Экспериментальное исследование экваториального распределения яркости спокойного Солнца по данным ССРТ Криссинель Б.Б, Анфиногентов С.А., Кочанов А.А., - презентация

1 Экспериментальное исследование экваториального распределения яркости спокойного Солнца по данным ССРТ Криссинель Б.Б, Анфиногентов С.А., Кочанов А.А., Просовецкий Д.В. Max 1 Max 2 Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск Проведено исследование формы радиального распределения яркости на волне 5.2 см по наблюдениям Сибирского солнечного радиотелескопа, что является важным этапом проверки теоретических оценок вероятностных характеристик компонент атмосферы спокойных участков Солнца. Для получения радиального распределения радиояркости спокойного Солнца, а также исключения влияния диаграммных эффектов и повышения чувствительности, использовался автоматический алгоритм обработки данных ССРТ с привлечением большого числа радиоизображений за период г. Полученное экваториальное распределение яркости достаточно хорошо согласуется с теоретическим в области лимба. Обсуждаются эффекты, обусловленные яркими корональными точками, а также методикой калибровки данных на солнечных интерферометрах АННОТАЦИЯ Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика-2012» (24-28 сентября 2012 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН) Вид антенной решетки ССРТ со стороны южного луча. Географические координаты ССРТ: северной широты, восточной долготы (урочище Бадары, Тункинская долина, 220 км от Иркутска). Антенная решетка: антенн диаметром 2.5 м, установленных эквидистантно с шагом 4.9 м и ориентированных в направлениях восток–запад и север–юг. Длина волны = 5.2 см (полоса частот от до ГГц – МГц). Профиль распределения яркости центр –лимб спокойного Солнца на волнах сантиметрового и дециметрового диапазонов волн отражает структуру верхней хромосферы, переходной зоны и нижней короны, поэтому для изучения этой структуры, проверки вероятностных оценок компонент спокойных участков короны необходимы наблюдения таких распределений в широком диапазоне волн с предельно возможным высоким угловым разрешением. Известно достаточно много работ в этой области, но в большинстве из них исследуется лишь радио радиус, либо величина пика на лимбе. Наиболее обширные исследования в этой области были проведены Боровик В.Н и др. на РАТАН-600 (1,2). Исследования распределения яркости на РАТАН-600 и на волне 5.2 см вдоль лимба на ССРТ (3) были проведены по одномерным наблюдениям. При таких исследованиях результаты восстановления яркости в значительной степени зависят от априорной информации, от представления исследователя о форме радиального распределения яркости и нуждаются в дополнительной проверке. В этой связи представляет интерес возможность исследования радиального распределения яркости по радиоизображениям, получаемым на ССРТ, угловое разрешение которого достигает 22 секунд дуги. Этот инструмент предназначен для наблюдения активных областей и исследование слабоконтрастных деталей – корональных дыр, волокон, залимбовых участков вызывает значительные трудности из-за недостаточной чувствительности и влияния откликов от ярких источников, температуры которых на волне 5.2см превышают яркость спокойного Солнца в сотни раз. Поэтому для решения поставленной задачи был разработан специальный метод (4). Востановление первичных радиокарт: Гибридный метод деконволюции радиоизображений Солнца, основанный на современной модификации нелинейного алгоритма MS-CLEAN (см. 5, 6). Построение суммарных карт за день: Компенсация дифференциального вращения. Устранение смещений между отдельными картами. Вычисление дневной карты путем усреднения отдельных карт Построение среднего профиля радиояркости: Совмещение всех дневных карт за годы. Построение профиля радиояркости вдоль экватора Солнца для каждой дневной карты. Усреднение всех полученных экваториальных профилей радиояркости. Рис. 2 Распределение радиояркости центр-лимб на длине волны 5.2 см Рис. 1 ССРТ, 5.2 см г. Радиокарта синтезированная за день. Литература 1)Боровик, В.Н, Астрофиз. иссл. (Известия САО), 13,17 (1981). 2)Borovik V. N., Lectures Notes in Physics 432, 185 (1994). 3)Криссинель Б. Б. Астрономический журнал, 82, 1049 (2005). 4)А.А. Кочанов, С.А. Анфиногентов, Д.В. Просовецкий, Сб. Солнечная и солнечно-земная физика , Главная Пулковская астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, с. 227 (2011). 5)Cornwell T.J. IEEE Journal of Selected Topics in Sig. Proc., 2, 793 (2008). 6)Puetter R, Gosnell T., Yahil A. Annu. Rev. Astron. Astrophys., 43, 139 (2005). 7) В. П. Максимов, Д. В. Просовецкий, Б. Б. Криссинель Письма в АЖ. (2000). Работа выполнена при финансовой поддержке Министерства науки и образования (ГК и ), а также Российского фонда фундаментальных исследований ( мол_а). Яркостная температура 10 3 K Расстояние от центра диска в радиусах Солнца На Рис. 2 представлены экспериментальное экваториальное распределение яркости (сплошная линия) и теоретическое (штриховая, Модель-1), выполненное по методу, описанному в работе (Криссинель Б.Б. Вероятностные характеристики основных компонент короны спокойного Солнца и расчет экваториального распределения яркости в диапазоне волн 1-100см, см. Материалы данной конференции). Как видно из рисунка, экспериментальное распределение яркости достаточно хорошо совпадает с теоретическим, но пик яркости сдвинут примерно на 19 ̋. Это может быть следствием влияния ярких корональных точек. Исследования корональных точек на волне 5.2 см, проведенное по данным наблюдений на ССРТ (7), показало, что усредненные параметры их таковы: размер ~ 40 угл. сек., высота излучающей области над фотосферой ~18000 км, яркость ~40000 К. Основная масса корональных точек наблюдается в «королевской зоне». Дополнительная яркость, вносимая корональными точками, определяется выражением, где - соответственно вероятность нахождения корональной точки по лучу зрения и вероятность отсутствия петельных структур на высоте корональной точки, - наблюдаемая яркость точки на данной длине волны. Используя распределение Пуассона и представляя корональную точку сферой размером, получаем выражение для вероятности. Здесь - число точек на единицу площади, - угол падения. На Рис. 2 пунктирной линией (Модель-2) представлена кривая теоретического распределения с учетом вклада, вносимого корональными точками. При расчете было принято, что в «королевской зоне» на картах ССРТ наблюдается в среднем 6 точек. Существенное различие теоретического экваториального и экспериментального распределений наблюдается за лимбом на расстояниях ~ 0.2 солнечного радиуса. Одной из причин этого расхождения может быть трудность точной калибровки по яркости на ССРТ: уровень «нуля», определяемый по гистограмме карты вне солнечного диска, в значительной степени зависит от инструментальных ошибок и присутствия на диске активных областей.