Upload
raina
View
54
Download
2
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Исследование высотной структуры активной области с использованием многоволновых радио наблюдений. Богод В.М., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. СПб Ф САО РАН, СПб ГУ. Введение. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
21.04.23 1
Исследование высотной структуры активной области с
использованием многоволновых радио наблюдений
Богод В.М., Ступишин А.Г., Яснов Л.В.
СПб Ф САО РАН, СПб ГУ
21.04.23
Введение.Проблема получения информации о высотной свойствах солнечной плазмы
на уровнях верхней хромосферы, переходной зоны и нижней короны всегда рассматривалась как трудно достижимая.Эти слои солнечной атмосферы трудно доступны как для наземных, так и для спутниковых наблюдений, Методы солнечной радиоастрономии, позволяют получать стратифицированную по слоям информацию о напряженности магнитных полей и их распределений с высотой.Однако при этом требуется использование крупных радиотелескопов и соответствующая спектральная приемная аппаратура.
21.04.23
Введение.Проблема получения информации о высотной свойствах солнечной плазмы
на уровнях верхней хромосферы, переходной зоны и нижней короны всегда рассматривалась как трудно достижимая.Эти слои солнечной атмосферы трудно доступны как для наземных, так и для спутниковых наблюдений, Методы солнечной радиоастрономии, позволяют получать стратифицированную по слоям информацию о напряженности магнитных полей и их распределений с высотой.Однако при этом требуется использование крупных радиотелескопов и соответствующая спектральная приемная аппаратура.
Расположение гирорезонансных слоев в активной области на Солнце
21.04.23 4
НОВЫЙ МНОГООКТАВНЫЙ КОМПЛЕКС ВЫСОКОГО СПЕКТРАЛЬНОГО РАЗРЕШЕНИЯ НА РАТАН-600
Диапазон частот 0.75-18.2 ГГцСпектральное разрешение 1%Точность измерения поляризации 1-2 %Число частотных каналов 112Число каналов регистрации 224
ПАРАМЕТРЫ
В этом докладе, мы представляем методы высотных измерений, которые становятся доступными в результате улучшений радиотелескопа РАТАН-600 и аппаратурного солнечного комплекса
Спиральные облучатели на две круговые поляризации
СВЧ – часть многоктавного комплекса, 112 фильтров с 1% полосой
Многоканальная система сбора данных, 224 каналов регистрации
Данные поступают в интернет- сеть на сайты www.sao.ru и www.spbf.sao.ru/prognoz/
21.04.23 6
РАСПОЛОЖЕНИЕ ЧАСТОТНЫХ КАНАЛОВ КОМПЛЕКСА
0 5 10 15 20 25 30 350,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
Freq
uenc
ies,
GH
z
Number of channels
32 42 52 62 72 82 92 102 112
2
4
6
8
10
12
14
16
18
20
Freq
uenc
y,G
Hz
Number of channels
3.0 GHz – 18 GHz0.75 GHz – 3.0 GHz
21.04.23 7
Ежедневное представление данных на сайте
http://www.spbf.sao.ru/prognoz
Ежедневное представление данных на сайтеhttp://www.spbf.sao.ru/prognoz
21.04.23 8
Solar disk
РАТАН-600. Многоазимутальный режим. Спектр вспышки 12.06.2010 в диапазоне 2 -10 см с 1% частотным
разрешением в течение 4 часов с 4 минутным интервалом
Wav
elen
gth
, cm
21.04.23 9
ВЫСОТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ.Метод многоволновой динамической стереоскопии
Основа:
Детальный многоволновый спектр (3-18 ГГц с 1% разрешением)
Высокая точность поляризационных измерений (1-2 %)
Высокая относительная координатная точность (доли угл.сек.)
Пространственное разрешение до 15 угл.сек на 17 ГГц.
Многоазимутальные наблюдения с врем. разрешением 4 мин.
в диапазоне азимутальных углов +- 14 град в течение 4 часов.
21.04.23 10
Basic Principles of Dynamic Stereoscopy
Метод был применен на VLA Aschwanden & Bastian 1994, ApJ 426, 434
Измерялось движение стабильных образований в картинной плоскости ( в гелиоцентрической системе координат) и находилось положение близкое к наблюдаемому корреляционным методом.
Метод многоволновой стереоскопииреализован на РАТАН-600 (Bogod and Yasnov, Astrophysical Bulletin, 2009, Vol. 64, No. 4, pp. 372–385) и был адаптирован к условиям наблюдений с 1-D диаграммой направленности.
Результаты измерений сопоставлялись с реконструкцией фотосферных магнитных полей
Analysis limited to only two days of observations
О реконструкции магнитного поля по фотосферным данным
Обычно моделируют магнитное поле короны экстраполяцией фотосферных наблюдений магнитного поля, на основе потенциального или бессилового (линейного и нелинейного) приближения. Но потенциальные поля и линейные бессиловые поля не содержат свободную энергию и являются плохим приближением для вспышечно-активной области. Нелинейное бессиловое поле (NLFF) может, однако, диссипировать к линейному бессиловому полю. В этом смысле нелинейное бессиловое поле имеет свободную энергию, необходимую для вспышки.
С наблюдательной точки зрения нелинейная реконструкция является более сложной, потому что требуются данные измерений на вектор-магнитографе для измерения поперечной составляющей (Hinode). Sandman и др.. (2009) пришли к выводу что для петель, наблюдаемых на STEREO, лучше подходит потенциальная экстраполяция, чем NLFF или даже поле нескольких диполей.
До сих пор считается, что не существует единого способа экстраполяции магнитного поля от фотосферной границы до короны (например, Mok, Y. et al. 2008). Один из способов получить информацию о высоте это опираться на модель магнитного поля и подгонять радио контуры на соответствующие изогауссовые поверхности.
На основе многоволновых наблюдений мы развиваем подход, предложенный Alissandrakis и Кунду (1984); Aschwanden и Бастиан (1994); Aschwanden и др.. (1995), а именно, использование солнечного вращения для оценки 3D расположения GR источников над относительно стабильной активной областью.
О реконструкции магнитного поля по фотосферным данным
BB const
Нами в качестве начального приближения было выбрано линейное бессиловое приближение, которое достаточно легко определялось по фотосферным данным SOHO MDI (Seehafer, 1978) .
в предположении
Поскольку поперечная компонента магнитного поля не учитывалась, то для большей точности эти реконструкции использовались, в основном, для активных областей недалеко от центра диска.
В качестве следующего шага использовался метод (Wiegelman, 2004).Здесь в приближении бессилового магнитного поля использовалась минимизация функционала
xdrotBzyxwLV
3222 ])[,,( BBB
Функционал минимизируется методом градиентных итераций Ландвебера, 1951
Примеры для АО с простой и стабильной
структурой06.01.2007 07.01.2007
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
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
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
21.04.23 14
21.04.23 15
21.04.23 16
АО с сложной структурой магнитных полей.Пример АО 10956 с 16-21 мая 2007
-514" 196"-336" -159" 19"
sun: 2007/05/18: 2.96[cm]
Magnetic field
Intensity
Polarization
A)
B)
C)
D)
3000 K
200 K
W EРадиоданные параметр V (2.6 см)Данные в линии 171 ангстремФотосферные данные MDI
Циклотронный источник B (16-17/05-07)
H(f)
H(L)
Циклотронный источник C (16-17/05-07)
H(f)
H(L)
700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400-5
0,0
5
10
15
202007/05/16-17 NOAA 10956
source B
H_c
or, M
m
Magnetic Fields, Gs
Reconstruction
Measured
-2 0,0 2 4 6 8-5
0,0
5
10
15
20 2007/05/16-17 NOAA 10956
source B
H_c
or, M
m
Longitude, Mm
Reconstruction
Measured
-2
0,0
2
4
6
8
10
12
14
400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300
2007/05/16-17, source C
Reconstruction 16 may
Measured
Magnetic Fields, Gs
H_c
or, M
m
-2 0,0 2 4 6 8 10 12
0,0
2
4
6
8
10 2007/05/16-17 NOAA 10956 source C
Reconstruction16 may
Measured
H_c
or, M
m
Longitude, Mm
ССРТССРТ
21.04.23 18
Соответствие фотосферного и реконструированного магнитного поля с изображением активной области линии 171 Å.
Магнитное поле представлено в трехмерном виде: z – координата по высоте, координаты x и y – по поверхности фотосферы Солнца.
21.04.23 19
О сопоставлении высот для радиоисточников в сложной активной области
(NLS и циклотронные источники B и C)
-1003" 66"-736" -468" -201"
Sun: 2007/05/18: 3.48[cm]Ta,I
3250
7500
11750
16000Ta,V
-1625
-850
-75
700
-2400
A)
B)
C)
D)V
I
Параметры I, V
-1029" 57"-758" -486" -215"
Sun: 2007/05/18: 3.48[cm] Параметры R, LTa,R
3750
8500
13250
18000
-1000
Ta,L
3750
8500
13250
18000
-1000
R source
L source
Положение источников A, B, C и D в канале V и в каналах R и L на сканах за
период с 16 по 20 мая 2007г.
6 8 10 12 14 16
-450
-440
-430
-420
-410
-400
-390
-380
-370
-360
-350
Pos
["]
Frq
PosB["] PosC["] PosD["] PosR["] PosL["]
2007/05/17
6 8 10 12 14 16
-630
-620
-610
-600
-590
-580
-570
-560
-550
-540
-530
Pos
["]
Frq
PosB["] PosC["] PosD["] PosR["] PosL["]
207/05/16
6 8 10 12 14 16
-260
-250
-240
-230
-220
2007/05/18 NOAA 10956 Az-24
Pos
(")
Frq (GHz)
PosC PosB PosR PosL
6 8 10 12 14 16-310
-300
-290
-280
-270
-260
-250
-240
-230
-220
-210
Pos
["]
Frq
PosB["] PosC["] PosD["] PosR["] PosL["]
2007/05/18
6 8 10 12 14 16
-50
-40
-30
-20
-10
0
10
20
30
40
50
Pos
["]
Frq
PosB["] PosC["] PosD["] PosR["] PosL["]
2007/05/19
6 8 10 12 14 16
180
190
200
210
220
230
240
250
260
Pos
["]
Frq
PosB["] PosC["] PosD["] PosR["] PosL["]
2007/05/20
О КРУПНОМАСШТАБНОЙ МАГНИТНОЙ СТРУКТУРЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ
Средние значения нормированных положений источников В, С и D за 16-20 мая 2007 г. которые отражают направления (к востоку или западу по диску Cолнца) излучающих областей (и соответственно наиболее интенсивных магнитных полей) в зависимости от частоты (и
соответственно от высоты над фотосферой)
В SOURCE
D SOURCEС SOURCEB SOURCE
D SOURCE
B source
C source
D source
Freq
uenc
y,G
Hz
8
6
10
to the EastDPos(')
to the West
0 4-4 128-8к востоку
к западу
О КРУПНОМАСШТАБНОЙ МАГНИТНОЙ СТРУКТУРЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ
Средние значения нормированных положений источников В, С и D за 16-20 мая 2007 г. которые отражают направления (к востоку или западу по диску Cолнца) излучающих областей (и соответственно наиболее интенсивных магнитных полей) в зависимости от частоты (и
соответственно от высоты над фотосферой)
В SOURCE
D SOURCEС SOURCEB SOURCE
D SOURCE
B source
C source
D source
Freq
uenc
y,G
Hz
8
6
10
to the EastDPos(')
to the West
0 4-4 128-8
21.04.23 23
Относительное перемещение радиоисточников(NLS и циклотронных) по диску Солнца
Перемещение в картинной плоскости Высотное перемещение
16 17 18 19 20 21
0
5
10
15
20
25
30
35
40
L source
R source
B source
C source
Pos-
Pos
B(")
Time - May, 2007
Источник NLS находится на 1500-2000 км ниже циклотронных радиоисточников B и C
Расчет радиоизлучения активной области NOAA 10946 на основе реконструированного магнитного поля для I, V, R и L излучения(a) расчет R и L по реконструкции H b) расчет I и V по реконструкции H(a)
(b)
Для неполяризованного излучения расчетные высоты 8-12 Mm и соответствуют наблюдениям
Для циклотронных радиоисточников расчетныевысоты равны 4-6 Mm и противоречат наблюдениям
Для соответствия наблюдаемых и расчетных спектров требуются корректирующие множители 1.5-2 на величину фотосферного магнитного поля и учет неоднородного распределения температуры и
плотности электронов.
К противоречиям экспериментов и модельных реконструкций(Спектр размеров циклотронного радиоисточника С)
-475"
28"-
349"-
224"-98"
sun:2007/05/18 09:10 UT
1.88cm
2.32cm
3.02cm
3.73cm
5.02cm
Flx,V
A
B
C
D
0.1 s.f.u.
A
B
CD
6 8 10 12 14 160
5
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
60
2007.05.18 AR 10956source 2
Size
_cle
an_I
_max
, arc
sec
Frequency,GHz
Theta_clean_I_maxreconstruction_1000reconstruction_2000reconstruction_3000
Modelled
70
Measured
О высотной структуре радиоисточников на лимбе
АО 1095613.05.2010Скан на частоте 5.7 ГГц наложен На карту ССРТ.
Прямое измерение высоты активной области
NOAA 10956 по наблюдениям на лимбе Солнца
H,
Mm
6 8 10 12 14 16
12
14
16
18 2007/05/13 Az-+24NOAA 10956
Frq (GHz)
5,5 6,0 6,5 7,0 7,5 8,0 8,5 9,0 9,5
30
32
Frq (GHz)
2007/05/12 Az-+24NOAA 10956
H,
Mm
13 мая AZ +2412 мая AZ +24
H,
Mm
6 8 10 12 14 16
12
14
16
18 2007/05/13 Az-+24NOAA 10956
Frq (GHz)
Измерение разностных высот. Абсолютные измерения высот нуждаются в привязке.
Проблема сопоставления величин фотосферных магнитных полей и корональных магнитных полей по
измерениям в радиодиапазоне.
6 7 8 9 10 11 12 13 14
0,3
0,4
0,5
0,6
0,7
0,8
0,9
1,0
1,1
1,2
1,3
Inte
nsity
Flu
x, s
.f.u.
Frequency, GHz
2007.05.18 NOAA 10956 I
Source A
Source D
6 8 10 12 14
0,05
0,10
0,15
0,20
0,25
0,30
0,05
0,10
0,15
0,20
0,25
0,30
Pol
ariz
atio
n de
gree
, P
Pola
rizat
ion
Flux
, s.f.
u.
Frequency, GHz
Flux FDegree P
H_opt=1066 Gs
GsH Hrad 1670)3(
GsH Hrad 1250)4(
Source D
ВЫВОДЫ Разработан новый алгоритм, позволяющий определять
высотную структуру магнитного поля в активной области по результатам многоволновых измерений на РАТАН-600.
Два независимых подхода к исследованию корональногомагнитного поля активных областей (измерение высотной структуры поля и размеров источников) показали один и тот же результат:
а именно, что широко применяемая многими исследователями реконструкция коронального магнитного поля по радиальной компоненте фотосферного магнитного поля в рамках нелинейного бессилового приближения, по-видимому, не дает верных результатов.
Новые перспективы по повышению точности мы ожидаем с улучшением точности работы РАТАН-600 в азимутах и расширения его возможностей в мм-диапазоне волн.
СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!