О мелкомасштабной активной структуре

нижней короныСолнца.

Богод В.М., Тохчукова С.Х. Специальная астрофизическая обсерватория ,

РАН

Восьмая Ежегодная Конференция «Физика Плазмыв Солнечной Системе» 4 - 8 февраля 2013 г., ИКИ РАН

Введение 1Введение 1 В годы минимального максимума активности становится возможным В годы минимального максимума активности становится возможным

изучать мелкомасштабную структуру спокойного Солнца на изучать мелкомасштабную структуру спокойного Солнца на уровнях хромосферы и нижней короны, которые несомненно уровнях хромосферы и нижней короны, которые несомненно связаны с проблемой нагрева короны. связаны с проблемой нагрева короны.

В дополнение к механизмам нагрева короны, упомянутым сегодня в В дополнение к механизмам нагрева короны, упомянутым сегодня в докладах Сомова Б.В. и Зайцева В.В. можно также упомянуть и докладах Сомова Б.В. и Зайцева В.В. можно также упомянуть и другие теории, в которых процессы в хромосфере играют главную другие теории, в которых процессы в хромосфере играют главную роль [Aschwanden et al, 2007роль [Aschwanden et al, 2007]]. .

Aschwanden рекомендует заменить сценарий коронального нагрева Aschwanden рекомендует заменить сценарий коронального нагрева на сценарий хромосферного нагрева, поскольку многие процессы на сценарий хромосферного нагрева, поскольку многие процессы переноса и генерации энергии происходят в хромосфере.переноса и генерации энергии происходят в хромосфере. Из 10 Из 10 доказательств, определяющие сценарий нагрева хромосферы, доказательств, определяющие сценарий нагрева хромосферы, наиболее трудным является измерение величины и сложности наиболее трудным является измерение величины и сложности структуры хромосферных магнитных полей, как индекса явления структуры хромосферных магнитных полей, как индекса явления перезамыкания в тонкой структуре хромосферы. перезамыкания в тонкой структуре хромосферы.

Эту идеологию поддерживают некоторые современные наблюдения Эту идеологию поддерживают некоторые современные наблюдения выполненные на основе комбинации данных о тонкой структуре выполненные на основе комбинации данных о тонкой структуре хромосферы с помощью хромосферы с помощью AIAAIA//SDOSDO [ [Haisheng JiHaisheng Ji, , et alet al., 2012] и в ., 2012] и в линии гелия на линии гелия на New Solar TelescopeNew Solar Telescope ( (NSTNST) в ) в Big Bear Solar Big Bear Solar ObservatoryObservatory ( (BBSOBBSO) с диаметром зеркала 1.6 м указывают на ) с диаметром зеркала 1.6 м указывают на существование ультратонких петель диаметром около 100км, существование ультратонких петель диаметром около 100км, которые берут начало от интенсивных компактных магнитных которые берут начало от интенсивных компактных магнитных элементов на фотосфере и прослеживаются инжекции горячей элементов на фотосфере и прослеживаются инжекции горячей плазмы до нижней короны.плазмы до нижней короны.

Введение 2Введение 2Однако магнитные измерения на уровне нижней короны остаются

трудными для современных технологий в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.

Между тем, такую информацию можно пытаться получить из радионаблюдений.

Мелкомасштабные флуктуации яркости хромосферы спокойного Солнца в микроволновом диапазоне впервые были обнаружены на радиотелескопе РАТАН-600 в диапазоне длин волн 2-4 см (Богод, Корольков, 1975, Богод , 1978).

Это явление получило название солнечной радиогрануляции. Благодаря высокому пространственному разрешению 9х50 угл. сек. на длине волны 1.35 см удалось отождествить отдельные элементы структуры радиогрануляции с яркими и темными элементами хромосферной супергрануляционной сетки, видимой в линии Са II К (Gelfreikh et al, 1989).

В миллиметровом диапазоне радиогрануляция впервые наблюдалась во время прохождения Меркурия по диску Солнца на РТ-22 (Северный, Ефанов и Моисеев, 1975).

В дальнейшем они были подтверждены наблюдениями на радиоинтерферометрах с высоким пространственным разрешением в Westerbork (Kundu et al., 1979; Erskine and Kundu, 1982) и на VLA (Gary and Zirin, 1988; Gary, Zirin and Wang, 1990).

Однако тонкие измерения степени поляризации оставались вне пределов всех радиоинструментов.

ОбнаружениеОбнаружение радиогрануляции радиогрануляции

[[Богод, Корольков, 1975Богод, Корольков, 1975]]

Параметры радиогрануляцииРазмеры радиогранулы 50”x50”,Радиопоток в диапазоне 2-4см (60-200) янских 0.06-0.2 s.f.u. 0.1% FsunВремя жизни от нескольких часов до 1 суток,Перепад яркостных температур центр-граница гранулы равен (5000-12000)К.Оценка магнитного поля H<3Gs

-Какова природа мелкомасштабных событий на «спокойном» Солнце на уровне хромосферы на разных временных шкалах? ( Двухспикульная модель?)

- Каковы реальная 3D структура и величины магнитных полей в гранулах и окружающей их хромосферной сетке? С какими структурами в хромосфере соединены основания корональных петель?

- Не находятся ли источники нагрева короны в хромосфере, а не в самой короне?

-Каков относительный вклад излучения гранул и хромосферной сетки в излучение спокойного Солнца в EUV и радио?

- На каких частотах (высотах) исчезает супергрануляция? Изменяется ли ее размер с высотой? Задача для ALMA

Некоторые открытые вопросыRadio Emission of the Quiet Sun and Active Regions

(Shibasaki, Alissandrakis and Pohjolainen, Solar Physics, 2011)

ПримерПример наблюдений на наблюдений на многоволновом комплексемноговолновом комплексе РАТАН-РАТАН-

600 в минимуме активности600 в минимуме активности

SOHO EIT 304A

SOHO MDI cont.

FOV 165x165September 23, 1992

[K. Shibasaki,C.E. Alissandrakis,S. Pohjolainen, 2011]

May 18, 2004

Двумерные изображения Двумерные изображения хромосферной сеткихромосферной сетки

VLA 2 cm

Вследствие недостаточного пространственного разрешения современных радиотелескопов и пр, измеренные свойства хромосферной сетки дают большой разброс значений и остаются недостаточно изученными.

Характерные размеры Характерные размеры радиогрануляциирадиогрануляции

Выделены структуры с размерами 40-50 угл.сек,90-120 угл.сек и280-320 угл.сек

[U. PANIVENI, 2005]По результатам фрактального анализа данных EUV SOHO

Соответствует диаметрам гранул от 30-120 угл.сек

W av elet Sp ectrum (M agn itud e)

0

200

100

300

500

400

Pe

riod

, se

c

200 4000 600 1000800 120 0 1400

Tim e, se c

Одномерные сканы 15 марта 2008 мелкомасштабной структуры Солнца ( показан полный диапазон наблюдаемых частот). Наблюдается высокая степень корреляции отдельных элементов слабоконтрастной структуры (различных размеров) между частотами по всему диапазону. Амплитуда излучения структуры составляет порядка 1-1,5 % от уровня спокойного Солнца.

МоделированиеМоделирование

Модель супергрануляционой сетки в виде правильных шестигранников, равномерно покрывающих солнечный диск. Справа, результат сканирования модели одномерной диаграммой радиотелескопа РАТАН-600.

Результат моделированияРезультат моделирования

Результат сканирования при введение случайного разброса структуры правильных шестигранников. Rand –относительная величина случайного разброса. Наличие неравномерности в структуре указывает на степень беспорядка (отличие от симметрии).Эффект регулярности связан с характерным размером супергрануляции.

Супергрануляционная сетка по локальной гелиосейсмологии по данным SOHO/MDI.

Structure and Evolution of Supergranulation from Local Helioseismology Johann Hirzberger,L.Gizon, S.K.Solanki, T.L.Duvall, Jr.Solar Phys (2008) 251: 417–437

Сравнение с реальными данными других инструментов

Сравнение скана РАТАН-600 15GHz и SDO AIA 1600A

Спектральный анализ одиночной Спектральный анализ одиночной радиогранулырадиогранулы

Спектральные характеристики Спектральные характеристики радиогранулырадиогранулы

Оценки магнитного поля для Оценки магнитного поля для различных радиогранулразличных радиогранул

Волокно

Измеренное значение магнитного поля волокна составляет 75 Гс

-683" 655"-348" -14" 321"

sun: 2012/02/08: 2.00[cm]

Ta,I

Ta,V

40 K

10 K

1 2 3 4 5 6 7

No 1 2 3 4 5 6 7 P% 3.75 2.5 5.8 1.4 6.25 8.5 7.1

B, Gs 200 135 310 75 340 460 380

К оценке магнитного поля по К оценке магнитного поля по тепловому механизмутепловому механизму

Ta,I

-422

-225

-28

170

649"-725" -382" -38" 306"

sun:2012/02/08 09:27:45.480Ta,V

-30

-5

20

649"

01.82cm01.83cm01.92cm01.94cm01.96cm02.00cm02.07cm02.10cm02.12cm02.14cm02.19cm02.22cm02.25cm02.30cm02.33cm02.36cm02.40cm02.42cm02.46cm02.86cm02.91cm02.96cm03.00cm03.09cm03.16cm03.21cm03.26cm

100 K

10 K

Оценка степени круговой поляризации радиогрануляции находится в пределах 1-5%, которая определяется по отношению

антенных температур aIaV TTP 2/

)%71(/ ffnP H

Для теплового механизма

[Gelfreikh, 1972]

Оценка магнитного поля для волны 2 см дает

)38054( H

Оценка магнитного поля для волокна составляет 65 Гс

Гс

К оценке магнитного поля по К оценке магнитного поля по циклотронному механизмуциклотронному механизму

Рис Корреляция между соседними волнами по всему скану (см.рис. ) в диапазоне 4.5-17.6 ГГц. В интенсивности наблюдается 100% корреляция во все диапазоне. В поляризации регистрируется высокая степень корреляции на среднем уровне от 90% до 50% с устойчивым снижением в сторону высоких частот.

Экстраполяция средней спектральной линии на ось X дает значение 21 ГГц. Отсюда B=2500Gs

В предположении циклотронного механизма излучения можно определить максимально возможное продольное магнитное поле равное

[Akhmedov et al.,1982]4 6 8 10

0,0

0,2

0,4

0,6

0,8

1,0

Cor

rela

tion

Frequency, GHz

I V

5 Febr. 2012

12 14 16 18

/3570BH 3при

ЗаключениеЗаключение

Сделанные оценки величины магнитного поля страдают рядом допущений:

1. Вертикальная диаграмма радиотелескопа в 60 раз больше горизонтальной

2. Размер горизонтальной диаграммы 15” на волне 1.7 см, что меньше среднего размера радиогранулы в 3- 4 раза, тогда как размер вертикальной диаграммы в 15 раз превышает размер радиогранулы.

3. Для расчета яркостных температур принимаются измерения в канале I, тогда как канал V используется для оценки степени поляризации. Ввиду того, что в луче вертикальной диаграммы может разместиться более 10 радиогранул с противоположными поляризациями, что может усилить одни и ослабить

другие, то полученные значения можно рассматривать как предельно малые.

4. Поскольку по измерениям в EUV становится общепринятым наличие в кустах спикул, длинных вертикальных усов с величиной H>1000Гс, то полученные оценки по циклотронному механизму не противоречат этому.

5. Будущее продвижение в понимании процессов в хромосфере мы связываем с новыми возможностями радиотелескопов типа ALMA.

• Благодарю за внимание!