Исследования тонкой высотной структуры корональных магнитных полей спектральными методами широкодиапазонной радиоастрономии. В.М. Богод (САО РАН), Л.В. - презентация

1 Исследования тонкой высотной структуры корональных магнитных полей спектральными методами широкодиапазонной радиоастрономии. В.М. Богод (САО РАН), Л.В. Яснов (СПб ГУ)

2 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.

3 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.

4 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%)

5 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

6 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.

7 Связь магнитного поля и длины волны для циклотронного излучения на третьей гармонике гирочастоты. Ширина линии излучения

8 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.

9

10 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.

11 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.

12 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.

13 Период АО 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.

14 Период АО NOAA 0940 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 = (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.

15 Вертикальная структура магнитного поля NOAA 0940, полученная по модельной реконструкции и из измерений 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.]

16 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= Гс, если на фотосфере 3000 Гс, а по радио измерениям поле должно быть лишь на 20% меньше, то есть более 2400 Гс. О сопоставлении моделей и измерений высотной структуры магнитного поля в активной области Akhmedov etal, S.Ph., 1982

17 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. 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.

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

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

20

21

22 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 _ Loop footpoints are marked with stars.

23 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.

24 Благодарю за внимание!

25 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.