Исследования тонкой высотной структуры

корональных магнитных полей

спектральными методами

широкодиапазонной радиоастрономии.

В.М. Богод (САО РАН),

Л.В. Яснов (СПб ГУ)

Исследование высотной структуры магнитного поля над пятном в диапазоне высот в несколько тысяч км представляет собой трудную задачу.

С одной стороны, это сложно выполнить технически, поскольку параметры плазмы здесь таковы, что они труднодоступны измерениям в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.

С другой стороны, этот высотный диапазон весьма важен с точки зрения формирования условий зарождения вспышек и нужно знать как можно больше об особенностях магнитной структуры .

Обычно недостаток знаний о структуре магнитного поля на этих высотах заполняется модельными экстраполяциями с фотосферного уровня.

Здесь мы продолжаем развивать метод многоволновых стереоскопических измерений, который в комбинации с многочастотными изображениями гирорезонансных источников позволяет получать высотную структуру магнитных полей в активных областях.

Подобный метод в 90-е годы активно разрабатывался (Aschwanden and Bastian,1994) в наблюдениях на VLA на отдельных волнах преимущественно в дециметровом диапазоне. Аналогичный метод применялся для анализа ультрафиолетовых наблюдений (Aschwanden,1999; Wiegelman&Neukirch,2002).

Сейчас в связи с развитием многоволновых спектрографов на радиотелескопе РАТАН-600, измеряющих поляризацию с частотным разрешением до 1% в сантиметровом диапазоне радиоволн, стало возможным развитие методов детального анализа высотной магнитной структуры в активной области.

Стало ясно, что для изучения высотной структуры плазмы в активной области важен новый параметр - многоволновость, который дает информацию о подробной структуре магнитного поля, что с другой стороны, также увеличивает и надежность определения такой структуры.

В основном, мы использовали для измерений стабильные активные области текущего минимума активности, но делали оценки и для некоторых активных областей прошедшего максимума активности.

Новые возможности радиоастрономического метода.

1. Широкий диапазон (сейчас 3 ГГц-18 ГГц)

2. Спектральное разрешение (достигнуто 1%)

3. Многоволновость (80 частотных каналов)

4. Точность координатных измерений ( лучше 0.5 угл.сек.)

5. Чувствительность измерения степени поляризации

( лучше 1%)

Суть метода стереоскопии состоит в определении временной

зависимости положения источников поляризованного излучения в

активной области и на каждой длине волны многоволнового

комплекса одновременно.

Здесь:

Расчетная долгота i-день

Расчетная долгота i+d день

Измеренная долгота i-день

Измеренная долгота i+d день

Суточный сдвиг во времени на фотосфере

Суточный сдвиг во времени на уровне f i

Высота i-уровня

t

thi

h i

i

i+d

x i+d

-

-

-

-

-

-

-

x i

),,( iiiтеор thx )( iэкс tx

Изменения положения радиоисточника зависят от параллактического

угла и склонения Солнца в эклиптической системе координат.

Используя гелиошироту измеряемого источника вычисляем

положение , которое сопоставляем с .

Далее методом средних квадратов минимизируем выражение

И получаем зависимости и .

2

1

)(),,(

N

iiэксiiiтеор txthx

i

),,( iiiтеор thx )( iэкс tx

ih i

Связь магнитного поля и длины волны для циклотронного излучения на третьей гармонике

гирочастоты.

1000 1200 1400 1600 1800 2000

1,6

1,8

2,0

2,2

2,4

2,6

2,8

3,0

3,2

3,4

3,6

3,8

Wav

elen

gth,

cm

Magnetic Field, Gs

|cos|2~ TBsff

Ширина линии излучения

List of wavelengthssun: 12:20:09 UT

-1346" -674" -2" 669" WE

Jan.7, 2007Jan.8, 2007I

VAR10933

AR10934

03.02cm

03.08cm

03.14cm

03.21cm

02.54cm

02.58cm

02.63cm

02.67cm

02.72cm

02.76cm

02.81cm

02.87cm

02.90cm

02.96cm

02.16cm

02.20cm

03.73cm

03.81cm

03.91cm

04.02cm

04.10cm

04.21cm

04.32cm

04.45cm

04.73cm

05.02cm

03.27cm

03.35cm

03.40cm

03.48cm

03.55cm

03.64cm

02.23cm

02.26cm

02.28cm

02.32cm

02.39cm

02.43cm

02.47cm

02.51cm

01.84cm

01.93cm

01.98cm

02.00cm

02.02cm

02.05cm

02.08cm

02.11cm

02.13cm

4000 K

500 K

L a

L b

Рис. Многоволновые радионаблюдения Солнца на РАТАН-600. Сканы за 7 и 8 января 2007г. совмещены, как для каналов интенсивности (внизу), так и (вверху) для каналов поляризации (параметр Стокса V). Справа приведен перечень одновременно регистрируемых длин волн.

sun:2007/05/02 09:10:39.600

671"

W-limb

02.02cm02.05cm02.08cm02.11cm02.13cm02.16cm02.20cm02.23cm02.26cm02.28cm02.32cm02.39cm02.43cm02.47cm02.51cm02.54cm02.58cm02.63cm02.67cm02.72cm02.76cm02.81cm02.87cm02.90cm02.96cm03.02cm03.08cm03.14cm03.21cm03.27cm03.35cm03.40cm03.48cm03.55cm03.64cm03.73cm03.81cm03.91cm04.02cm04.10cm04.21cm04.32cm04.45cm04.57cm04.73cm05.02cm

-291" -50" 190" 430"

Flx,I

7750

12500

17250

22000

3000

CMP

5000

3.05.20072.05.2007

Flx,V

-2375

-1250

-125

1000

-3500

500

AR 0953

3.05.20072.05.2007

Долготно-высотные характеристики магнитного поля над пятном

• В наших измерениях мы регистрируем яркую центральную часть поляризованного радиоисточника (вписыванием гауссовой кривой) и связываем его положение с максимальным значением магнитного поля на данной длине волны в предположении циклотронного излучения на

• При этом, можно рассчитать положения радиоисточника на каждой волне на следующий день и сопоставить это расчетное положение с измеренным значением. Важным фактором становится также измерение величины

• где - расчетная долгота на частоте .

• и - расчетная долгота на частоте .

• Это позволяет определять форму силовой линии магнитного поля по максимальному значению поляризации в радиоисточнике в двух направлениях- по высоте и долготе.

H 3

10max 1043360/))()( ffx

)( f f

)( maxfmaxf

Рис. Результаты расчетов для АО NOAA 0933, которая наблюдалась в период 2-8 января 2007г.

Слева -зависимости магнитного поля от высоты для трех измерений. Вертикальный отрезок обозначает систематическую ошибку радиоизмерений, связанную с качеством установки диаграммы антенны.

Справа – высотно-долгот-ная структура магнитного

поля над пятном.

02-03_01_2007

NOAA 0933

0.4

0.6

0.8

1.0

h, [1

0 c

m]

9

x, [10 cm]9

0.0 0.2 0.4 0.6

B, Gs

600 800 1000 1200 1400 1600

02-03_01_2007

NOAA 0933

h, [1

0 c

m]

9

0.4

0.6

0.8

1.0

1

h, [1

0 c

m]

9

1.5

2

700 800 900 1000 1100 1200 1300

B, Gs

06-07_01_2007

NOAA 0933

0,0

06-07_01_2007

NOAA 0933

5-5

1

h, [1

0 c

m]

9

1.5

2

x, [10 cm]9

0,0

0.5

1.0

1.5

2.007-08_01_2007

NOAA 0933

x, [10 cm]90,0 1-1

h, [1

0 c

m]

9

600 800 1000 1200 1400 1600 1800 20000,0

h, [1

0 c

m]

9

1

1.5

2

2.5

0.5

07-08_01_2007

NOAA 0933

B, Gs

calh

calh

calh

Привязка радио и оптических измерений магнитного поля

• Монотонность зависимости спектр-магнитное поле обеспечивается многоволновостью измерений с точностью до 1%.

• Однако, на практике антенная система непрерывно перестраивается для других наблюдений и появляется систематическая погрешность смещения всей кривой по высоте.

• Для сведения этой погрешности к минимальному значению и для получения единообразных данных необходимо найти привязку наших спектральных измерений к независимым измерениям высоты магнитного поля.

• Для таких опорных измерений использовались данные фотосферных измерений спутника SOHO/MDI. Процедура привязки основана на модельной экстраполяции магнитного поля в рамках дипольного приближения, предложенной в [Takakura, 1972]

• Здесь , из SOHO/MDI

• С другой стороны, из поляризационных наблюдений источника над пятном определялась на наибольшей частоте определяем величину магнитного поля по радиоизлучению в наиболее низкой для данной структуры точке .

• По данным наблюдений имеем , и определяем высоту .

30

)/1( dh

BB

rd 0B

BBR calh

Период 07-08.01.2007АО NOAA 0933

Силовая линия, рассчитанная по методу описанным [Seehafer, 1978] для экстраполяции линейного бессилового магнитного поля с максимальным

значением α=0.054 с начальной точкой в максимальном магнитном поле на фотосфере. Использовались данные SOHO/MDI и РАТАН-600.

0,0

0.5

1.0

1.5

2.007-08_01_2007

NOAA 0933

0,0 1-1

h, [1

0 c

m]

9

x, [10 cm]9

Период 02-03.02.2007АО NOAA 0940

0 0.1

02-03_2007

NOAA 0940

x, [10 cm]9

-0.1-0.2

0.4

0.6

0.8

h, [1

0 c

m]

9

0.2

Рис. 6. а) Магнитное поле на фотосфере для активной области NOAA 0940 за 2 февраля по данным измерений в обсерватории Хуайроу и проекция реконструированных силовых линий на экваториальную плоскость для =0.032. (максимально возможное значение по методу [Seehafer, 1978] )б) структура магнитного поля, построенная по данным наблюдений на РАТАН 600. Рисунки приведены в одинаковом масштабе вдоль долготы Солнца.

Вертикальная структура магнитного поля NOAA 0940, полученная по модельной реконструкции и из

измерений

Èçìåðåíèÿ

Ìîäåëü

Это подтверждает ранние поляризационные измерения на РАТАН-600 в микроволновом диапазоне, что магнитные поля над пятнами лишь на 20% ниже, чем дают измерения на фотосфере, полученные оптическими методами.

[Ахмедов и др. 1982; Абрамов-Максимов, и др., 1998 и др.]

Рис. Реконструкция магнитного поля над активной областью [Gary, 2001]. По различным моделям высота переходной области в активной области около 2-4т. км. Из приведенного рисунка следует, что на этих высотах В=400-700 Гс, если на фотосфере 3000 Гс , а по радио измерениям поле должно быть лишь

на 20% меньше, то есть более 2400 Гс .

Optics

Radio

О сопоставлении моделей и измерений высотной О сопоставлении моделей и измерений высотной структуры магнитного поля в активной областиструктуры магнитного поля в активной области

Akhmedov etal, S.Ph., 1982

Возможные причины расхождений

Дипольная и потенциальная экстраполяция фотосферного поля с альфа =0 дают существенно заниженные напряженности магнитного поля в переходной области и нижней короне.

а) Возможно, что магнитное поле в хромосфере и короне сильно структурировано. В этом случае радиоизлучение исходящее из структур с максимальной напряженностью магнитного поля и должно отличаться от реконструированных магнитных полей дающих усредненное значение магнитного поля

б) Неточность реконструкций магнитного поля, возможно, также связана с предположением о низком значении плазменного <1 (отношение газового к магнитному давлению) во всей анализируемой части атмосферы Солнца, тогда как на фотосфере и в нижней хромосфере >1.

в) Наличие сильной скрученности магнитного поля (модели линейного и нелинейного бессилового поля с ).

г) Подтверждается мягким рентгеном [Кlimchuk, 2000] , Петли в вершинах менее чем на 30% шире чем в основаниях.

const

const

Рис. Высотное распределение магнитного поля от высоты для АО NOAA 0953. Справа, данные MDI SOHO

NOAA 0953 за 03-02.05.2007.

1100 1200 1300 1400 1500 1600 1700 18000.8

1,0

1,2

B,G

h, 1

0 c

m9

calh

Рис. Структура силовой трубки магнитного поля для АО NOAA 0953.

Слева - монотонная зависимость магнитного поля от долготы .

Справа – зависимость высоты h от масштаба на фотосфере x. Из сопоставлений рисунков видно, что силовая трубка распространяется вверх по спирали, шириной около 0.4

солнечных градуса.

-3.0 -2.0 -1.0 0 1.0 2.0 8

0.8

1,0

1,2

x, 10 см8

h,10

ñì9

87,2 87,3 87,4 87,5 87,6 87,7

1800

1700

1600

1500

1400

1300

1200

1100

B,G

degree

NOAA 0953 за 03- 02.05.2007.

Петельная структура магнитного поля по данным в рентгене

Кlimchuk, 2000, Solar Physics

Fig20. Twisted magnetic flux tube of uniform thickness surrounded by untwisted field that is expanding with height.

Fig1. Full-resolution SXT image from the 26 December 1991 orbit beginning 17:58 UT. Dimensions are 189.00 _ 186.00. Loop footpoints are marked with stars.

ВЫВОДЫ

1. Разработан метод оценки высотной структуры магнитного поля в короне активных областях по многоволновым спектрально-поляризационным наблюдениям радиоволн, который дает не только зависимость напряженности магнитного поля от высоты, но и определяет двумерную форму силовой трубки, радиоизлучаюшей в микроволновом диапазоне длин волн.

2. Магнитные поля напряженностью около 1000 Гаусс находятся на достаточно больших высотах в атмосфере Солнца (от 10 до 40 т.км ), что хорошо подтверждает наблюдения в ультрафиолете, по которым расходимость силовых трубок мала (не более 15% в вершинах магнитных петель), а также соответствует предыдущим радиоастрономическим измерениям магнитного поля на уровне переходной области.

3. Необходимо развитие нелинейных моделей реконструкции магнитного поля для согласования расчетов и измерений в широкой толще атмосферы Солнца.

Благодарю за внимание!

• Рис.5. Результаты расчетов для АО NOAA 0935 для периода 3-4 января 2007г. Слева-приведена зависимость магнитного поля от высоты, справа -

двумерная высотно-долготная структура магнитного поля .

0,0 0.5 1.0 1.5 2.0

03-04_01_2007

NOAA 0935

x, [10 cm]9

h, [1

0 c

m]

9

5.0

1.0

1.5

2.0

600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000

03-04_01_2007

NOAA 0935

B, Gs

h, [1

0 c

m]

9

5.0

1.0

1.5

2.0