным дрейфом имеют обратное направление дрейфа - в сторону больших частот.
Данные о пространственной структуре и локализации источников ССИ были совершенно недостаточны до настоящего времени. В метровом и дециметровом диапазонах пространственное разрешение существующих радиотелескопов недостаточно для привязки к отдельным вспышечным петлям. Известны лишь несколько наблюдений, в которых определялись относительные положения источников отдельных ССИ в течение вспышки. Положения источников могут существенно меняться [121]. Так, в метровом диапазоне (333МГц) [87] источники разных групп спайков перемещались на 10-25 угл. сек. На 540 МГц [2] была обнаружена разница в положении источников 15 угл. сек. для пиков, разделенных по времени на 100-500 мс. Такие пространственные смещения источников ССИ могут интерпретироваться как подтверждение модели, в которой отдельные ССИ генерируются разными источниками.
Более благоприятны условия для исследования пространственных характеристик в микроволновом диапазоне, в котором ведутся постоянные наблюдения инструментами с высоким пространственным и временным разрешением:
Сибирский солнечный радиотелескоп (Россия) и радиогелиограф Нобеяма (Япония). Кроме этих инструментов было несколько публикаций о наблюдениях ССИ на интерферометрах Toyokawa (Япония), WSRT (Нидерланды) [57], OVRO (США) [72, 81, 82], в которых были сделаны выводы о наличии тонких временных структур в солнечном излучении микроволнового диапазона вплоть до временного разрешения инструментов; о локализации источников ССИ в активных областях; о компактности наблюдавшихся источников и наблюдавшемся в одном случае смещении источника ССИ относительно источника основного всплеска. Сообщения о наблюдении ССИ на радиогелиографе Нобеяма (17 ГГц) появилось в 1994 г. [110]. ССИ наблюдались весьма редко (в - 5 % зарегистрированных всплесков). В тех случаях, где было возможно измерение высоты источников, они располагались на небольших высотах (в основаниях магнитных петель); все исследованные источники имели размеры меньше пространственного разрешения инструмента (< 10 угл. сек.).
Основные трудности интерпретации тонкой временной структуры солнечного радиоизлучения в микроволновом диапазоне были связаны с отсутствием спектральных наблюдений. После 1999 г., когда появились первые спектральные данные, оказалось, что и в микроволновом диапазоне формы динамических спектров с тонкой временной структурой также отличаются большим многообразием. Регистрация разных типов динамического спектра указывает, что солнечные субсекундные импульсы не являются однородной группой явлений, и за ними могут стоять различные физические процессы. Таким образом, можно предполагать существование нескольких механизмов генерации, которые могут привести к формированию тонкой структуры солнечного радиоизлучения.
Наиболее интересными являются ССИ с узкополосными мгновенными спектрами. В этих случаях естественно связывать частоту излучения с собственными модами плазмы в источнике и предполагать когерентность механизма генерации, в рамках которого естественно объясняются и взаимосвязаны малые размеры источника и узкая полоса излучения. Полученные таким образом косвенные оценки размера источника (при разумных предположениях о градиентах параметров плазмы в окрестности источника излучения) дают значения порядка сотни километров при наблюдаемой полосе излучения [51].
Уже первые наблюдения на Сибирском солнечном радиотелескопе (ССРТ) [27, 28] показали неожиданный результат - видимые размеры источни ков ССИ могут иногда значительно превышать ширину диаграммы.радиотеле- ^ скопа (15 у гл. сек. или 10 тыс. км). Была обнаружена зависимость видимых размеров источников от их положения на солнечном диске, которая была объ яснена рассеянием электромагнитного излучения на пути распространения. Со гласно [48] рассеяние происходит на высотах около 100 тыс. км, где должен быть аномально высокий уровень неоднородностеи концентрации плазмы с масштабами порядка 1000 км. Таким образом, наблюдаемые свойства ССИ су- Як щественно зависят от условий в корональной плазме на пути распространения излучения.
Чтобы реализовать диагностический потенциал наблюдений тонкой вре- менной структуры радиовсплесков, необходимо определить механизм их гене рации. Для объяснения генерации ССИ дециметрового диапазона наиболее по- ,, пулярна и разработана модель электронного циклотронного мазера [3, 4, 5, 22,
78, 98, 99, 101, 114], Достоинством мазерного механизма является высокий ко эффициент преобразования энергии ускоренных частиц в излучение, так как не требуется многостадийного процесса трансформации в электромагнитные вол ны, как в плазменном механизме. Для его реализации требуются, наряду с не равновесным распределением электронов по скоростям (формированием конуса потерь), высокие значения напряженности магнитного поля и/или небольшие значения плотности плазмы. Поляризация излучения может быть близка к 100%, излучение уз ко полосное (Д со/со < 3%).
Для объяснения генерации ССИ с узкой полосой спектра был предложен плазменный механизм [23, 60, 61, 90, 108, 117, 126]. Под плазменным механизмом радиоизлучения в широком смысле понимается двухступенчатый процесс, на первой стадии которого в источнике генерируются собственные моды продольных плазменных колебаний. Вторая стадия состоит в трансформации этих волн в поперечные электромагнитные волны, которые покидают источник и наблюдаются на Земле в виде радиоизлучения [22]. В этом случае, частота генерации определяется значениями плотности плазмы в источнике. Спектр излучения определяется условиями фазового резонанса нетепловых электронов и плазменных колебаний, и излучение может быть достаточно узкополосным. Дрейфующие по частоте (в сторону уменьшения или увеличения частоты) всплески III типа являются индикаторами распространяющихся вдоль градиента плотности соответственно вверх и вниз пучков электронов, и реализация плазменного механизма в таких всплесках не вызывает сомнений.
В случае широкополосных ССИ был предложен гиросинхротронный механизм излучения умеренно-релятивистских электронов (Є'-ШеС ) [34], движущихся по спирали вдоль линий магнитного поля. Этот механизм не очень требователен к величине магнитного поля и удобен для интерпретации наблюдаемого излучения. Излучение с тонкой временной структурой генерируется плотным электронным потоком, высыпающимся в основание магнитной петли и быстро релаксирующим в плотной плазме оснований.
Диссертация посвящена исследованию физики ССИ в сантиметровом диапазоне. В этом случае всплески генерируются на меньших высотах, часто в замкнутых магнитных петлях, и можно предположить, что они ближе к области основного энерговыделения солнечной вспышки, чем источники ССИ метровых и дециметровых волн.
К началу настоящего исследования творческим коллективом Института солнечно-земной физики СО РАН под руководством Алтынцева А.Т. (в их чис- ле Гречнев В.В., Лесовой СВ., Лисысянь Е.Г., Коновалов СК., Криссинель Б.Б., Розеираух Ю.М., Тресков Т.А.) были получены следующие результаты в области исследования тонкой временной структуры: - создан инструментальный комплекс для наблюдений быстропере- менных вспышечных процессов; ~ разработан ряд методик обработки данных ССРТ, полученных в быстром одномерном и двумерном режимах, и совместного анализа с данными в других диапазонах излучения; разработан программный комплекс на языке IDL, реализующий эти методики; показано, что большие наблюдаемые размеры источников субсекундных импульсов излучения обусловлены аномально высоким рассеянием излучения сантиметрового диапазона в короне; установлена зависимость видимых размеров источников субсекундных импульсов от их расположения на солнечном диске; обнаружены события, в которых наблюдается соответствие импульсов излучения на частотах 5.7 ГГц, 17 ГГц и в жестком рентгеновском излучении; исследованы пространственные, временные и поляризационные характеристики субсекундных импульсов излучения на частоте 5.7 ГГц на статистически значимом материале и доказано их вслы-шечное происхождение; предложен плазменный механизм их генерации.
Эти результаты составили основу кандидатских диссертаций Коновалова С.К. [10], Лесового СВ. [13], докторской диссертации Гречнева В.В. [7].
Настоящая работа является продолжением этих исследований и направлена на системное изучение природы субсекундных импульсов, их основных характеристик, параметров плазмы, окружающей источник ССИ, связи микроволнового излучения с другими типами на обширном экспериментальном ма- териале.
До настоящего времени природа излучения ССИ до конца не выяснена, хотя и предложен целый ряд теоретических моделей. Адекватность механизмов генерации ССИ трудно проверить, не имея данных о размерах, поляризации, положении источников ССИ на Солнце, а также сведений о динамических спектрах.
С точки зрения используемых данных новыми элементами являются следующие:
1. С 2000 года временное разрешение ССРТ было улучшено с 56 мс до 14 мс, и значительно увеличена чувствительность приемников ССРТ. Наиболее существенным достижением для выполняемой работы стала возможность измерения поляризации субсекундных импульсов.
Принципиальным отличием данного исследования является широкое привлечение динамических спектров, получаемых спектрополяримет-рами Национальной Астрономической Обсерватории Академии наук Китая (НАОК, г. Пекин) [71, 80]. Благодаря тому, что обсерватории расположены на близких долготах, времена наблюдений практически перекрываются. Использование динамических спектров НАОК с высоким временным разрешением (до 5 мс), диапазон частот 5.2-7.6 ГГц, перекрывающий рабочую полосу ССРТ, стало возможным с 1999 г.
Регистрация ряда событий с дрейфом по частоте на двух частотах одновременно с пространственным разрешением и в сочетании с данными динамических спектров, что позволило впервые разделить временные и пространственные характеристики ССИ.
Доступность через Интернет магнитограмм полного диска MDI/SOHO (с 1997 г.), с интервалом между измерениями 96 мин, что повысило точность совмещения микроволновых структур с магнитными.
С методической точки зрения основным отличием данной работы является исследование процессов генерации субсекундных импульсов на основе информации о параметрах плазмы в источнике, которые определялись после локализации источника во вспышечной области. Эта работа потребовала создания новых методик и программных средств обработки и анализа данных ССРТ и других солнечных инструментов.
Цель работы заключается в решении следующих основных задач:
Создание методик и программных средств для обработки данных ССРТ и совместного анализа с данными различных диапазонов солнечного излучения, а также для локализации источников ССИ во вспышечной области.
Исследование пространственных, временных, поляризационных и спектральных характеристик субсекундных импульсов в микроволновом излучении Солнца, их связи со вспышечными явлениями, а также изучение влияния условий распространения излучения на наблюдаемые характеристики ССИ.
Идентификация механизмов генерации ССИ на основе определения параметров вспышечной плазмы в источнике ССИ.
Апробация работы.
Основные результаты работы были представлены на следующих научных мероприятиях:
Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии», Санкт-Петербург, 2000;
Международная конференция по физике Солнца, посвященная памяти Г.В. Куклина «Солнечная активность и ее земные проявления» Иркутск, 2000;
Рабочее Совещание Европейских Солнечных Радиоастрономов "Превра- щение энергии и ускорение частиц в Солнечной короне", 2001; Российская конференция памяти А.А. Пистолькорса "Радиотелескопы РТ-2002", Пушино, 2002;
Российская конференция "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002;
3-я Российско-китайская конференция по космической погоде, Иркутск, 2002;
10-я Европейское Совещание "Солнечные вариации: от ядра к внешним слоям", Прага, 2002;
Конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003; Всероссийская конференция «Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы», Иркутск, 2003;
4-я Китайско-российская конференция по космической погоде, Шанхай, 2003;
Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной", Москва, 2004;
Международный симпозиум "Многоволновые исследования солнечной активности", Пулково, 2004;
35-я Научная ассамблея международной организации COSPAR Международная конференция "Солнечно-земная физика1', Иркутск, 2004; Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике "Взаимодействие полей и излучения с веществом", Иркутск, 2004;
5-я Китайско-российская конференция по космической погоде, Иркутск, 2004;
Семинары Института солнечно-земной физики СО РАН. Практической апробацией явилось успешное выполнение грантов РФФИ ("Исследование импульсных потоков ускоренных электронов солнечных вспышек в нижней короне Солнца" (2000-2002 гг.), "Диагностика процессов . энерговыделения солнечных вспышек по микроволновому излучению" (2003-
2005 гг.), а также гранта по международному конкурсу РФФИ и Государственного Фонда Естественных Наук (ГФЕН) Китая "Исследование спорадических явлений в микроволновом излучении Солнца с высоким пространственным, временным и частотным разрешением " (2002-2004 гг.).
Практической апробацией полученных в диссертации результатов яви- 'Щ лось их использование при мониторинге солнечной активности и выполнении оригинальных исследований, при обработке и анализе данных ССРТ совместно с данными других инструментов. Достоверность полученных результатов подтверждается их согласованностью при использовании разных методик и данных. ** Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения. Объем диссертационной работы составляет 157 страниц, в тексте содержится 39 рисунков и 3 таблицы. Список литературы содержит 126 названий.
Содержание работы
Во Введении показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований взрывной фазы солнечных вспышек, сформулированы задачи ис следований, кратко изложено содержание работы, приведены основные резуль таты, представленные к защите, показаны ее новизна, научная и практическая значимость. Ц> В первой главе рассматриваются методики и программное обеспечение, которые были разработаны для решения поставленных задач и использованы при проведении исследований, изложенных в последующих главах.
Скоординированные наблюдения солнечных вспышек различными инст- рументами в различных диапазонах длин волн позволяют получать наиболее полную и всестороннюю информацию о соответствующих физических процессах.
Благодаря всемирной сети Интернет, астрономам доступны данные фактически всех наземных и космических обсерваторий, что позволяет проводить исследования на основе комплексных наблюдательных данных.
Выбор языковой базы для обработки и анализа данных важен по следующим причинам: работа с данными ведется в несколько этапов - вначале выполняются просмотр, калибровка и отбраковка данных; затем сравнение с данными других диапазонов; измерение характеристик источников; и, наконец, оценки физических условий, модельные расчеты. Для решения таких задач использовался интерактивный язык IDL (Interactive Data Language), общепринятый для астрофизических исследовательских центров.
Для работы с данными использовались процедуры и функции на языке IDL из библиотеки, разработанной Гречневым В.В., а также программный комплекс, реализующий обработку одномерных и двумерных изображений по данным ССРТ, созданный Лесовым СВ.
В процессе работы использовались также готовые программы из пакета Solarsoft. Библиотека SolarSoft содержит большое количество процедур и функций общего назначения и ориентированных на задачи солнечной физики, доступных через Интернет. Solarsoft содержит несколько сот базовых процедур, а также многие файлы баз данных. Также эта библиотека включает программное обеспечение для обработки и анализа данных различных орбитальных и наземных солнечных инструментов: телескопов на борту ULISSES, CGRO (BATSE), Yohkoh, SOHO, TRACE, RHESSI, GOES и других космических аппаратов; солнечного радиотелескопа Нобеяма (NoRH) и многих других инструментов. Следует отметить, что пакет Solarsoft написан тоже на языке IDL, что позволяет эффективно проводить обработку и анализ данных, обеспе- чивает возможность работы в интерактивном режиме.
В разделе 1.1 рассматриваются инструментально-методические аспекты регистрации тонкой временной структуры вспышек на ССРТ.
В разделе 1.2 рассмотрен программный комплекс для обработки и анали за двумерных изображений Солнца в разных диапазонах излучения, который позволяет менять масштаб и контраст изображения, а также его фрагментов, выполнять наложения изображений в разных диапазонах излучения, с учетом масштабов карт, их центровки и вращения Солнца, прослеживать эволюцию дь движения объекта во времени в проекции на поверхность Солнца на статичной последовательности снимков и в режиме просмотра фильмов. Наличие графического интерфейса позволяет быстро и эффективно выполнять требуемые процедуры обработки больших наборов двумерных данных.
Возможности созданного программного комплекса были использованы при исследовании мощной продолжительной вспышки 23 сентября 1998 г. < (ЗВ/М7.1) [35]. Наряду с наличием тонкой временной структуры эта вспышка была выбрана для исследования из-за большой площади и продолжительности, а также ряда интересных особенностей в пространственной структуре по мере ее развития.
Для исследования события 23 сентября 1998 г. был собран широкий на- ^ бор данных с высоким пространственным и временным разрешением, вклю- чающий последовательность изображений вспышки в микроволновом излучении, полученных на ССРТ. Значительная часть работы по анализу морфологии и эволюции вспышки проводилась с использованием разработанного автором комплекса программ, описанного выше.
Впервые исследована динамика микроволновых источников на основе « двумерных данных Сибирского солнечного радиотелескопа с высоким про- странственным разрешением (21 угл. сек.). Привлечение широкого набора данных различных диапазонов солнечного излучения с высоким пространствен- ным и временным разрешением позволило выделить последовательные фазы вспышки. Разработан возможный сценарий вспышки, основанный на анализе динамики микроволновых источников.
Таким образом, впервые удалось изучить возможности ССРТ для наблю дения детальной динамики вспышки. Данная работа была выполнена группой авторов, в их числе Гречнев В.В., Руденко Г.В., Сыч Р.А. Кроме того, она пред ставляла интерес для исследования влияния солнечных вспышек на полное электронное содержание ионосферы Земли [25, 26], Результаты детального ис- ^ следования пространственных характеристик этой вспышки были использова- ны в ряде работ российских и зарубежных авторов [25, 26, 44, 88, 122, 123, 124].
В разделе 1.3 рассмотрена методика локализации источников субсекундных импульсов относительно фонового всплеска и структуры магнитного поля, а также созданное на ее основе программное обеспечение. m Это программное обеспечение было использовано при исследованиях типа волны и идентификации механизма генерации ССИ, описанных в главе 2. Данная методика использовалась также в работе [39] для локализации источника "зебра"-структуры.
В разделе 1.4 изложена методика измерения размеров источников субсе- Л кундных импульсов и программа, используемая для обработки наблюдатель- ных данных.
Использование программного комплекса при исследовании вспышки 23 сентября 1998 г
Исследование этой вспышки служит ярким примером совместного использования данных в различных диапазонах длин волн для решения задач солнечной физики [35]. Наблюдения Солнца в различных спектральных диапазонах позволяют получать более полную и всестороннюю информацию о физических процессах, происходящих на Солнце. Микроволновые наблюдения успешно дополняют наблюдения вспышек в других диапазонах длин волн.
Вспышка 23 сентября 1998 г. была выбрана в качестве объекта исследования, благодаря своей большой продолжительности, около 4 часов (с начальной фазы до окончания фазы затухания). Вспышка отличается изменчивостью пространственной структуры. Также это событие было интересно наличием тонких временных структур в течение большого интервала времени (около 12 минут). Двухленточная вспышка 23 сентября 1998 г. была локализована вблизи центра Солнца и отличалась большой площадью и мощностью (ЗВ / М 7.1).
Для оценки динамики микроволнового спектра вспышки использовались измерения полного потока Солнца на 2.0, 3.75, 9.4, 17 и 35 ГГц, записанные поляриметрами радиообсерватории Нобеямы с временным разрешением 1 сек. Рентгеновские данные получены на спутниках Yohkoh/SXT, НХТ [111] и CGRO/BATSE [70]. Временное разрешение регистрации жесткой рентгеновской эмиссии - 0.5 с на Yohkoh/HXT и 1.024 с на CGRO /BATSE (временное разрешение детекторов жесткого рентгеновского излучения). В исследовании нами использовались магнитограммы Kitt Peak (2.28 угл. сек./ пиксель), а также изображения в ультрафиолете, полученные на спутнике Transition Region And Coronal Explorer (TRACE) в линии 1550 А, отвечающей плазме с температурой (0.6 - 2.5)х105 К, и 195 А, соответствующей плазме с температурами (0.5 - 2.0)х10б К, и (1.1 - 2.6)х107 К [76]. Эти данные с разрешением 0.5 угл. сек. в 1 пикселе доступны через Интернет. На основе комплексного анализа данных в различных спектральных диапазонах удалось выделить и описать морфологические особенности и последовательные стадии развития вспышки (начальную, импульсную, главную, затухания), а также предложить ее сценарий. С помощью разработанной программы удалось проследить динамику активной области в ультрафиолете и отобрать кадры хорошего качества, наиболее четко отражающие развитие вспышки (рис. 1.5). Анализировались большие наборы данных в различных длинах волн в ультрафиолетовом диапазоне. Удалось выделить несколько микроволновых источников на двумерных изображениях ССРТ и проследить их эволюцию на каждой стадии вспышки. Таким образом, впервые была исследована динамика микроволновых источников на основе двумерных данных Сибирского солнечного радиотелескопа с высоким пространственным разрешением. Рассмотрим программу для локализации субсекундных импульсов относительно фонового всплеска и относительно структуры магнитного поля. Для того, чтобы определить моду излучения, мы должны определить направление вектора магнитного поля и знак поляризации в источнике субсекундных импульсов. Для определения типа волны в области генерации ССИ было важным разработать методику, которая бы позволила определить положение источника ССИ на магнитограмме. Данные регистрации быстрых процессов на ССРТ содержатся в файле исходной записи, в котором записаны параметры Стокса I и V, полученные на разных частотных каналах с разных лучей интерферометра: Север-Юг и Восток-Запад. В программном пакете, разработанном Лесовым СВ., тип файлов (быстрая запись - 14 мс или обычная запись — 300 мс) определяется автоматически и последующая его обработка ведется с учетом этого типа. С помощью этого программного пакета получаются "выпрямленные" (т.е. где убрано смещение по пространству) временные развертки одномерных сканов по лучам В-3 и С-Ю, а также двумерные изображения. Изменение положения Солнца относительно данного интерференционного порядка вследствие суточного вращения Земли приводит к перемещению изображения радио источника по частоте. Соответственно, регистрируемые одномерные профили («частотные сканы») с течением времени сдвигаются. Направление и величина этого сдвига для каждого из линейных интерферометров зависит от времени наблюдений. Максимальна скорость смещения в нулевом порядке (когда эффективность частотного сканирования равна нулю), минимальна она в ортогональном направлении, когда перемещение практически отсутствует. Чтобы проследить за изменением одномерного распределения радиояркости со временем, требуется «выпрямить» запись последовательности сканов. На первой стадии временные профили потока всплесков рассчитываются из данных регистрации в аддитивном режиме работы ССРТ, путем интегрирования по одномерному отклику области всплеска. Затем определяется время появления максимального по амплитуде ССИ. Вторая стадия включает построение двумерных изображений полного диска Солнца во время всплеска. Выбирается изображение, ближайшее ко времени появления максимального по амплитуде ССИ. При этом, учитывая среднее время получения одного изображения около 3 мин от одного дифракционного максимума к другому, точность привязки к событию по времени составляла менее 1.5 мин. Учитывая низкий уровень боковых лепестков диаграммы направленности, радиокарты источников всплесков применялись без процедуры чистки. На рис. 1.8 на верхних панелях показаны двумерные ССРТ изображения Солнца в аддитивном и корреляционном режимах. Кружком отмечена активная область, где был зарегистрирован ССИ. Слева вверху - одновременные проекции сканов ССРТ на момент синтезирования радиоизображения. Справа вверху - двумерная карта в корреляционном режиме. На трех рисунках отмечены видимые источники 1, 2, 3. Нижние панели показывают временные развертки проекционных одномерных сканов по времени, полученных на линейных интерферометрах В-3 (слева) и С-Ю (справа), в которых учтено смещение по пространству.
Исследование типа волны субсекундных импульсов в сантиметровом диапазоне
Главной трудностью в определении типа волны является определение направления магнитного поля в источнике. Из-за невозможности прямых измерений для локализации источника во вспышечной области, ранее использовали эмпирические правила: "Правило ведущего пятна" и "Правило ближайшего к положению На вспышки пятна". Первое предполагает, что вертикальная компонента магнитного поля в радиоисточнике такого же направления, как и у ведущего пятна в этой области, тогда как второе делает такое же предположение для пятна, ближайшего к На вспышке, во время которой наблюдался ССИ.
Интерес к этой проблеме подтверждается большим количеством публикаций, посвященных определению типа волны спаиков (узкополосных импульсов короткой продолжительности) и дрейфующих всплесков (подобных Ш-типу с узкой мгновенной спектральной шириной и отчетливым частотным дрейфом). Опубликованные к настоящему времени результаты определения типа волны (X или О мода) для микроволновых спаиков и всплесков III типа противоречивы.
Далк [67] выполнил анализ всплесков III типа. Излучение наблюдается на первой и второй гармонике плазменной частоты, хотя на более высоких частотах ( 100 МГц) оказалось, что обычно присутствует только излучение на второй гармонике. Излучение на первой гармонике слегка поляризовано ( 30 %), а на второй гармонике слабополяризовано (« 12 %), в обоих случаях - обыкновенный тип волны.
Авторы [53] проанализировали события (200-1100 МГц), с тонкой структурой в низкочастотной части спектра. В рамках "гипотезы ведущего пятна" определена доминирующая мода: в 10 из 13 случаях это была О-мода. Однако анализ, проведенный в [75] на большей выборке Zurich данных в диапазоне 100-3000 MHz дал противоположный результат: в 98 % случаев направление вращения вектора поляризации в спайках и сопутствующих всплесках III типа противоположно друг другу; степень поляризации спаиков выше, чем во всплесках III типа. В рамках "гипотезы ведущего пятна" 68 % спаиков оказываются Х-поляризованными (71 % всплесков III типа- О-поляризованными), а при ис 67 пользовании гипотезы ближайшего пятна статистика показала, что 19 % спай-ков оказываются Х-поляризованными (79 % для всплесков III типа).
Впервые измерения пространственных характеристик источников дрейфующих всплесков стали возможными при совместном анализе данных Сибирского солнечного радиотелескопа [74,107] с рабочей частотой около 5.7 ГГц и спектрополяриметра НАОК [71] в диапазоне частот 5.2-7.6 ГГц. Ширина полосы частотного канала спектрополяриметра НАОК — 20 МГц, временное разрешение-5 мс.
В наблюдениях на ССРТ за период 2000-2003 гг. было зарегистрировано около 100 всплесков субсекундной длительности, статистическая обработка которых [91] показала, что знак круговой поляризации ССИ, как правило, противоположен знаку поляризации вспышечного микроволнового всплеска, а степень поляризации не показывает явной долготной зависимости. Авторы сделали вывод, что мода волны субсекундных импульсов - обыкновенная, т.к. происхождение основного всплеска связано с гиросинхротронным излучением нетепловых электронов, преимущественная мода электромагнитной волны в фоновых всплесках - необыкновенная. Сделан вывод о корректности использования при статистическом анализе эмпирического правила «ведущего пятна» для определения знака магнитного поля в источнике ССИ. Этот вывод был проверен нами на более обширном материале - по 162 событиям, которые были зарегистрированы на ССРТ в период июнь 2000 - март 2004.
Мы проанализировали распределение источников ССИ по диску Солнца (рис. 2.1). Видно, что они находятся на широтах менее 40. 51 % всех событий имеют низкую степень поляризации (до 5 %). Большинство событий со степенью поляризации больше 5 % находятся в центральной части (долготный интервал 30Е -4-30W) диска Солнца и их поляризация по правилу «ведущего пятна» отвечает обыкновенной волне. Однако, в работе [91] не делалась привязка источников ССИ к магнитным полям вспышечных областей, и не использовались спектральные наблюдения. Разработанная методика локализации ССИ (глава I, раздел 1.3) относительно фонового всплеска и структуры магнитного поля позволила определить моду излучения ССИ прямым способом [103], и таким образом проверить вывод Лесового и Кардаполовой [91] о генерации, преимущественно, обыкновенной волны.
Среди событий с тонкой временной структурой были отобраны ССИ со степенью поляризации ССИ выше 30 %, источники которых находились в долготном интервале 60E-b60W. В центральной части диска проекционные эффекты минимальны, а также эффект обращения поляризации из-за квазипоперечного распространения не должен быть существенен. Этому критерию соответствовали 18 событий. В качестве данных о магнитном классе АО использовались ежедневные сводки о солнечной активности, доступные по адресу -http://www.sec.noaa.gov/Data/solar.html. Наш анализ показал, что события имеют магнитную конфигурацию различных типов. Наибольшее число (8 из 18) из отобранных событий имеют Ру конфигурацию - биполярные сложные (полюса недостаточно хорошо разделены или в полюсах встречаются небольшие пятна противоположной полярности); 5 из 18 имеют (Зуб конфигурацию (пятна (тени) противоположной полярности находятся внутри общей полутени); 5 из 18 имеют простую магнитную конфигурацию Р (площадь пятен, составляющих один магнитный полюс, примерно та же, что у пятен, входящих в другой полюс; полюса четко разделяются).
Для источников, в которых происходят ССИ, характерна биполярная конфигурация магнитного поля. Положения максимумов интенсивности (параметр Стокса I) источников фоновых всплесков и субсекундных импульсов в большинстве случаев не совпадают. В отдельных случаях разница положений составляет до 1 угл. мин.
Количественные оценки параметров субсекундных импульсов и их интерпретация
Поглощение в нижней короне имеет важное значение для наблюдений микроволновых субсекундных импульсов. Авторы работы [54] сделали вывод, что обычное условие выхода (т 1) может выполняться для источника, представленного тонким волокном, заполненным относительно плотной плазмой. В этом случае эффект поляризации очень слабый. Чтобы получить высокие степени поляризации надо предполагать эффективные механизмы повышения поляризации на пути распространения излучения в короне Солнца.
Мы полагаем, что мощность излучения ССИ может быть достаточно большой (больше на два порядка, поскольку т=5, чем без эффекта поглощения), для того, чтобы быть зарегистрированной на Земле, если оптическая толщина т на пути распространения значительно больше единицы. В этом случае наблюдаемый ССИ должен быть сильно поляризован в О-моде и с большой анизотропией, зависящей от пространственного распределения плотности плазмы и температуры в окрестности источника. Этим объясняется редкость и нерегулярность наблюдений микроволновых ССИ во вспышках. Иногда мы наблюдаем не источник непосредственно, а его отражение от нижних слоев короны [36].
Наложение радиокарт ССРТ на магнитограммы MDI показало, что в основном источники ССИ располагаются вблизи линии раздела полярности магнитного поля активной области. Такое расположение указывает на локализацию ССИ источников в вершинах магнитных петель.
Во всплесках ССИ, знак магнитного поля в источниках которых не вызывает сомнений (удаленных от нейтральной линии более чем на 10 угл. сек.), регистрируется обыкновенная мода электромагнитного излучения. В некоторых случаях определить преимущественную моду электромагнитной волны, используя знак фотосферного магнитного поля в области проекции источника ССИ на фотосферу, не представляется возможным, т.к. источники ССИ находятся близко к нейтральной линии, а точность нашего совмещения была не достаточна (10 угл. сек.).
Статистический анализ показал, что результаты определения моды электромагнитной волны по нашей методике в микроволновом диапазоне не противоречат "Правилу ведущего пятна" и "Правилу ближайшего к На вспышки пятна" в большинстве случаев, когда знак магнитного поля не вызывает сомнений, хотя определение моды по этим правилам связано с некоторыми трудностями -сложная конфигурация магнитного поля и большая площадь На вспышки не всегда дает однозначное решение.
Наблюдательные данные позволяют нам сделать вывод о том, что ССИ генерируются плазменным механизмом излучения на удвоенной плазменной частоте. Если предположить, что частота излучения 5.7 ГГц равна удвоенной плазменной частоте, то концентрация плазмы в источнике ССИ равна 10 см" . Высокая регистрируемая степень поляризации может быть получена при учете более сильного поглощения Х-моды в плазме, окружающей источник ССИ в магнитоактивной короне Солнца.
Одним из основных каналов выделения энергии в солнечных вспышках являются потоки ускоренных электронов, которые распространяются по магнитным силовым линиям из областей ускорения в короне Солнца. Определение их свойств является необходимым для исследования механизмов конверсии энергии магнитного поля вспышечных областей в энергию частиц плазмы. Данные по жесткому рентгеновскому излучению позволяют локализовать места высыпания потоков ускоренных электронов в переходную зону между короной и хромосферой и определить их параметры в местах высыпания. В радиоизлучении проявляются потоки нетепловых электронов, как в области ускорения, так и на пути их распространения. Основные результаты о распространении электронных потоков получены по дрейфующим всплескам так называемого III типа, которые характеризуются как узкополосные всплески, частота которых быстро растет, либо падает со временем. Общепризнанно, что частота излучения всплесков III типа определяется локальной плазменной частотой а ре, которая пропорциональна корню квадратному из концентрации плазмы: где п - плотность плазмы, е заряд электрона, т - масса электрона.
При этом движению пучка электронов от поверхности Солнца, в сторону понижения концентрации, будет отвечать дрейф с уменьшением частоты, а движению вниз соответствует рост частоты со временем. Дрейфующие всплески генерируются пучками электронов, которые распространяются по магнитной петле, на плазменной частоте или ее гармониках: где a - номер гармоники, a=l для первой гармоники или 2 для второй гармоники.
По соображениям возможности выхода электромагнитного излучения из области генерации, которые обсуждены в подразделе 2.1 (стр. 65 диссертации), в дальнейших оценках будет предполагаться, что наблюдается вторая гармоника плазменной частоты, и, следовательно, излучение на частоте приема ССРТ 5.7 ГГц генерируется в плазме с плотностью 10псм 3.
Скорость частотного дрейфа всплесков III типа определяется как масштабом изменения концентрации плазмы, так и величиной скорости генерирующих излучение электронов. Как было показано в наблюдениях всплесков III типа в дециметровом и метровом диапазонах [125], значения скорости дрейфа можно объяснить при характерном масштабе около 10 000 км и скорости 1/3 скорости света. В сантиметровом диапазоне при этих значениях ожидаемая скорость дрейфа должна составить около 30 ГГц/с.
Наблюдаемые скорости дрейфа в сантиметровом диапазоне, как правило, значительно меньше. Проверка предположений о величине градиента концентрации на пути движения электронов и их скорости требует одновременных измерений скорости дрейфа и положений источников на разных частотах. Многочастотный приемник ССРТ, позволяющий в некоторые интервалы времени наблюдать диск Солнца одновременно на разных частотах, дает уникальную возможность измерений смещений источника с частотой.
О размерах источников солнечных микроволновых субсекундных импульсов
Одним из основных эффектов, оказывающих влияние на распространение радиоволн, является рассеяние. Рассеяние обусловлено флуктуациями плотности плазмы на пути распространения и взаимодействием излучения с частицами вещества, при которых меняются пространственное распределение интенсивности, частотный спектр и поляризация излучения. На основании наблюдаемых характеристик излучения делаются выводы о структуре среды.
Хорошо известно, что структура солнечной короны существенно неоднородна [14]. В околосолнечной плазме присутствуют неоднородности электронной концентрации различных масштабов и интенсивностей, которые оказывают значительное влияние на проходящие через нее радиоволны. В основном, данные о неоднородности среды, полученные из радиоизлучения, относятся к верхней короне, к высотам более полутора радиусов Солнца. В то же время телескопы ультрафиолетового диапазона (например, TRACE) демонстрируют очень тонкую и сложную структуру в основании короны. Поэтому несомненный интерес представляет информация о неоднородностях плотности плазмы нижней короны, в основании потоков солнечного ветра.
Особый интерес для изучения эффектов распространения излучения в нижней короне Солнца представляют микроволновые субсекундные импульсы. Сочетание короткой длительности и узкополосности ССИ с малыми размерами источника позволяет рассматривать их как пробный источник для изучения эффектов распространения излучения в среде.
Для дальнейшего развития представлений о природе солнечных вспышек предполагается создание радиоинструментов с пространственным разрешением, увеличенным на порядок, по сравнению с достигнутым в настоящее время.
Вместе с тем, имеющиеся, хотя и редкие, наблюдения на крупнейших радиотелескопах показали, что видимые размеры источников в микроволновом диапазоне сравнимы с пространственным разрешением существующих инструментов и значительно превосходят наиболее тонкие вспышечные структуры, наблюдаемые в оптических диапазонах. Эта проблема особенно актуальна сейчас, когда готовится строительство широкополосного Китайского радиогелиографа и радиотелескопа Frequency-Agile Solar Radiotelescope (FASR) с высоким временным, пространственным разрешением. Требования к FASR следующие: частотный диапазон: 0.3-30 ГГц, временное разрешение: в сантиметровом диапазоне - меньше 1 с, в дециметро вом диапазоне - 0,1 с, пространственное разрешение-1 угл. сек. [49, 50, 73]. Опираясь на данные многолетних наблюдений солнечных микроволновых источников на больших радиотелескопах VLA [16] и WSRT [57], Т. Бастиан [48] пришел к выводу о существенном влиянии среды распространения на видимый размер радиоисточников и, следовательно, на величину реально достижимого углового разрешения. Им была подчеркнута важность учета рассеяния микроволнового излучения компактных источников на флуктуациях электронной плотности нижней короны Солнца. Обобщая имеющиеся резуль-таты исследований о спектрах флуктуации плотности во внешней короне (более 1.7 радиуса Солнца) и экстраполируя этот спектр в область нижних корональ-ных слоев, он выполнил расчеты углов рассеяния электромагнитного излучения сантиметрового диапазона и описал эффект возрастания наблюдаемых размеров источников с увеличением расстояния от центра солнечного диска. Эти вычисления были основаны на данных, полученных во время минимума 21 солнечного цикла [40, 63]. Сопоставление динамических характеристик ССИ с положением их источников на диске Солнца позволит более детально исследовать роль рассеяния в нижней короне и оценить возможность использования радиоинтерферометров с высоким пространственным разрешением для наблюдения мелкомасштабных структур в солнечной атмосфере. Косвенная оценка размеров источников может быть получена по наблюдениям ССИ без пространственного разрешения из ширины полосы излучения, что приводит к типичным значениям размера менее одной угловой секунды и, следовательно, к очень высоким яркостиым температурам до 10й К. Теоретические оценки размеров узкополосных ССИ (спайков) были сделаны в [51] в метровом диапазоне. Размер источника ССИ ds определяется как: где L - характерный масштаб изменения плотности, - ширина полосы спайку ка. При оценке ширины полосы ССИ (2 %) из наблюдательных данных и разумных предположениях о характерном масштабе изменения плотности (10 000 км), размер источника согласно формуле 4.1 не превышает 200 км. Известны лишь единичные наблюдения ССИ с пространственным разрешением. В первом из них, выполненном на двухантенном радиоинтерферометре OVRO на частотах 2.8 ГГц и 1.4 ГГц с временным разрешением 20 мс [72], была получена оценка сверху для размера источника ССИ в 28 угл. сек., и обнаружено существенное отличие в положениях источников ССИ и соответствующего основного всплеска. С другой стороны, размеры источников субсекундных импульсов, наблюдавшихся на радиогелиографе Нобеяма на 17 ГГц, были менее 4 угл. сек. [110]. При наблюдениях стационарных микроволновых солнечных источников интерферометрами с очень высоким пространственным разрешением (например, WSRT, VLA) редко наблюдаются пространственные структуры менее 5 угл. сек. на близких к ССРТ частотах. Размеры радиоисточников обычно составляют 12 угл. сек. на 5 ГГц [68, 89, 95, 120]. В работе [116] были сделаны оценки о размере источника - не более 150 км при значениях яркостной температуры 1013 К для длины волны 10 см. Такую высокую яркостную температуру могут обеспечить только когерентные механизмы излучения. Наблюдения на ССРТ на 5.7 ГГц с пространственным разрешением 15 угл. сек. показали, что фактические размеры источника субсекундных импульсов ниже пространственного разрешения и не превышают 5 угл. сек. в центральной части солнечного диска, где длина пути, на котором происходит рассеяние, минимальна [31].
