«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2011 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2011 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и ...»

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Из рис. 3б видно, что при равновесии системы с заданными параметрами в нижнем волокне образуется очень узкая область разрежения, где температура, определяемая отношением давления к плотности, имеет корональные значения. Далее, в этом месте даже при чрезвычайно малом изменении магнитного поля ( B0 = 89.00 89.22 ) плотность и Т переходят через нуль и принимают отрицательные значения (Рис. 3в). Тот же эффект возникает при малом изменении нуль-пункта системы. (Отметим, что в приведенном примере B0 относительно невелико – 89 Гс; можно построить исходное состояние равновесия и при большем значении B0, опустив нульпункт z0 еще ниже на несколько сотен км, но это не меняет существа дела.) Смысл нашего подхода: даже при гладком распределении магнитного поля типа (8) в равновесной плазме возникает настолько неоднородное распределение плотности, что в некоторой области концентрация частиц уменьшается до исчезающее малых величин, при том, что плотность электрических токов здесь отлична от нуля и сохраняется по условиям равновесия: j = c(4 ) 1 rotB = ne eV const. В такой ситуации токовая скорость электронов в данной области резко нарастает, достигая тепловой скорости ионов. Это ведет к мгновенному возбуждению плазменных неустойчивостей, появлению «аномального» сопротивления etc…, т.е. – к вспышке.

Остается еще один вопрос: почему верхний магнитный жгут улетел, а нижний, поднимавшийся следом, – остановился и «выгорел»?

При том продольном поле By2 = 8k 4 A4 B02, которое здесь можно было ввести, не нарушая равновесия, в жгутах доминирует азимутальное поле B2 Bx2 + Bz2 > By2, которое и является «драйвером» коронального выброса, порождая силу, действующую по радиусу кривизны петли R и растягивающее ее в длину [7] (при сохранении равновесия по малому радиусу а).

Верхний жгут, нагруженный плотной и холодной массой, именно действием этой силы и был выброшен наружу. Второй жгут не успел за ним последовать, поскольку в нем при выходе в корону произошел в месте наибольшего разрежения «пробой» плазмы, и энергия азимутального поля B начала расходоваться на производство вспышки, т.е. быстро конвертироваться в тепловую энергию и энергию ускоренных частиц. По этой причине движение второго жгута резко замедлилось и даже остановилось.

Работа поддержана программами ОФН-15, П-19 и грантом НШ-3645.2010.2.

1. Priest E.R. Solar magnetohydrodynamics. D. Reidel. (1982).

2. Shibata K. Theories of Eruptive Flares. Proc. IAU Symp. 226. P.241–249 (2005).

3. Low B.C. Solar Phys. 75, 119 (1982).

4. Соловьев А.А. Астрон. Журнал. 87, №1.93-102 (2010).

5. Gingerich O., Noyes R.W., Kalkofen W. Solar Phys. 18. 347–365 (1971) 6. Vernazza J.E., Avrett E.H., Loeser P. Astrophys.J. Suppl. Ser. 45. 635 (1981) 7. Соловьев А.А. Астрон. Журнал. 88. №11. 1111–1123 (2011) «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

СУБ-ТЕРАГЕРЦОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК:

ПЛАЗМЕННЫЙ МЕХАНИЗМ ИЗЛУЧЕНИЯ ХРОМОСФЕРЫ?

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург

SUB-TERAHERTZ EMISSION OF SOLAR FLARES:

PLASMA RADIATION FROM THE CHROMOSPHERE?

Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, St.Petersburg Plasma radiation mechanism for sub-THz emission of solar flares is proposed. Plasma radiation requires electric current in coronal loop, ~ 1011A, high electron number density in the chromospheric part of a flare loop, ~ 1015 cm–3, and high density of >100 keV electrons, ~ 109 cm-3. It is shown that driver for both effective electron acceleration and plasma heating up to 106–107 K can be the ballooning instability in a flare loop footpoints which generates an inductive electric field. Therewith the “clearing” conditions are more favorable for subterahertz radiation at the fundamental tone than at the second harmonic.

Одним из современных вызовов в физике Солнца явились наблюдения Кауфмана и др. [1, 2] на SST – солнечном субмиллиметровом телескопе интенсивного излучения солнечных вспышек в частотных диапазонах и 405 ГГц (Рис. 1). Ранее была известна U-образная форма радиоспектра вспышек, простирающаяся до 30 ГГц. Новые наблюдения выявили W-образный спектр: поток излучения увеличивается на частоте > 30 ГГц и простирается далее в терагерцовую область.

Из условия выхода радиоизлучения можно оценить плотность электронов плазмы в источнике излучения > p = 4e 2 n / m. Для частот p = p/2 = 200 и 400 ГГц плотность электронов в источнике должна быть 51014 см–3 и 21015 см–3 соответственно. Такие значения плотности электронов трудно ожидать в короне Солнца. При определённых условиях им могут соответствовать более глубокие слои солнечной атмосферы, а именно, хромосфера. Попытки описания суб-терагерцового излучения были предприняты на основе синхротронного механизма излучения высокоэнергичных ( 10 МэВ) электронов в сильном ( 1000 Гс) магнитном поле [2].

Флейшман и Контарь [3] показали принципиальную возможность черенСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ковского механизма излучения электронов, ускоренных в хромосфере. В отличие от короны, в частично ионизованной хромосфере атомы и молекулы дают позитивный вклад в диэлектрическую проницаемость среды ( ), которая может быть больше единицы, т.е. скорость частиц V > c / ( ) и черенковское излучение возможно.

В первом случае, однако, необходимы слишком компактный источник (~0.5") и очень высокая концентрация нетепловых электронов (n(>50 кэВ)>1012 см–3), а во втором требуется более детальный расчёт ( ) и интенсивности излучения. Альтернативной интерпретацией, по мнению Кауфмана и др. [2], может быть плазменный механизм радиоизлучения.

Известно, что плазменный механизм, обусловленный генерацией плазменных волн ускоренными электронами с последующей конверсией плазменных волн в электромагнитные, весьма эффективен в условиях солнечной и звёздных корон [4–6]. Целью настоящей работы является анализ возможности плазменного механизма суб-терагерцового излучения солнечных вспышек.

Рис. 1. Слева: Временной профиль всплеска 4 ноября 2003 г. На вкладке – данные OVSA и SST. Справа: Схематическое представление радиоспектра вспышек от метровых до субмиллиметровых длин волн. За W-образный спектр ответственны три различных механизма излучения: А, В и С [2].

Достаточно сильному магнитному полю, например, В = 2000 Гс соответствует гирочастота электронов c = 5.6 ГГц, т.е. для p = 200 ГГц отношение p / c 36 >> 1. Поэтому применимо приближением изотропной плазмы.

Для анализа возможности «просветления» хромосферы относительно плазменного механизма излучения необходимо определить порог неустойчивости плазменных волн и пороги по оптической толщине электромагнитного излучения на основном тоне p и гармонике 2 p. Они должны «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября превышать оптические толщины процессов free-free поглощения внутри и вне источника излучения.

Степень ионизации в спокойной хромосфере низкая, т.е. плотность электронов n 51013 см–3 поэтому для n 1015 см–3 необходимо нагреть хромосферу до температуры 106 К, что возможно при вспышке. Механизм нагрева хромосферы также является предметом исследования в данной работе.

Яркостная температура электромагнитного излучения из слоя нагретой хромосферы представим в виде Здесь а – излучательная способность, тепловой плазмы a / = T ), = dl – оптическая толщина, n, c и ext – оптические толщины относительно процессов нелинейного рассеяния и тормозного поглощения в источнике и в вышележащем слое плазмы с температурой Тext < T.

Выясним, какова яркостная температура излучения импульсной фазы солнечной вспышки 2 ноября 2003 г. (Рис. 1). Плотность потока излучения от источника на Солнце равна Fsfu = 7 1011Tb 2 ( ГГц) L8 2, где L8 = 10–8L см – размер излучающей области. Подставляя L8 = 30 и F = 104 sfu в формулу для F, находим соответствующие яркостные температуры: Tb(400 ГГц) 108 К, Tb(200 ГГц) 4108 К. При таких значениях яркостной температуры излучения, выходящего из источника в хромосфере и испытывающего сильное поглощение в вышележащем слое плазмы, вероятнее всего, преобладает основной тон. Более того, должен реализоваться мазер-эффект ( < 0) при достаточно высокой плотности энергии плазменных волн. Тем не менее, нужно рассмотреть оба случая: излучение на основном тоне и на гармонике.

Условия выхода плазменного излучения из хромосферы Если за генерацию ленгмюровских волн ответственны пучки ускоренных ( 100 кэВ) электронов, то порог неустойчивости по плотности энергичных частиц определяется из неравенства Размер чрезвычайно маленький (3 107 см = 0.5), а поток излучения F = 104sfu – слишком большой! На чем основан такой выбор? Такой большой поток, скорее всего, идет из области не менее 10 угл. сек. По крайней мере, соответствующие источники микроволнового и жесткого рентгеновского излучения были большими. Таким образом, яркостную температуру можно было бы понизить на два порядка.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября При n = 21015 см–3, Т =107 К величина ei 4106 с–1, то есть для p = 2.510 с порог по плотности достаточно высок: n1/n 1.610 и n1 3109 см–3. Ускоритель электронов должен располагаться в хромосфере. При этом наиболее эффективное ускорение в квазистационарных электрических полях возникает при вторжении «языка» частично ионизованной плазмы в токонесущую вспышечную арку [7]. Следующий порог – затухание электромагнитного излучения на p и 2 p из-за тормозного поглощения в источнике, n > c, где оптические толщины соответствующих процессов равны [5] Здесь w = W / nk BT – уровень плазменной турбулентности, V ph с/2 – средняя фазовая скорость плазменных волн, Ln – масштаб неоднородности плотности плазмы, = (k )3 (c / p )3 характеризует ширину спектра плазменных волн, Vg – групповая скорость электромагнитных волн. При n = 51014 и 21015 см–3, Т = 107 К оптические толщины c равны соответственно Ln = 3107 см, находим L 10–1Ln 3106 см. Тогда для основного тона и гармоники получаем n1 1.5 107 w, n 2 2 106 w. Отсюда определяем уровень плазменной турбулентности, при которой в источнике выполняется условие n > c : w1 > 310–4, w2 > 10–4. В таком случае яркостные температуры излучения на основном тоне и гармонике выражаются формулами Казалось бы, как следует из (4), яркостная температура в источнике достигнет наблюдаемой ( 108 K) даже при w 10–9. Однако на пути излучения существует слой плазмы (верхняя хромосфера и переходная область) с Тext 3104-105 К и с плотностью электронов next 1012–1013см–3. Из оценок следует, что оптические толщины такого слоя для free-free процесса при Lext =108 см в случае основного тона и гармоники равны соответственно ext1 210 и ext 2 1.310. Из сравнения ext и соотношений (1) и (4) видно, что даже при w =10–1 излучение на гармонике полностью поглотится (достаточно ext 2 20), а излучение основного тона выйдет уже при w = 10–3.

Нагрев плазмы и ускорение в хромосфере Таким образом, «просветление» хромосферы в суб-терагерцовом диапазоне относительно плазменного механизма радиоизлучения требует «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября большой концентрации ионизованной компоненты плазмы в области хромосферы n 1015 см–3 и достаточно плотных пучков электронов n1 3109 см-3 энергиями > 100 кэВ. Это возможно при нагреве хромосферы в процессе вспышки до температуры Т = 106–107 К и эффективном ускорительном механизме. Оба процесса могут обеспечиваться баллонной неустойчивостью, приводящей к проникновению языков частично ионизованной плазмы в токонесущую вспышечную арку в её хромосферной части [7]. При развитии баллонной неустойчивости в основании корональной магнитной петли возникает индукционное электрическое поле, которое ускоряет частицы. Ускоренные частицы могут, с одной стороны, служить источником нагрева, а с другой стороны – приводить к возбуждению плазменной турбулентности. Индукционное электрическое поле, возникающее при развитии баллонной неустойчивости, направлено вдоль оси ловушки и имеет величину достаточную для ускорения электронов и ионов до энергий s Ez l 500 2500 кэВ, если скорость языка плазмы, вторгающегося в петлю при развитии баллонной неустойчивости, V (1 5) 105 см / сек. Эта скорость порядка тепловой скорости ионов «внешней» хромосферной плазмы, окружающей основания корональной магнитной петли. В формуле (5) l 5 107 см – протяженность по высоте «языка» плазмы, r 107 см – радиус оснований магнитной петли, L 5 109 см – характерная длина вспышечной петли, I 0 1011 A – электрический ток в магнитной петле во время достаточно крупной вспышки. Частицы с энергией порядка 300–500 кэВ имеют длину пробега в области предполагаемого источника терагерцового излучения около 500 км, поэтому они все релаксируют в хромосфере и их энергия идет на нагрев плазмы и на генерацию плазменной турбулентности. Скорость нагрева хромосферной плазмы быстрыми частицами оказывается достаточной для компенсации радиационных потерь qr 3 10 n T (T 5 10 K ) и нагрева плазмы до 10 К при отношении поля Драйсера к ускоряющему полю ED / Ez 40. Легко видеть, что такое условие может быть выполнено в источнике, если, например, Ez 7,5 102 в см-1, что близко к оценке (5). Концентрация ускоренных частиц может быть определена из уравнения (6):

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Она почти на порядок превышает порог, обусловленный столкновительным затуханием плазменных волн. Отметим, что если в источнике излучения – хромосферной части вспышечной петли, величина электрического тока I 0 1011 A = 3 1020 СГС, то условие равновесия I 0 = cr p требует максимального давления в петле р 106 эрг/см3, которое совпадает со значением nkBT. При этом «поперечное» магнитное поле B = 2I0/cr 2000 Гс препятствует диффузии горячей плазмы в ходе импульсной фазы вспышки.

Таким образом, если в корональной магнитной петле реализуются условия для возникновения баллонной неустойчивости и существования достаточно больших электрических токов, включается эффективный механизм ускорения частиц в хромосфере, обусловленный генерацией индукционного электрического поля. Ускоренные частицы остаются локализованными в пределах хромосферы, формируя здесь область с плотной горячей плазмой и ленгмюровской турбулентностью, которая является источником суб-терагерцового излучения.

Работа поддержана грантами РФФИ № 11-02-00103, 10-02-00265 и 10-02-00624, а также Программой Президиума РАН «Происхождение звезд и галактик», Программой ОФН РАН «Плазменные процессы в Солнечной системе» и грантом ведущих научных школ НШ-3645.2010.2.

1. Kaufmann P., Raulin J.P., de Castro C.G.G. et al. 2004, ApJ, 603, L121.

2. Kaufmann P., de Castro C.G.G., Costa J.E.R. et al. 2009, ApJ, 697, 420.

3. Fleishman G.D., Kontar E.P. 2010, ApJ, 709, L127.

4. Железняков В.В. 1997. Излучение в астрофизической плазме, М.: Янус-К 5. Zaitsev V.V., Stepanov A.V. 1983, Solar Phys., 88, 297.

6. Stepanov A.V., Kliem B., Krger A. et al. 1999, ApJ, 524, 961.

7. Zaitsev V.V., Urpo S., Stepanov A.V. 2000, A&A, 357, 1105.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ИССЛЕДОВАНИЕ ДИНАМИКИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ

ПО ДАННЫМ SOHO/MDI В ОБЛАСТИ ВСПЫШЕК, СВЯЗАННЫХ

С КОРОНАЛЬНЫМИ ВЫБРОСАМИ МАССЫ ТИПА ГАЛО

Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033, г. Иркутск, Россия, а/я-

EXAMINING THE MAGNETIC FIELD DYNAMICS FROM SOHO/MDI

DATA IN THE REGION OF GENERATION OF HALO CORONAL

MASS EJECTIONS AND THEIR ASSOCIATED FLARES

Institute of solar-terrestrial physics SB RAS, 664033, Irkutsk, Russia, P.O Calibrated SOHO/MDI data with the time resolution of 96 minutes and 1 minute were used to investigate variations of photospheric magnetic field in the area of solar flares related to halo coronal mass ejections registered during 1997-2007.

Чтобы выяснить физические механизмы генерации корональных выбросов массы типа гало (ГКВМ) [1], важно получить ответ на вопрос: что происходит с магнитным полем в области возникновения таких корональных выбросов до их появления и после. Это связано с тем, что, согласно преобладающей сегодня точке зрения, корональные выбросы массы возникают в результате нарушения магнитного равновесия в структурах короны, а энергия выбросов черпается из энергии магнитного поля [2]. Т.к. точно определить место возникновения ГКВМ часто затруднительно, то на первом этапе изучение вариаций магнитного поля в связи с возникновением ГКВМ можно свести к изучению вариаций фотосферного поля в области солнечных вспышек, связанных с ГКВМ.

Исследованию изменений фотосферного магнитного поля в области вспышек посвящено много работ (см. [3–5] и цитируемую в этих работах литературу). Тем не менее, ряд важных аспектов изменения магнитного поля в области вспышек остаются невыясненными. Целью настоящей работы является исследование свойств фотосферного магнитного поля по данным SOHO/MDI в области и в ближайшей окрестности солнечных вспышек, связанных с ГКВМ, до начала этих вспышек и после.

Для исследования свойств магнитного поля в области связанных с ГКВМ вспышек по данным каталога http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/halo/halo.html были отобраны три группы ГКВМ: самые быстрые со скоростью V > «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября км/с, с промежуточной скоростью 1500 > V > 1000 (только связанные с вспышками рентгеновского класса Х) и самые медленные (V < 650 км/с).

При этом анализировались ГКВМ, связанные с вспышками, центры которых располагались по долготе в диапазоне 15°E –45°W. Таких в этих группах оказалось 20, 16 и 20 событий (из группы медленных ГКВМ случайным образом была отобрана лишь ее часть).

Магнитные поля определялись по данным инструмента SOHO/MDI.

Использовались калиброванные магнитограммы полного диска с уровнем 1.8 со временем между соседними магнитограммами 96 минут и 1 минута (ftp://soi-ftp.stanford.edu/). Угловое разрешение на этих магнитограммах составляет 4. Параметры магнитного поля усреднялись в пределах «квадрата» на поверхности Солнца размером 3.14°3.14°. Для анализа использовались следующие параметры измеряемого поля: («разбаланс» поля),. Здесь скобки означают усреднение величины внутри скобок по площади «квадрата», Bl – измеряемая по лучу зрения компонента магнитного поля. При этом усреднение производилось для полей с |Bl| > 100 Гс, 500 Гс и 800 Гс. При анализе быстрых изменений магнитного поля в области вспышки по данным MDI с минутным разрешением, поведение характеристик магнитного поля сравнивалось с изменением со временем интенсивности IX(t) мягкого рентгеновского излучения в диапазоне длин волн (http://goes.ngdc.noaa.gov/data/).

На Рис. 1(А–Г) показаны изменения || и со временем по данным с 96-минутным разрешением до начала вспышки (t = 0 на графиках) и после ее начала, полученные методом наложения эпох.

Рис. 1. Изменения || и со временем в области вспышки по данным с 96минутным разрешением до начала вспышки (t = 0 на графиках) и после ее начала, полученные методом наложения эпох. А, Б –V > 1500 км/с; В, Г – V < 650 км/с. Пунктир – среднеквадратичный разброс.

Видно, что для двух групп анализируемых ГКВМ, в среднем, обе характеристики магнитного поля растут со временем до момента вспышки в «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября течение более 32-х часов, затем в течение длительного времени уменьшаются (кроме «разбаланса» для событий с медленными ГКВМ). Заметим, что результат, аналогичный Рис. (А, Б) был получен для трех вспышек в работе [2], но там использовались измерения магнитного поля, проводившиеся раз в сутки. В некоторых конкретных событиях изменение анализируемых компонент поля отличается от изменений, приведенных на Рис. 1.

Анализ значений и в момент вспышки и изменения этих параметров со временем до вспышки позволил сделать следующий вывод: необходимым условием возникновения солнечной вспышки, связанной с ГКВМ, является превышение в области вспышки «разбалансом» магнитного поля и средним модулем поля граничных значений, зависящих от скорости ГКВМ. В тех случаях, когда и в области вспышки меньше граничных значений, эти параметры растут до начала вспышки, в противном случае они до начала вспышки могут не меняться или уменьшаться со временем.

Вариации магнитного поля в области вспышки по данным MDI с временным разрешением 1 минута были исследованы только для 9 событий с самыми быстрыми ГКВМ, для которых были данные. На Рис. 2(А–Г) приведены примеры быстрых изменений и после начала вспышки для события 28.10.2003. Первый тип вариаций параметров поля наблюдался в «квадрате», центр которого совпадал с центром вспышки, второй тип был зарегистрирован в «квадрате», центр которого смещен на 3° к северу.

Ранее такого рода быстрые вариации параметров поля в области вспышек уже наблюдались ([4–5]). В то же время мы зарегистрировали более широкий спектр быстрых изменений поля после начала вспышки (Рис. 3). Сравнение быстрых изменений параметров поля с временным ходом IX(t) свидетельствует о близости длительности изменений магнитного поля и времени нарастания интенсивности мягкого рентгеновского излучения до максимального значения.

Рис. 2. Примеры быстрых изменений и после начала вспышки (показано тонкой вертикальной линией) для события 28.10.2003: импульсное (А, Б) и ступенчатое (В, Г). В первом случае координаты центра «квадрата» усреднения S16E08, во втором случае – S13E08. Пунктиром показано изменение со временем интенсивности мягкого рентгеновского излучения по данным GOES.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Рис. 3. Изменения со временем «разбаланса» поля, полученные методом наложения эпох (t = 0 – начало вспышки) для области центра вспышки (А) и областей, смещенных в различные стороны на ~3o (Б–Г).  Наш анализ показал, что при смещении от центра вспышки более, чем на 4.5° практически не наблюдается заметных изменений параметров магнитного поля после начала вспышки.

Приведем некоторые обобщающие выводы нашего исследования быстрых вариаций магнитного поля в области вспышек, связанных с ГКВМ.

1). Начало мощных вспышек, связанных c самыми быстрыми ГКВМ, сопровождается быстрыми (с масштабом от нескольких минут) импульсными или ступенчатыми изменениями и в области вспышки и в ее ближайшей окрестности. 2). Временной ход разбаланса и модуля поля в одном и том же месте может иметь как один и тот же, так и различный вид.

3). В деталях временной ход разбаланса поля может различаться для поля с |Bl|>100 и 500 Гс. 4). Часть активной области с наиболее сильными изменениями и сконцентрирована в окрестности центра вспышки размером примерно 4.5°.

1. Howard R.A., Michels D.J., Sheeley N.R. Jr., Koomen M.J. // Astrophys. J.1982. V. 263, P. L101-L104.

2. Mikic Z., Lee M.A. // Space Science Reviews. 2006. V. 123, Iss 1–3, P. 57-80.

3. Зверева А.М., Северный А.Б. // Изв. Крымской Астроф. Обс. 1970. Т. XLI-XLII, С.97.

4. Kosovichev A.G., Zharkova V.V. //Ap.J. 2001. V. 550, P.105.

5. Sudol J.J., Harvey J.W. // Ap.J. 2005. V. 635, P. 647.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ

ИНТЕНСИВНОСТИ И СТЕПЕНИ ПОЛЯРИЗАЦИИ

ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ВДОЛЬ ПЕТЛИ

МАГНИТНОГО ПОЛЯ ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

Чариков Ю.Е.1,3, Кудрявцев И.В.1, Мельников В.Ф. Учреждение Российской академии наук Физико-технический институт Учреждение Российской академии наук Главная (Пулковская) астрономическая Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Санкт-Петербургский государственный политехнический университет»,

SPACE VARIATIONS AND POLARIZATION DEGREE OF HARD XRAYS ALONG A MAGNETIC LOOP IN SOLAR FLARES

Charikov Yu.E.1,3, Kudryavtsev I.V.1, Melnikov V.F. Ioffe Physical-Technical Institute of Russian Academy of Sciences, Central Astronomical Observatory of Russian Academy of Sciences, St. Petersburg State Polytechnical University, 195251, Russia, St. Petersburg A modeling of temporal and spatial distribution of hard X-ray/gamma-ray emission has been conducted. We considered two possibilities with the injection of relativistic (30 keV– 1 MeV) electrons located in the loop top. One of them is with an electron beam highly directed along a magnetic loop, and another one with isotropic pitch-angle distribution. We have solved the time–dependent Fokker-Planck equation for relativistic electrons in a converging magnetic field. The bright hard X-ray source in the loop top is formed in the case of the isotropic injection. Positive polarization degree reach up to 25%.

Жесткое рентгеновское излучение (ЖРИ) является источником информации об энергетическом и угловом распределениях ускоренных в солнечных вспышках электронах. В последние десятилетия появились данные о локализации ЖРИ, свидетельствующие о наличии источников не только в основании магнитной петли (петель), но и в ее вершине, то есть высоко в короне [1]. Так, например, для вспышки 13 июля 2005 года рентгеновские изображения в диапазоне 18–22 кэВ, полученные на RHESSI [1] показывают наличие 3-х источников излучения: два из которых находятся симметрично относительно вершины петли в ее подножиях, а третий в самой вершине, в короне. Следует отметить, что подобная картина наблюдалась и на более высоких энергиях.

Для интерпретации подобного рода источников следует рассмотреть, во-первых, кинетику ускоренных электронов во времени и вдоль магнитСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ной петли при учете энергетического, углового, пространственного и временного распределений.

Релятивистское уравнение Фоккера-Планка запишем в виде [2] Магнитное поле моделировалось параболическим законом [3] B( s ) Начальные и граничные условия задавались в виде:

S(E,,s,t) = S1(E)S2()S3(s)S4(t) S2() = 1 в изотропном случае.

Время инжекции электронов t1 = 2.6 с. Рассматривалось два вида инжекции – изотропная и анизотропная в конусе с 0 = 0.81 вдоль оси магнитного поля петли. Результаты численного интегрирования представлены на следующих рисунках. Рассмотрим случай изотропной инжекции ускоренных электронов в вершине петли.

Из рисунка 1 следует, что первоначально изотропное распределение электронов превращается в анизотропное с максимумом на 90° в широком диапазоне энергий – от 30 кэВ до нескольких МэВ. Поперечная анизотропия электронов должна определять величину и знак степени поляризации ЖРИ.

Как следует из рис. 2 степень анизотропии со временем уменьшается в первую очередь для малых энергий электронов, что будет уменьшать степень поляризации ЖРИ.

Теперь рассмотрим распределение электронов для этого же случая инжекции в подножиях петли. Сравнение кривых, представленных на Рис. 2 и 4, показывает, что в подножиях степень анизотропии электронов намного меньше, чем в вершине. Особенно это уменьшение заметно на «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября меньших энергиях. Кроме того, поперечный характер анизотропии меняется на продольный. Все это должно проявляться в поляризации ЖРИ.

f(E,)/f(E,90 ) Рис. 1. Нормированная функция распределения ускоренных электронов на расстоянии 3,37·107 см от вершины петли для момента времени t = 3 с после начала инжекции и для различных значений энергии в зависимости от питч – угла f(E,)/f(E,90 ) «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября f(E,)/f(E,90 ) Рассмотрим результаты расчета интенсивности и степени поляризации ЖРИ для соответствующих распределений ускоренных электронов.

где S(z) – площадь поперечного сечения источника (петли), в общем случае зависит от координаты вдоль оси магнитной петли (уменьшается с ростом z), n (z) – концентрация ионов плазмы, зависит от координаты z и определяется модельным образом. R = 1.5 1013 см – астрономическая единица.

Полное (просуммированное по поляризации) сечение тормозного излучения получено в работе [4] в борновском приближении. Как следует из Рис. 4 интенсивность ЖРИ достигает в максимуме 70 относительных единиц, энергетический спектр становится жестче со временем. По сравнению с источником в вершине петли ЖРИ из подножий более интенсивное (Рис. 5), поток примерно в два раза выше, жесткость энергетического спектра со временем меняется со временем медленнее. Таким образом, для случая изотропной инжекции в вершине петли могут наблюдаться 3 источника сравнимых по потоку – один в вершине и два в подножиях. Рассмотрим результаты расчета степени поляризации ЖРИ.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Отн.ед.

Рис. 4. Энергетический спектр ЖРИ из вершины петли для случая изотропной инжекции электронов для различных моментов времени. Угол наблюдения = 90°.

Отн. ед.

Рис. 5. Энергетический спектр ЖРИ из подножий петли для случая изотропной инжекции электронов для различных моментов времени. Угол наблюдения = 90°.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Рис. 6. Степень поляризации ЖРИ из вершины для разных моментов времени как Степень поляризации ЖРИ в начальные моменты времени после инжекции достигает 18% и имеет положительный знак (Рис. 6), что свидетельствует о поперечном характере анизотропии в распределении ускоренных электронов. Со временем величина степени поляризации ЖРИ уменьшается, знак поляризации меняется на противоположный. Через 10 с величина степени поляризации становится равной –8%. Степень поляризации ЖРИ из подножий не превышает 1% и потому обсуждению не подлежит.

Рассмотрение случая анизотропной инжекции вдоль оси магнитной петли будет изложено в следующей статье.

1. Krucker S., Battaglia M., Cargill P.J., et al. Astronomy and Astrophys. Rev., Vol. 16, 155–208, 2008.

2. Hamilton R.J., Lu E.t., Petrosian V., Astrophys.J., Vol. 354, 726–734, 1990.

3. Мельников В.Ф., Горбиков С.П., Резникова В.Э., Шибасаки К., Астрономический журнал, т.70, N10, 1472–1474, 2006.

4. Gluckstern R.L., Hull M.H., Phys. Rev., Vol. 90, 1030, 1953.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

НОВАЯ СИСТЕМА РЕГИСТРАЦИИ НА РАДИОТЕЛЕСКОПАХ

Горная астрономическая станция ГАО РАН, Кисловодск, Россия

NEW SYSTEM OF REGISTRATION ON RADIO TELESCOPES

RТ-2 AND RТ-3 ON KISLOVODSK STATION

Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory at Pulkovo of the Russian Academy of Sciences, Kislovodsk, Russia Upgrade of system of registration on radio telescopes of Kislovodsk Mountain Station RT- ( = 3.2 cm) and RT-3 ( = 4.9 cm) by means of the developed hardware-software complex.

Регулярные наблюдения радиоизлучения Солнца дают важную информацию об уровне солнечной активности и быстропротекающих процессах в солнечной атмосфере. Радиотелескопы, регистрирующие полный поток радиоизлучения Солнца могут использоваться как для мониторинга вспышечных процессов, так и для исследовательских задач по изучению динамики солнечных вспышек и квазипериодических процессов в солнечной атмосфере. Современная компьютерная техника позволяет произвести модернизацию использующихся радиотелескопов для обеспечения улучшения их характеристик, функциональности и удобства использования.

Целью текущей модернизации системы регистрации является разработка аппаратно-программного комплекса для реализации следующих задач: 1) Создание многоканального компьютерного синхронного детектора реального времени c независимым детектированием сигнала модуляции;

2) Уменьшить постоянную времени радиоданных с 500 мс до 100 мс;

3) Реализовать систему программных аттенюаторов низкочастотного сигнала обеспечивающих регистрацию радиосигнала при увеличении в 30 дБ некомпенсированного сигнала Солнца во время больших всплесков;

4) Обеспечить простоту при изменении числа регистрируемых каналов и их аппаратных характеристик; 5) Применить цифровую фильтрацию входных сигналов для уменьшения аппаратной части; 6) Реализовать удобный и информативный графический интерфейс для вывода радиоданных и для их обработки (калибровка, всплески) непосредственно во время наблюдения; 7) Создание удобных средств диагностики работы радиотелескопов;

8) Реализация возможности регистрации подобной «старой» системы использующей внешний синхронный детектор (одноканальный ввод);

9) Вывод в реальном времени через Интернет графиков изменения радиоизлучения Солнца каждые 10 минут.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Для реализации этих задач была написана многозадачная программа, на языке программирования VisualC из пакета Microsoft Visual Studio 2008.

В качестве карты АЦП-ЦАП использовалась PCI-плата L-791 (ООО "Л КАРД") с АЦП частотой преобразования 400 кГц, имеющей 32 независимых канала ввода и разрядностью 14 бит. Это дало возможность реализовать многоканальный компьютерный синхронный детектор реального времени и уменьшить постоянную времени до 100 мс при практически той же чувствительности. Внутренний аттенюатор карточки (Vmax = ±10V.

±0.078V) дал возможность получить динамический диапазон радиосигнала не менее 30 дБ.

Рис. 1. Схема аппаратно-программного комплекса регистрации радиоизлучения Солнца.

На рис. 1 представлена структурная схема данного аппаратно-программного комплекса. С радиотелескопов, при использовании модуляционного радиометра-поляриметра, приходит детектированный разностный низкочастотный сигнал между сигналом с облучателя и компенсирующим сигналом. Этот сигнал соответствует частоте модуляции с небольшой фазовой задержкой. В программе предусмотрен её учет. Этот сигнал поступает на активный ФВЧ на ОУ, для удаления постоянной составляющей из сигнала (частота среза 2 Гц) и увеличения выходного сопротивления для повышения помехоустойчивости. Далее сигнал поступает на один из каналов АЦП платы. Параллельно на другой канал АЦП поступает сигнал модуляции. Возможен также режим «старой» системы регистрации использующей внешний синхронный детектор (одноканальный ввод).

Для получения данных с АЦП применяется циклический буфер, который для карты L-791 в компьютере всегда имеет один и тоже размер К 32-х разрядных отсчетов. Этот буфер равномерно распределяется между используемыми каналами АЦП, учитывая при этом, что в режиме компьютерного синхронного детектора необходимо задействовать два канала. В оцифрованном сигнале модуляции определяются моменты переключения и средняя частота меандра, измеряемая за время считывания буфера (1сек). Эту частоту мы вырезаем с помощью полосового или гребенчатого цифрового фильтра. Параметры фильтрации задаются для каждого канала.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Рис. 2. Использование трех буферов АЦП для цифровой фильтрации данных.

Т.к. при использовании цифровых фильтров в начале и в конце массива имеет место потеря данных равная половине числа членов фильтра в программе применяется дополнительный буфер по длине равный трем буферам АЦП (пред + активный + пост), которые постепенно вытесняют друг друга так, что старые данные заменяются новыми (рис. 2). Обрабатываются данные после фильтрации активного буфера.

С учетом моментов переключения меандра модуляции, фазовой задержки в сигнале определяются уровни, соответствующие сигналу с облучателя и компенсирующему сигналу. Вычисляется разница между этими уровнями. Это и есть искомое значение, которое усредняется за 100 мс и записывается. Реализована система программных аттенюаторов разностного сигнала для регистрации больших всплесков на Солнце. Если сигнал достигает 90%, от диапазона АЦП, происходит переключение на менее чувствительный диапазон.

Удобный и информативный графический интерфейс программы тоже немаловажен. Есть возможность изменения параметров сбора радиоданных непосредственно из интерфейса программы с помощью специального диалога. Есть диалог, который реализует двулучевой осциллограф реального времени для контроля и диагностики работы радиотелескопов. Проведение обработки каждодневной калибровки радиоданных без прерывания регистрации из интерфейса программы для перевода данных в физические величины.

Интерфейс программы представляет собой графическую оболочку под операционную систему Windows XP (рис.3) на основе однодокументного MDI. Основными элементами основного окна являются диаграммы временных графиков. Одна из которых является графиком временного изменения радиосигнала за весь день наблюдения с возможностью масштабирования. Другая является осциллографической диаграммой реального времени для контроля работы. В режиме компьютерного синхронного детектора в этой диаграмме выводятся данные входного сигнала, сигнала модуляции и результатов цифровой фильтрации. Также в программе появилась возможность вывода через Интернет на web-сайте станции в реальном времени графика радиосигнала Солнца каждые 10 минут. Это осуществляется с помощью функций протокола FTP реализованных в программе.

На рис. 4 приведены графики всплесков при одновременной работе старой и новой системы регистрации. Хорошо видно улучшение временного разрешения при работе с новой системой регистрации.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Загрузка и инициализация оболочки многозадачной программы под Windows Загрузка конфигурационного файла для определения параметров регистрации (число и типы радиоканалов, постоянные времени, тип регистрации, и др.) Запуск непрерывного Инициализация платы L-791M для сбора с АЦП потока для сбора данных с АЦП с опредеЗапуск основного графического интерфейса программы лением времени (1ms) (пред+активный+пост) ого или гребенчатого) Детектирование сиг- сигналов на экран специальный диа- Вывод в реальнала модуляции и ра- в виде осцилло- лог с двулучевым ном времени чебота программного грамм. Вывод на осциллографом рез Интернет грасинхронного детектора экран различных реального време- фика радиосигнатекстовых дан- ни для контроля ла Солнца с пост.

Рис.4. Радиовсплески при одновременной работе старой и новой системы регистрации.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ и НШ-3645.2010.2.

1. Шрамко А.Д. Методика наблюдений и обработки солнечных всплесков на радиотелескопе горной астрономической станции ГАО на волне 5.1 см. // Изв. ГАО. 2004.

2. Есепкина Н.А., Корольков Д.В., Парийский Ю.Н. Радиотелескопы и радиометры. М.:

Наука. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

СОЛНЕЧНЫЕ ЛОКАЛЬНЫЕ ИСТОЧНИКИ В РАДИОДИАПАЗОНЕ

ПО ЧАСТНОМУ ЗАТМЕНИЮ 04.01.2011 НА ГАС ГАО РАН Горная астрономическая станция ГАО РАН, Кисловодск, Россия

SOLAR LOCAL SOURCES IN THE RADIO EMISSION ON PARTIAL

ECLIPSE ON JANUARY 4, 2011 ON KISLOVODSK STATION Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory at Pulkovo of the Russian Academy of Sciences, Kislovodsk, Russia The analysis of the observant data of a partial solar eclipse from 1/4/2011 on the data from radio telescopes RT-2 ( = 3.2 cm) and RT-3 ( = 4.9 cm).

Солнечное затмение – уникальное событие, каждый раз дающее новые наблюдательные данные. Затмение 04.01.2011 г. произошло в день, когда на диске Солнца наблюдались несколько мощных локальных источников (ЛИ): группа пятен, униполярное пятно, факельные площадки, а также протяженное волокно и корональные дыры (КД).

Цель данной работы это исследование влияния различных ЛИ на интегральный поток радиоизлучения Солнца.

4 января 2011 г. наблюдение частного солнечного затмения проводилось на двух радиотелескопах Кисловодской ГАС РТ-2 ( = 3.2 см) и РТ- ( = 4.9 см), в канале интенсивности, квазинулевым методом. В месте наблюдения (l = 42°40E, f = 43°44N) максимальная фаза затмения составила 0.69. Для отождествления ЛИ на диске Солнца в день наблюдения затмения использовались данные орбитальной обсерватории SDO (спектрогелиограф AIA). Контроль быстропротекающих процессов, пульсаций и колебаний высокой мощности во время затмения осуществлялся по данным спутников GOES-15.

Для определения радиоизлучения от различных участков на диске Солнца была написана программа на языке IDL6.1, которая моделирует процесс затмения, по методике, описанной в [1]. Графики компьютерного моделирования данного солнечного затмения представлены на рис. На радиозатменных кривых покрытия (рис. 2, вверху) видны неоднородности, которые мы отождествили, используя оптические данные спутника SDO, с различными ЛИ: две группы пятен (ГП), униполярное пятно «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября (УП), факельные площадки (ФП), волокна (В), среднеширотные и полярные КД.

Рис. 1. Наложение фаз затмения на негативы SDO HMII и AIA171.

Рис. 2. Наблюдённые радиозатменные кривые и данные GOES-15.

Используя расчеты, сделанные в [2, 3] можно определить теоретическое изменение интенсивности радиоизлучения от центра к лимбу, которое зависит от температуры верхнего слоя хромосферы и короны (рис. 3, внизу). Эти расчеты и найденные источники были использованы при построении модели радиокарт Солнца для 3.2 см и 4.9 см (рис. 3, вверху).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Рис. 3. Радиокарты и изменения радиояркости Солнца от центра к лимбу Рис. 4. Наблюдаемые и теоретические затменные кривые Солнца для 3.2 и 4.9 см.

Используя эти карты и подбирая радиоинтенсивность найденных источников, мы добивались максимального соответствия наблюдаемой и теоретической затменных кривых Солнца (рис.4). Необходимо было учитывать погодные условия наблюдения, которые были не идеальными, а также во время затмения по данным GOES-15 произошли два всплеска класса С3 и С6 (рис. 2, внизу). Учитывая вышеизложенные факты, мы добились хорошее согласование между наблюдаемыми и теоретическими «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября кривыми (рис. 4). Потоки радиоизлучения ЛИ (рис. 5) в относительных (относительно радиоизлучения центра диска Солнца) и абсолютных единицах приведены в табл. 1.

Работа выполнена при поддержке грантов РФФИ и НШ-3645.2010.2.

1. Шрамко А.Д., Сеник В.А., Тлатов А.Г. Наблюдение солнечного затмения 29.03.2006 в радиодиапазоне на волнах 3.2 и 4.9 см (ГАС ГАО РАН) // Труды конф., 2007, СПб, ГАО РАН, с. 369–374.

2. Шрамко А.Д., Гусева С.А. Сравнительный анализ данных солнечного затмения марта 2006 года в сантиметровом радиодиапазоне с наблюдениями эмиссионных линий // Труды конф., 2007, СПб, ГАО РАН, с.365–368.

3. Шрамко А.Д., Гусева С.А. Исследование радиоизлучения корональных дыр в минимуме активности Солнца по частному затмению 01.08.2008 на ГАС ГАО РАН // Труды конф., 2011, СПб, ГАО РАН, с.459–462.

ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ОСОБЕННОСТЬ В СПЕКТРЕ КОРОТКОПЕРИОДИЧЕСКИХ

КОЛЕБАНИЙ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ NOAA

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, С.-Петербург Радиоастрономическая обсерватория Нобеяма, Япония

FEATURE IN THE SPECTRUM OF SHORT-TERM OSCILLATIONS

OF THE MICROWAVE EMISSION OF NOAA Central Astronomical Observatory at Pulkovo, St.-Petersburg, Russia Nobeyama Solar Radio Observatory, Minamisaku, Nagano, Japan We present investigation of oscillations’ parameters of microwave emission in connection with their flare activity for NOAA 10139. We used radio maps of the Sun obtained with the Nobeyama Radioheliograph at frequency of 17 GHz. The spatial resolution of the radio data was about 10–20 arcsec. We made synthesis of full Sun images with the cadence 10 seconds and with the time averaging of 10 sec too. We find differences in the oscillations between pre-flare and post-flare phases. In particular, we demonstrate a case of powerful threeminute oscillations that start just before the burst. This event is similar to the case of the precursor investigated by Sych, R. et al. (Astron. Astrophys. 505, 791, 2009).

Короткопериодические колебания излучения различных структур солнечной атмосферы отражают волновые процессы, происходящие в активных областях, и исследование таких явлений может служить мощным инструментом диагностики корональной плазмы [1].

Данная работа продолжает серию работ, начатых авторами по изучению связи короткопериодических (с периодами до 10–15 минут) колебаний со вспышечной активностью [2–4]. В работе [5] приведены наблюдательные данные, свидетельствующие о том, что короткопериодические колебания микроволнового излучения – это проявление волн, распространяющихся от фотосферы в корону вдоль магнитной силовой трубки пятна. На разных уровнях солнечной атмосферы (оптические и радионаблюдения) наблюдались похожие цуги колебаний, между которыми существовал сдвиг по времени около 40–50 сек.

Идея поиска связи между спектрами колебаний и вспышками не нова.

Связь параметров КПК микроволнового излучения и вспышечной активности была обнаружена почти 40 лет назад по наблюдениям на малых антеннах [6–8]. Однако возможности инструментов того времени были ограничены и не позволяли провести детальные исследования для отдельных активных областей. Новые возможности исследования КПК в микроволновом диапазоне [9, 10] открылись благодаря созданию радиогелиографа Нобеяма (NoRH) [11]. На радиогелиографе ведутся непрерывные наблюдения «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября с 1992 года по 7–8 часов ежедневно с временным разрешением 1 секунда в штатном режиме на частотах 17 и 34 ГГц с регистрацией интенсивности и круговой поляризации (параметры Стокса I и V). Угловое разрешение составляет 10–20 угловых секунд на частоте 17 ГГц, что позволяет уверенно выделять пятенные источники радиоизлучения.

Для обработки данных использовалась разработанная авторами методика, включающая следующие основные этапы: синтезирование полных изображений Солнца в интенсивности и круговой поляризации (параметры Стокса I и V) с шагом по времени 10 сек и временем усреднения также сек, интерактивное выделение фрагмента изображения с исследуемым источником на одном из изображений, вычисление положения фрагмента на всех остальных изображениях с учётом вращения Солнца, выделение фрагментов на всех изображениях, вычисление максимальной яркостной температуры на каждом фрагменте и построение временнго профиля, вейвлет-анализ полученных временных профилей [12]. При построении временных профилей контролировались координаты точки максимальной яркостной температуры, чтобы быть уверенными в том, что все точки временного профиля относятся к одной физической области.

Поскольку яркие пятенные источники, как правило, имеют циклотронную природу, интенсивность (параметр Стокса I) и круговая поляризация (параметр Стокса V) дают похожие результаты. Для окончательного анализа мы использовали данные только интенсивности. Рассматриваемый источник имеет размеры, сравнимые с синтезированной диаграммой направленности, и не разрешается. В такой ситуации временные профили максимальных яркостных температур и потоков дают практически одинаковые результаты, и мы ограничились использованием пиковых яркостных температур.

На рис. 1a приведён временнй профиль максимальной яркостной температуры радиоисточника АО NOAA 10139. Тренд вызван суточным изменением синтезированной диаграммы направленности радиогелиографа. В течение дня произошло несколько небольших всплесков. Для анализа были выбраны 5 интервалов между всплесками, показанные на рисунке вертикальными штриховыми линиями. Характер колебаний в различных интервалах различен (рис 1b-1f). В течение первого интервала наблюдаются только не очень мощные колебания с периодом около 10 минут или немного больше и отсутствуют трёх- и пятиминутные колебания. Во втором фрагменте временнй серии мы видим 25-минутный цуг пятиминутных колебаний. Также проявляются 10-минутные колебания на всем протяжении интервала. Третий фрагмент показывает длительный цуг 8–10минутных колебаний и начало трёхминутных колебаний в конце интервала. На четвёртом фрагменте видны трёхминутные колебания и длинный цуг мощных десятиминутных колебаний. Аналогичная картина проявляетСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ся и на пятом фрагменте: короткий цуг умеренных трёхминутных колебаний и длинный цуг 8–10 минутных.

Рис. 1. a) Временнй профиль максимальной яркостной температуры микроволнового излучения NOAA 10139 на волне 1.76 см. Вертикальными прерывистыми линиями показаны анализируемые интервалы между всплесками. b), c), d), e), f) Вейвлет-спектры фрагментов 1, 2, 3, 4, 5 временнго профиля.

Наиболее интересная особенность проявляется в спектре колебаний для третьего фрагмента. Мощные трёхминутные колебания начинаются за 15–20 минут перед всплеском. Вероятно, это предвестник, аналогичный исследованному в работе [13]. Тот факт, что подобное явление обнаружено разными авторами и для событий разной мощности, позволяет предположить, что оно не является единичным, и следует провести специальное исследование по выявлению подобных случаев. Одна из возможных интерпретаций заключатся в том, что МГД волны, распространяющиеся вдоль силовой трубки магнитного поля пятна снизу вверх, могут вызывать вспыСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября шечные процессы. В работе [13] предполагается возможность использования таких предвестников для прогностических целей. Конечно, при этом есть некоторые трудности. Во-первых, выявление такого предвестника требует довольно сложной обработки наблюдательного материала. Вовторых, эффект проявляется всего лишь за несколько минут до вспышки или всплеска. Т.е. необходимы дополнительные исследования.

Подтверждается существование связи между спектром короткопериодических колебаний и вспышечной активностью. Обнаружен случай усиления мощности трёхминутных колебаний за 15–20 до всплеска. Возможная интерпретация эффекта – связь между МГД волнами, распространяющимися вдоль магнитного поля пятна и вспышечными процессами. Радиогелиограф Нобеяма является подходящим инструментом для подобных исследований.

Работа частично поддержана Научной программой VI.15 ОФН РАН.

1. Nakariakov, V.M., Erdelyi, R.: 2009, Space Science Reviews, 149, 1.

2. Г.Б. Гельфрейх, В.Е. Абрамов-Максимов, К. Шибасаки. Труды XI Пулковской международной конференции по физике Солнца "Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений", ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург, 2–7 июля 2007 года, с.101.

3. Абрамов-Максимов В.Е., Гельфрейх Г.Б., Сыч Р.А., Шибасаки К. Труды Всероссийской ежегодной конференции "Солнечная и солнечно-земная физика – 2010" (XIV Пулковской конференции по физике Солнца), ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург, 3–9 октября 2010 года, ред. А.В.Степанов и Ю.А. Наговицын, с. 15.

4. Abramov-Maximov, V.E., Gelfreikh, G.B., Shibasaki, K. Solar Physics, 2011, 'Online First': http://www.springerlink.com/openurl.asp?genre=article&id=doi:10.1007/s11207Abramov-Maximov, V.E., Gelfreikh, G.B., Kobanov, N.I., Shibasaki, K., Chupin, S.A. Solar Physics, 2011, Volume 270, Issue 1, p. 175.

6. Кобрин М.М., Коршунов А.И., Снегирев С.Д., Тимофеев Б.В.: 1973, Солнечные данные, №10, 79.

7. Коршунов А.И., Прокофьева Н.А.: 1976, Солнечные данные, №2, 52.

8. Алешин В.И., Кобрин М.М., Коршунов А.И.: 1973, Изв. ВУЗов, Радиофизика, 16, 9. Gelfreikh, G.B., Grechnev, V.V., Kosugi, T., Shibasaki, K.: 1999, Sol.Phys., 185, 177.

10. Gelfreikh, G.B., Nagovitsyn, Yu.A., Nagovitsyna, E.Yu.: 2006, PASJ, 58, 29.

11. Nakajima, H., Nishio, M., Enome, S., Shibasaki, K., Takano, T., Hanaoka, Y., Torii, C., Sekiguchi, H., Bushimata, T., Kawashima, S., Shinohara, N., Irimajiri, Y., Koshiishi, H., Kosugi, T., Shiomi, Y., Sawa, M., Kai, K.: 1994, Proc.IEEE, 82, 705.

12. Torrence, C., Compo G.P.: 1998, Bull. Am. Meteo. Soc. 79, 61.

13. Sych, R., Nakariakov, V.M., Karlicky, M., Anfinogentov, S.: 2009, A&A, 505, 791.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ГИБРИДНЫЙ МЕТОД ВОССТАНОВЛЕНИЯ

РАДИОИЗОБРАЖЕНИЙ СОЛНЦА НА ССРТ

Анфиногентов С.А., Кочанов А.А., Просовецкий Д.В.

Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики

А HYBRID METHOD FOR DECONVOLUTION OF SOLAR RADIO

IMAGES OBTAINED BY SSRT

Anfinogentov S.A., Kochanov A.A., Prosovetsky D.V.

The Institute of Solar-Terrestrial Physics of SB RAS, Irkutsk We present a method for hybrid reconstruction of solar radio-images obtained by Siberian Solar Radio Telescope (SSRT). The method allows one to reconstruct the distribution of radio brightness in active regions, simultaneously keeping low-contrast image details, and is based on adaptive filtering procedures and the latest modification of nonlinear deconvolution algorithm – MS CLEAN. The latter adapted to work with SSRT data. The developed algorithms can be used for SSRT pipeline data processing, as well as for restoration of solar images from a new multi-frequency radio heliograph prototype 4–8 GHz currently in operation since 2010.

Задача восстановления истинного распределения радиояркости наблюдаемых объектов не нова и возникает на этапе первичной обработки наблюдательных данных на всех радиоинтерферометрах. Изображение наблюдаемого объекта может быть представлено интегральным уравнением Фредгольма I-го рода [1,2]:

где g ( x, y ) есть наблюдаемое распределение радиояркости; f ( x1, y1 ) – истинное распределение радиояркости; h( x, y ) – передаточная функция инструмента (или диаграмма направленности (ДН) телескопа); n( x, y ) – стационарный аддитивный гауссов шум. К сожалению, задача решения данного уравнения является некорректно поставленной, поскольку спектр пространственных частот наблюдаемого изображения g ( x, y ) всегда ограничен передаточной функцией инструмента. Задача восстановления осложняется еще и тем, что функция ядра h( x, y ) в уравнении (1) может значительно отличаться от расчетной. Поэтому, на практике приходится решать уравнения типа (1) с неточно определенной функцией ядра и осуществлять экстраполяцию спектра пространственных частот изображения g ( x, y ) за область определения передаточной функции h( x, y ).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Одной из наиболее успешных процедур в радиоастрономии является алгоритм чистки – CLEAN, разработанный Хёгбомом [3] (см. также [4]) для точечных радиоисточников. Несмотря на очевидные преимущества, классический метод CLEAN и его поздние модификации (см., например, [5, 6]) обладают явными недостатками – искажения в виде «дробленой»

структуры, проявляющейся при восстановлении протяженных областей.

Кроме этого, CLEAN не способен адекватно решать задачу восстановления в случае неточного знания функции ядра уравнения (1).

Поэтому, возникает потребность в комбинированных подходах, основанных на одновременном или последовательном применении нескольких методов, позволяющих получить более качественное решение по сравнению другими процедурами обработки. Предпосылками настоящей работы послужили новые результаты, полученные в работах [7, 8, 9].

Для устранения описанных недостатков методов реконструкции радиоизображений предлагается гибридный метод реконструкции изображений Солнца, объединяющий новый нелинейный алгоритм деконволюции – MS-CLEAN [7], и метод адаптивной фильтрации радиокарт. Это позволяет восстанавливать распределение радиояркости в активных областях при одновременном сохранении слабоконтрастных деталей изображения и протяженных структур.

Мы реализовали данный метод для обработки данных Сибирского солнечного радиотелескопа (ССРТ, [10]). Восстановление изображения на ССРТ можно разделить на три этапа:

1. Предварительная обработка первичных данных, включающая (а) калибровку первичных данных (выравнивание усиления и нулевого уровня частотных каналов и т.д.); (б) формирование изображений Солнца путем преобразования координат из системы время-частота в систему часовой угол-склонение (в) подавление высокочастотных шумов за пределами полосы пропускания инструмента (П-образный фильтр низких частот с плавными краями).

2. Восстановление радиоизображения методом MS-CLEAN.

В используемом методе была применена адаптированная для данных ССРТ современная многомасштабная модификация алгоритма CLEAN – MS-CLEAN, лишенная недостатков классического алгоритма и, как результат, позволяющая одновременно восстанавливать компактные и протяженные источники радиоизлучения на Солнце. Результатом работы алгоритма является «чистая» карта и остаток от исходного изображения.

Подробное описание алгоритма с примерами можно найти в работе [7, 8].

3. Выборочная фильтрация остаточных шумов и ошибок алгоритма MS-CLEAN.

Целью этого этапа обработки является восстановление участков радиоизображения, искаженного боковыми лепестками ДН высших порядков на «остаточной» карте, основанное на информации о крупномасштабном распреСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября делении радиояркости по изображению. Перед началом фильтрации определяются участки изображения, искаженные боковыми лепестками ДН.

Рис. 1. Радиоизображение Солнца, полученное ССРТ 6 июня 2002 г. на частоте 5.7 ГГц:

исходное (а и в) и восстановленное гибридным методом (б и г). Вверху: радиокарта полного диска Солнца; внизу: увеличенное изображение пятенного источника радиоизлучения на участке солнечного диска, отмеченного на верхних панелях (а и б).

На основе анализа опорного изображения в итеративном режиме производится фильтрация «остаточной» карты. В каждой итерации находится точка, в которой обрабатываемое изображение максимально отличается от опорного. Яркость найденной точки и её окрестности изменяется в зависимости от соотношения яркостных температур текущего и опорного изображений. Такая процедура позволяет значительно подавить искажения, вызванные боковыми лепестками ДН. Получившееся изображение, следуя идеологии метода «чистки» CLEAN, можно считать «чистым» остатком.

Готовое радиоизображение получается путем сложения «чистого» остатка и «чистой» карты, полученной алгоритмом MS-CLEAN. На рисунках 1 и «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября представлены результаты работы изложенного метода и алгоритмов, разработанных на его основе.

Рис. 2. Изображения Солнца в поляризованном излучении (а), интенсивности (б) на частоте 5.7 ГГц, в линии 304 по данным EIT спутника SOHO (в) и на частоте 17 ГГц (панель г, радигелиограф в Нобеяме).

Преимущества метода:

1. Точное восстановление распределения радиояркости в солнечных активных областях без существенных потерь информации для слабоконтрастных источников 2. Возможность обработки больших массивов данных ССРТ (получение большого количества радиокарт с максимальным временным разрешением).

3. Восстановление радиокарт ССРТ в реальном времени без использования сверхмощных вычислительных систем.

4. Возможность использования метода для 2-D данных других радиоинтерферометров.

Недостаток:

Остатки боковых лепестков ДН на диске Солнца с амплитудой порядка двух амплитуд шума частотного канала вблизи уровня спокойного Солнца на радиокартах.

1. Есепкина Н.А., Корольков Д.В., Парийский Ю.Н. Радиотелескопы и интерферометры.

– М.: Наука. 1973. 415 с.

2. Гончарский А.В., Леонов А.С., Ягола А.Г. // В кн.: Некоторые вопросы автомат. обработки и интерпретации физ. экспериментов. М.: МГУ. Вып. 1. 1973. С. 170–191.

3. Hogbom J.A. // Astron. Astrophys. Suppl., 1974, V. 15, P. 417–426.

4. Cornwell T.J. // Astron. Astrophys. 2009 V.500, P. 65–66.

5. Clark B.G. // Astron. Astrophys. 1980. V. 89. P. 377-383.

6. Cornwell T.J. // Astron. Astrophys. 1983. V. 121, N 2. P. 281–288.

7. Cornwell T.J. // IEEE Journal of Selected Topics in Sig. Proc., 2008, V.2, P. 793.

8. Rich J.V. et al. // Astronomical Journal. 2008. V.136, P. 2897-2920.

9. Puetter R, Gosnell T., Yahil A. // Annu. Rev. Astron. Astrophys., 2005, V. 43, P. 139–194.

10. Grechnev V.V. et al. // Solar Physics, 2003, V.216, P. 239–272.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

СИНХРОННОСТЬ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ КОЛЕБАНИЙ

В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ

Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А.

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, С.-Петербург, Россия

SYNCHRONISM OF LONG-PERIOD OSCILLATIONS IN SUNSPOTS

The treatment of ground-based data (dopplergrams) shows that the sunspots in bipolar groups oscillate synchronously with period about 2–3 hour. The synchronization of longperiod oscillations is observed also in magnetic elements surrounding a sunspot. Due to high space resolution of SDO/MHI data, it turned to be possible to reveal the synchronism of the oscillations inside the sunspot umbra. It is shown that the umbra oscillates as a whole magnetic structure. The synchronism of long-period oscillations in sunspot is broken near “umbra-penumbra” boundary. These oscillations are completely disappeared in the quiet photosphere free of magnetic elements. The sunspots in bipolar groups oscillate synchronously, but no correlation is observed for the oscillations of sunspots from different groups. At great distance the sunspots oscillate independently. The cosmic data are contaminated by false harmonics (artifacts) The analysis of artifacts shows that the MDI (SOHO) magnetograms received with 1 minute cadence are the most suitable data, at present, to study low-frequency oscillations of sunspots.

В последние годы авторский коллектив занимается изучением низкочастотных колебаний солнечных пятен с периодами от получаса до полутора суток, при которых пятно колеблется как единое целое [1–3].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября 2. Наземные наблюдения (пулковский телескоп АЦУ-5) На рис. 1. приведены совмещенные во времени вейвлеты для лидирующего и хвостового пятна группы NOAA10960. 8-ми часовая серия цифровых спектрограмм для измерения доплеровских смещений получена 5.06.2007 г. на пулковском солнечном телескопе АЦУ-5. Видно, что низкочастотные колебания излучающей плазмы в обоих пятнах происходят синхронно.

3. Наблюдения с космического аппарата MDI(SOHO) Исследовалась серия доплерограмм MDI(SOHO), полученных 5.11.1998 г. для пятна группы NOAA 08375 с координатами N18W07. Напряженность магнитного поля в этом пятне составляла ~ 3000 Гс.

Рис. 2. Корреляция низкочастотной моды в зонах возбуждения и между ними.

Слева – спектральная карта (-L диаграмма) доплер-смещений спектральных линий для 7-часовой серии наблюдений MDI(SOHO).

На рис. 2 представлена корреляция низкочастотных колебаний в зонах возбуждения околопятенной области и между ними. В зонах возбуждения магнитное поле, имеющее фрагментированный характер, усилено, и низкочастотные колебания здесь синхронизированы с коэффициентом корреляции 0.9, в то время как для колебаний в точках вне зон возбуждения он равен ~ 0.1. Та же картина имеет место в тени пятна. Это говорит о том, что магнитное поле пятна и околопятенные магнитные структуры колеблются как единое целостное образование, что подтверждает выводы наземных наблюдений.

При исследовании долгопериодических колебаний в биполярных группах пятен уже не по доплеровским смещениям, а по магнитограммам MDI(SOHO), нами обнаружено, что колебания возбуждаются синхронно в головном и в хвостовом пятне группы. Очевидно, связь пятен в группе через связывающую их корональную магнитную силовую трубку потока является достаточно сильной, чтобы обеспечить синхронизацию колебаний больших масс пятен на уровне фотосферы и конвективной зоны.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Интересно исследовать синхронность колебаний в отдельных точках ядра пятна. Низкое пространственное разрешение магнитограмм MDI(SOHO) позволяет проделать это только для достаточно крупных пятен. На рис. 3 приведены временные ряды магнитного поля в ядре пятна.

4. Наблюдения с космического аппарата HMI(SDO) На рис.4 приведены результаты обработки 109 часовой серии магнитограмм пятна АО №11101 с 28 августа по 1 сентября 2010 г. Использована серия из 8907 магнитограмм полученных с интервалом 45 секунд и затем редуцированных к 544 магнитограммам с интервалом 12 мин. На фрагменте магнитограммы с изображением пятна отмечены цифрами контуры изогауссы, на которых исследовалось изменение магнитного поля за время Рис. 4. Слева – магнитограмма пятна с изображением изогаусс.

Справа – изменение среднего магнитного поля по изогауссе за время наблюдения.

наблюдения. Панель справа – изменение среднего магнитного поля по изогауссе за время наблюдения (брались 10 точек, равномерно распределенных по изогауссе). Как видно из рис. 4, синхронизация колебаний по фазе наблюдается почти до границы с полутенью. Если между крайними рядами 1 и 5 фазовая синхронизация еще сохраняется, то амплитудная резко ослаблена. Это означает, что периферия пятна колеблется с тем же периодом, что и вся его центральная часть (тень), но с меньшим размахом. ВблиСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября зи границы полутени (изогаусса 5) колебательный процесс «размывается», его амплитуда резко падает. В полутени колебаний уже практически нет.

Данные космических аппаратов MDI(SOHO) и HMI(SDO) могут искажаться различными артефактами. Мы показали, что для исследования низкочастотных колебаний солнечных пятен хорошо подходят серии магнитограмм MDI(SOHO) с 1-минутной каденцией, если в них отсутствуют пропуски и дефектные кадры. Серии магнитограмм MDI(SOHO) с 96минутной каденцией содержат слабый 12 и 24 ч артефакт, возникающий при сеансе телеметрии. Однако амплитуда ложных гармоник мала, они подавлена более мощными гармониками собственных колебаний пятна.

Магнитограммы HMI(SDO) с 45 сек. каденцией отягощены 12 и 24 ч доплеровскими артефактами, из-за того, что обсерватория SDO, размещенная на геосинхронной наклонной орбите (28.5°), за 24 часа описывает небольшую «восьмерку» на высоте 36000 км, вдоль меридиана 102° W. Наши исследования показали, что ложные гармоники заметно проявляются в пятнах с напряженностью поля больше 1800 Гс. Однако, во многих случаях, когда 12 или 24 ч моды проявлены, они показывает заметный дрейф по частоте, нестабильность амплитуды. Такое поведение характерно не для артефакта, а для собственных колебательных мод пятна. В пятнах из разных активных областей синхронность долгопериодических колебаний полностью отсутствует (это показано нами для пятен, наблюдавшихся с по 7 июня 2011).

По наземным данным в биполярных группах долгопериодические колебания возбуждаются синхронно. Синхронизация наблюдается и в окружающих пятно магнитных элементах. По данным MDI(SOHO) и HMI(SDO) колебания магнитного поля в отдельных точках тени пятен также синхронны, т.е. тень пятна колеблется как единое целое. Пятна, связанные в биполярные группы, испытывают синхронные долгопериодические колебания, но пятна, значительно разделенные в пространстве, колеблются независимо.

Авторы признательны д-ру P.H. Scherrer и коллективам проектов SOHO и SDO за возможность использовать данные наблюдений.

Работа поддержана академическими Программами ОФН-15 и П-19, а также НШ 3645.2010.2.

1. Ефремов В.И., Парфиненко, Л.Д., Соловьев А.А. Астрон. Ж (2007) 84. 450.

2. Efremov V.I., Parfinenko L.D., Solov’ev A.A. Solar Phys. (2010) 267. 279.

3. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Космич. Исслед. (2011) 49. №6.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

СПЕКТРАЛЬНЫЙ СОСТАВ ФОНОВОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ

НА МАГНИТОГРАММАХ HMI(SDO)

Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А.

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, С.-Петербург, Россия

SPECTRAL STRUCTURE OF BACKGROUND MAGNETIC FIELD

WITH HMI(SDO) MAGNETOGRAMS

The regular spectral components with the periods of 12 and 24 hours are revealed in background magnetic field (noise) using HMI (SDO)data. The components with the similar periods of 12 and 24 hours appear sometimes in power spectra of sunspots, when the field strength in sunspot is more than 2000 G. However, these components cannot be regarded as a result of strengthening of regular component of noise, because the oscillations of sunspots taken from different active regions are not correlated: the distant sunspots oscillate independently.

Длительные серии наблюдений магнитного поля HMI(SDO) содержат ложные гармоники – артефакты [1]. При изучении долгопериодических колебаний магнитного поля в солнечных пятнах необходимо исследовать их свойства и возможное влияние на полезный сигнал.

Типичная запись шума в произвольной точке магнитограмм HMI(SDO) вдали от активной области (АО) представлена на рис. 1. Рассмотрим параметры процесса. При нулевом среднем, стандартное отклонение (SD) составляет порядка 6 Гс, что при анонсированной точности прибора в 12–15 Гс является неплохой величиной. Однако обращает на себя внимание присутствующая регулярная долгопериодическая составляющая в записи шума. Она еще отчетливей проявляется, если исходную запись шума сгладить окном в 2 часа. Амплитуда регулярной части порядка 5 Гс. Спектральный состав ее представлен на рис. 2. Как мы видим, регулярная часть исходного процесса (шума) представлена двумя периодами, один из которых (Т1 = 24 часа) сохраняет свои свойства на всем интервале наблюдения (85 часов), а другой (Т2 = 12 часов) присутствует только во второй ее части.

Обсерватория SDO размещена на геосинхронной наклонной орбите (28.5°) и за 24 часа описывает на своей орбите небольшую «восьмерку», что теоретически может приводить к появлению двух паразитных регулярСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ных составляющих в магнитном поле с периодами 12 и 24 часа из-за доплер-эффекта.

Отметим одну интересную особенность пространственного проявления шума: при усреднении абсолютных значений потока магнитного поля по выбранной площадке, периодическая компонента Т2 = 12 ч становится малой, а в некоторых случаях исчезает. При этом компонента Т1 = 24 ч сохраняет свои свойства на всем интервале наблюдения. Мы выбирали разные площадки 5050 пс, 100100 пс и другие, причем в одних случаях площадки двигались по законам движения материальной точки по поверхности Солнца, а в других – жестко фиксировались в районе центрального меридиана. Результат такого пространственного усреднения (в данном случае использовалась площадка 5050 пс) представлен на рис. 3. Как выясниСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября лось, размеры выбранных площадок не влияют существенно на результирующий спектр шума.

Рис. 3. Запись магнитного поля и ее вейвлет-преобразование для площадки 5050 пс.

На рис. 4. представлена запись максимальных значений магнитного поля в пятне АО №11101 с напряженностью H около -2100 Гс с 28 августа по 1 сентября 2010 г. В сигнале присутствуют две регулярные компоненты Т1 = 24 ч и Т2 = 12 ч, отмеченные выше в записях шума. Может ли регулярная составляющая, присутствующая в записях шума магнитного поля с SD ~ 6 Гс «раскачиваться» до амплитуды полезного сигнала? В солнечном пятне с напряженностью около 2100 Гс, для осцилляционной части сигнала SD составляет порядка 92 Гс, т.е. в 14 раз больше шумовой составляющей.

Исследованный материал показывает, что пространственное усреднение шума магнитного поля, проведенное по произвольно выбранным площадкам на магнитограммах SDO, не меняет фазовых соотношений компоненты 24 ч, т.е. это не локальное явление. Этому артефакту подвержена вся магнитограмма. Казалось бы, возможно предположить, что моды Т1 и Т2, иногда проявляющиеся в спектрах долгопериодических колебаний пятен, могут быть не чем иным, как шумовыми компонентами, нелинейно усиленными какими-то механизмами до уровня полезного сигнала. Однако у нас имеются многочисленные примеры того, что в пространственно разделенных пятнах из активных областей, одновременно наблюдаемых на диске Солнца, колебания магнитного поля, происходящие на различных частотах, в том числе и с периодами Т1 и Т2, совершенно не коррелируют между собой, т.е. далекие пятна колеблются независимо! Это явно противоречат гипотезе о глобальном влиянии шумовой составляющей, «раскачанСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ной» каким-то образом до амплитуды полезного сигнала. Более того, при исследовании колебаний магнитного поля в небольших пятнах с напряженностью 1500–1800 Гс периодов Т1 и Т2 вообще не наблюдается! Компоненты с такими периодами появляются только в пятнах с полями Гс и более. Это указывает на то, что если и возможно усиление регулярной составляющей в составе шума до амплитуды полезного сигнала, то это должно происходить существенно нелинейным образом.

Шум (фоновое магнитное поле) на магнитограммах HMI(SDO) содержит две регулярные компоненты: Т1 = 24 часа и Т2 = 12 часов.

Пространственное усреднение по произвольной площадке приводит к сильному ослаблению компоненты Т2, не меняя свойств компоненты Т1.

Компоненты с периодами Т1 и Т2 появляются в спектрах мощности колебаний магнитных полях пятен с полями 2000 Гс и более. Колебания магнитного поля с различными периодами (в том числе и с Т1,Т2), наблюдающиеся в пятнах из разных активных областей, одновременно находящихся на диске Солнца, не коррелируют между собой. Пространственно разделенные пятна колеблются независимо. Это исключает гипотезу о влиянии шумовой составляющей, усиленной до амплитуды полезного сигнала.

Авторы признательны д-ру P.H. Scherrer и коллективам проектов SOHO и SDO за возможность использовать данные наблюдений.

Работа поддержана академическими Программами ОФН-15 и П-19, а также НШ 3645.2010.2.

1. R. Wachter et al., Solar Phys., DOI 10.1007/s11207-011-9709-6 (2011).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ВАРИАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ

КОНФИГУРАЦИИ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ КОЛЕБАНИЙ

СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ПО ДАННЫМ КА SOHO

Наговицын Ю.А., Рыбак А.Л., Наговицына Е.Ю.

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

MAGNETIC FIELD VARIATIONS AND SPATIAL CONFIGURATIONS

OF LONG-TERM SUNSPOT OSCILLATIONS

USING SOHO SPACECRAFT DATA

Nagovitsyn Yu.A., Rybak A.L., Nagovitsyna E.Yu.

Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, St.-Petersburg The phenomenon of long-term oscillations (LTO) of sunspots with periods from tens to hundreds minutes [1] using the SOHO MDI observations is investigated. It is shown that LTO of sunspot magnetic field are connected with their both “absolute” and “relative” [1] horizontal modes of oscillations.

Исследование динамических свойств основных носителей активности на Солнце – солнечных пятен – традиционная задача гелиофизики. Яркое явление динамики пятен – их дифференциальное вращение в зависимости от широты – изучалось в целом ряде работ. В некоторых работах обращалось внимание на временные изменения скорости вращения пятен. Несколько десятилетий назад были весьма популярны исследования пятенных т.н. "собственных движений" в связи со вспышечными процессами в активных областях.

Параллельно последние полвека в ряде работ сообщалось о долгопериодических колебательных процессах в активных областях: осцилляциях микроволнового излучения, повторяющихся движениях в поле скорости пятен и пор, протуберанцев – см. обзор [1].

В отличие от поступательных регулярных движений пятен, долгопериодическим колебательным движениям «не везло»: оппоненты их исследователей часто обращали внимание на то, что колебания в земной атмосфере имеют близкие по величине периоды, что длины реализаций не достаточно продолжительны для надежного изучения явления.

Многолетние данные космического аппарата SOHO MDI, появившиеся в открытом доступе, дают в настоящее время надежду на продвижение в решении вопроса о реальности долгопериодических колебаний (ДК) солнечных пятен и их полномасштабное исследование.

Основная задача нашей работы – обсуждение явления ДК пятен и связей между их различными конфигурациями по материалам SOHO MDI.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября 2. Долгопериодические колебания по данным SOHO MDI Первые исследования ДК по данным SOHO MDI нашей группы и группы А.А. Соловьева были представлены в предыдущих сборниках «Солнечная и солнечно-земная физика», начиная с 2008 г., а также в ряде публикаций в других изданиях. Было показано, что ДК пятна состоят из набора периодов: 50–60, 80–100, 200–250, 400–500 минут и еще более длинных. Первые три области выявлялись еще при наземных наблюдениях [1], остальные были ранее недоступны ввиду ограниченности продолжительности земного светового дня.

На данном этапе наибольшее внимание мы уделяем созданию представительной базы данных для изучения явления. Основные желаемые параметры: наилучшее временное разрешение рядов (1 минута), максимально возможные длины реализаций (несколько дней), получение значений не только напряженности магнитного поля (МП) пятен, но и их гелиографических координат. На рис. 1 приведены примеры полученных рядов временного изменения центральной напряженности (скорректированной за косинус гелиоH, Gauss пятен продол- дней.

Рис. 1. Измене- Всего к настоящему моменту обработано около 100 пятен.

На Рис. 1 видно, что, кроме изменений центральной напряженности квазипериодического характера на временах десятков-сотен минут, имеются длительные вариации большой амплитуды, на фоне которых менее амплитудные ДК «тонут».

Для того чтобы визуализовать ДК, сгладим реализацию фильтром с большим окном и вычтем полученный профиль из реализации.

Яркий пример результатов такой процедуры для одного из пятен приведен на рис. 2.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября сомнение. Не могут остаться незамеченными и колебания близкого женности МП (снизу), гелиографической долготы (сверху) для избранного пятна с - приведены в гелиографических градусах - HD.

Поэтому напомним о типах ДК солнечных пятен, которые были описаны ранее на основе результатов наземных наблюдений.

3. Типы долгопериодических колебаний пятен Согласно обзору в [1], наблюдаются следующие типы (геометрические конфигурации) ДК пятен:

1) крутильные (-мода);

2) радиальные (r-мода);

3) широтные (-мода);

4) долготные (-мода).

Первый тип проявляет себя как возвратные вращательные движения пятна как целого или отдельных деталей его структуры (Гопасюк [2] и др.).

Второй тип колебаний проявляется в квазипериодических изменениях площади пятна или радиального расстояния его фрагментов (Демченко и.

др. [3]; Наговицына, Наговицын [4]). Третий и четвертый тип проявляется как квазипериодические изменения абсолютных гелиографических координат пятна как целого: его широты и долготы соответственно (Наговицына [5] и др.). Первые два типа колебаний, развивающихся в относительной, полярной системе координат, связанной с пятном, мы называем относительными, а вторые два, развивающиеся в абсолютной координатной сетке, – абсолютными.

Наблюдаемые колебания напряженности МП пятен a priori могут быть связаны с любыми (или даже со всеми) указанными типами колебаний – в зависимости от физики ДК, которую мы пока не знаем (по меткому «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября выражению в [6] интерпретация интересующего нас явления находится пока еще в «эмбриональном» состоянии). Теория Соловьева ([7] и др.) связывает колебания МП с (вертикально-) радиальными модами и только с ними. Предложенный в [8] «рамочный» подход к интерпретации ДК позволяет описывать, как будто бы, как относительные, так и абсолютные моды колебаний.

Вне зависимости от принятой точки зрения важно знать, как связаны между собой наблюдаемые ДК напряженности МП пятен и ДК в горизонтальном поле скорости – абсолютные и относительные.

4. Связь изменений напряженности магнитного поля с геометрическими модами колебаний пятен: подход Конкретизуем задачу, которую должны решить, как следующую.

Мы хотим оценить величину вклада в ДК напряженности МП пятна различных (,,, r – см. п.3) мод горизонтальных колебаний. Мы знаем, что ДК как явление состоят из целого набора периодов (см. п.2), и этот вклад может быть различным для различных частот. Различные типы колебаний существуют одновременно, и поэтому при оценке величины вклада необходимо учитывать возможность взаимных фазовых сдвигов. Модель связи будем искать в виде:

где – избранная частота, H (, t ) – ДК напряженности МП пятна на данной частоте, X i (, t ) – ДК горизонтальных мод для той же частоты, i =,,, r. Оценку величины вклада будем производить как долю дисперсии модельной H * (, t ), полученной из мультирегрессии (1), к наблюдаемой (В скобках заметим, что k 2 () равен квадрату коэффициента корреляции для соответствующей множественной регрессии). Для того чтобы определить, какие типы колебаний горизонтальной скорости какой вклад вносят в ДК МП на данной частоте, целесообразно вычислить, кроме полного набора в (1), регрессионные модели отдельно для абсолютных колебаний, полагая i =,, и относительных: i =, r – это может помочь в интерпретации ДК как явления.

Для разделения (1) по частотным полосам выполним вейвлетпреобразование всех мод колебаний, выделим необходимую и, занулив все остальные компоненты, произведем обратное вейвлет-преобразование – т.е. произведем процедуру вейвлет-фильтрации. Будем применять МНАТвейвлет, поскольку он обладает удовлетворительной локализацией во временной области.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября 5. Связь изменений напряженности магнитного поля с геометрическими модами колебаний пятен: наблюдательный материал В качестве «подопытного» пятна мы взяли головное пятно активной области AR9783, имеющее два выраженных ядра, по которым и вычислялись необходимые параметры. Как и в более ранних работах [1], радиус вычислялся как расстояние между ядрами, а полярный угол – как наклон отрезка, их соединяющего, к сол- H, нечной параллели. Напряженность Gauss МП, широта и долгота находились чения для ядер. Поскольку избран- - лярные изменения, из всех пяти 0. ский» – квадратичный – тренд.

Рис. 3. Вариации (сверху вниз) напряжен- 0. 6. Связь изменений напряженности магнитного поля с геометрическими модами колебаний пятен: результаты На Рис. 4 показаны полученные результаты: вклад в ДК напряженности МП абсолютных, отk 0. 0. 0. 0. 0. Картина получается достаточно яркой, хотя, конечно, и требует дальнейшего подтверждения (или дополнения) по другим пятнам.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября В первую очередь отметим, что использование данных SOHO MDI предоставляет уникальную возможность для изучения явления долгопериодических колебаний, свидетельства о существовании которого были получены ранее наземными средствами [1]. Основной результат этой статьи, иллюстрируемый Рис. 4, – долгопериодические колебания напряженности МП пятна действительно связаны с модами горизонтальных колебаний, причем величина вклада относительных и абсолютных колебаний чередуется по мере увеличения вдвое периода ДК из набора периодов (см.

п.2), отмеченных стрелочками. Колебания напряженности связаны не только, а для периодов Т < ~600 минут – не столько, с радиальными колебаниями (как предполагается в [7]), а и с абсолютными колебаниями в гелиографической сетке. Если предположить, что набор периодов ДК возникает как гармоники некоторого длинного колебания, то по мере возрастания номера гармоники, как это следует из Рис. 4, происходит перераспределение энергии ДК между модами горизонтальных колебаний. Это – неожиданный результат, но, как представляется, он может помочь в будущей интерпретации явления.

Работа выполнена при поддержке программы П-20 ПРАН, РФФИ, грант № 10-02-00371 и НШ 3645.2010.2.

1. Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю. // Труды 10-й Пулковской конференции по физике Солнца, СПб, c. 73–104, 2006.

2. Гопасюк С.И. // Изв. КрАО, т. 73, с. 7, 1985.

3. Demchenko B.I. et al. // Астрон. цирк., 1360, 1985.

4. Наговицына Е.Ю., Наговицын Ю.А. // Письма в Астрон. журн., т. 28, № 2, с. 140– 149, 2002.

5. Наговицына Е.Ю. Исследование квазипериодических движений пятен и особенностей горизонтального поля скорости на Солнце координатными методами повышенной точности //

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук. Ленинград, 1990, 14 с.

6. Chorley, N. et al. // Astron. Astrophys. V. 513, p. 27–34, 2010.

7. Соловьев А.А., Киричек Е.А. //Астрофиз.бюлл., т.63, с. 180–192, 2008.

8. Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю. // Труды 13-й Пулковской конференции по физике Солнца, СПб, c. 319–324, 2009.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

МЕТОДИКА КАЛИБРОВКИ ХРОМОСФЕРНЫХ ИЗОБРАЖЕНИЙ

СОЛНЕЧНОГО ПАТРУЛЬНОГО ТЕЛЕСКОПА

A METHOD OF CALIBRATION OF SOLAR PATROL TELESCOPE

CHROMOSPHERE IMAGES

The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of The paper describes a method of stream-calibration of chromosphere images. The main goal of method is calculate and subtraction scattering light from Solar image without recourse of polynomials. The base of method is using of ratio reference values from spectral atlas for line centre and its wings.

Получение изображений диска Солнца при помощи наземных спектрогелиографов требует обязательной их коррекции для устранения рассеянного света атмосферы Земли и рассеянного света внутри инструмента.

Профиль изображения диска, снятый без рассеянного света, называется стандартным профилем потемнения к краю. В настоящее время, когда составлены эталонные атласы солнечного спектра и имеются двухмерные CCD-матрицы для регистрации участков спектра, приведение регистрируемого профиля диска к стандартному профилю возможно без использования вычисленных полиномов. Для проведения подобной фотометрической калибровки достаточно знать отношения интенсивности опорного крыла линии к интенсивности регистрируемой линии для регистрируемого и эталонного спектра. Поскольку при помощи спектрогелиографа изначально получается набор изображений, то калибровку удобно проводить для каждого из них с последующим складыванием их в единое изображение диска.

Задача получения истинных профилей сильных фраунгоферовых линий, а также участков спектра в солнечном континууме была в какой-то степени решена исследователями во второй половине XX века [1–4]. Знание истинных значений интенсивности в ядре и крыльях линии для центра солнечного диска дает возможность в первом приближении получить калиброванные изображения всего диска в выбранной линии.

Имея в распоряжении истинные значения интенсивности, процедуру калибровки можно выразить следующей формулой, поскольку в солнечном спектре отношения интенсивностей величина постоянная:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября где I et _ w – истинное значение интенсивности в крыле линии; I et _ c – истинное значение интенсивности в ядре линии; I mes _ w – измеренное значение интенсивности в крыле линии; I mes _ c – измеренное значение интенсивности в ядре линии; I fon – значение фона. После преобразований относительно I fon имеем:

По формуле (2) значения фона вычисляются для каждой точки двухмерного изображения спокойного диска Солнца и после чего эти значения вычитаются из исходного изображения. На рис. 1 показано распределение значений фона для ядра линии K CaII. На рис. 2 показано исходное изображение, полученное при помощи патрульного телескопа ГАС ГАО. На рис. показано изображение после вычитания из него значений фона.

Рис. 1. Распределение рассеянного света по диску Солнца для ядра линии K CaII.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Рис. 2. Исходное изображение в ядре Рис. 3. Изображение после вычитания из «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Сравнение результатов с полученными ранее стандартными функциями потемнения для ядра линии показано на рис. 4. На рис. 4 показан разрез диска Солнца. Линия 1 отображает изменение интенсивности по диску.

Линия 2 показывает стандартную функцию потемнения к краю диска, полученную для ядра линии K CaII. Линия 3 показывает стандартную функцию потемнения к краю диска, полученную для крыла линии на расстоянии несколько ангстрем от ядра. Хорошо видно, что на краю диска (значения Х равные 90–300) и далее к центру, полученный профиль совпадает со стандартный профилем потемнения.

Предложенная в работе методика дает возможность проводить калибровку без дополнительного вычисления полиномов, представляющих функцию потемнения к краю диска. Недостатком предложенной методики, а так же и готовых полиномов, является привязка к значениям интенсивности в крыле и ядре линии взятым из атласа, которые не являются постоянными величинами и меняются со временем в зависимости от фазы активности Солнца.

Работа поддержана НШ-3645.2010.2.

O.R. White, A Photoelectric Observation of the Mean Solar H-alpha-line Profile, 1963.

O.R. White, Z. Suemoto, A Measurement of the Solar H and K Profiles, Solar Physics, A. Wittmann, Emission Heights and Centre-to-Limb Variation of Some Chromospheric Lines, 1976.

A.K. Pierce, C.D. Slaughter, Solar Limb Darkening, 1977.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

СИСТЕМА УДЕРЖАНИЯ НА АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ

AN ACTIVE REGION HOLDING SYSTEM

The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of The paper describes an active region holding system. The system allows to find and to fix all active regions on Sun disk. The system can be used in spectrogeliographs for highspeed registration of active region dynamic in line centre and its wings. The system introduced into solar optical patrol telescope (SPOT) stated at Kislovodsk mountain astronomical station.

Регистрация изображений диска Солнца при помощи современных спектрогелиографов позволяет выделить более узкий спектральный диапазон, чем при использовании интерференционно-поляризационных фильтров. Однако спектрогелиографы не позволяют отслеживать быстропротекающие процессы в активных областях. Основное время при таком способе регистрации фотосферы и хромосферы затрачивается на сканирование всего диска и последующую сборку изображения. Лучшее временное разрешение, достижимое при оптимальном соотношении цена/качество, для полного диска составляет 2 мин. Если задаться целью сканирования только отдельных областей диска Солнца, то временное разрешение на одну область составит около 30 сек.