close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

Презентация

код для вставкиСкачать
О мелкомасштабной активной
структуре нижней короны
Солнца.
Богод В.М., Тохчукова С.Х.
Специальная астрофизическая обсерватория , РАН
Восьмая Ежегодная Конференция «Физика Плазмы
в Солнечной Системе» 4 - 8 февраля 2013 г., ИКИ РАН
Введение 1
В годы минимального максимума активности становится возможным изучать
мелкомасштабную структуру спокойного Солнца на уровнях хромосферы и
нижней короны, которые несомненно связаны с проблемой нагрева короны.
В дополнение к механизмам нагрева короны, упомянутым сегодня в докладах Сомова
Б.В. и Зайцева В.В. можно также упомянуть и другие теории, в которых
процессы в хромосфере играют главную роль [Aschwanden et al, 2007].
Aschwanden рекомендует заменить сценарий коронального нагрева на сценарий
хромосферного нагрева, поскольку многие процессы переноса и генерации
энергии происходят в хромосфере. Из 10 доказательств, определяющие
сценарий нагрева хромосферы, наиболее трудным является измерение величины
и сложности структуры хромосферных магнитных полей, как индекса явления
перезамыкания в тонкой структуре хромосферы.
Эту идеологию поддерживают некоторые современные наблюдения выполненные
на основе комбинации данных о тонкой структуре хромосферы с помощью
AIA/SDO [Haisheng Ji, et al., 2012] и в линии гелия на New Solar Telescope (NST)
в Big Bear Solar Observatory (BBSO) с диаметром зеркала 1.6 м указывают на
существование ультратонких петель диаметром около 100км, которые берут
начало от интенсивных компактных магнитных элементов на фотосфере и
прослеживаются инжекции горячей плазмы до нижней короны.
Введение 2
Однако 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.
Обнаружение радиогрануляции
[Богод, Корольков, 1975]
Параметры радиогрануляции
Размеры радиогранулы 50”x50”,
Радиопоток в диапазоне 2-4см (60200) янских 0.06-0.2 s.f.u. 0.1% Fsun
Время жизни от нескольких часов до
1 суток,
Перепад яркостных температур
центр-граница гранулы равен (500012000)К.
Оценка магнитного поля DH<3Gs
Некоторые открытые вопросы
Radio Emission of the Quiet Sun and Active Regions
(Shibasaki, Alissandrakis and Pohjolainen, Solar Physics, 2011)
-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
Пример наблюдений на многоволновом
комплексе РАТАН-600 в минимуме активности
SOHO
MDI cont.
SOHO EIT
304A
Двумерные изображения хромосферной сетки
VLA 2 cm
May 18, 2004
[K. Shibasaki,C.E. Alissandrakis,S. Pohjolainen, 2011]
FOV 165x165
September 23, 1992
Вследствие недостаточного пространственного разрешения современных
радиотелескопов и пр, измеренные свойства хромосферной сетки дают
большой разброс значений и остаются недостаточно изученными.
Характерные размеры радиогрануляции
W a v e le t S p e ct ru m (M a g n itu d e )
500
P e rio d , se c
400
300
200
100
0
0
200
400
600
800
1000
120 0
1400
T im e , se c
Выделены структуры с
размерами
40-50 угл.сек,
90-120 угл.сек и
280-320 угл.сек
[U. PANIVENI, 2005]
По результатам фрактального
анализа данных EUV SOHO
Соответствует диаметрам
гранул от 30-120 угл.сек
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.
Моделирование
Модель супергрануляционой сетки в виде правильных шестигранников,
равномерно покрывающих солнечный диск. Справа, результат
сканирования модели одномерной диаграммой радиотелескопа РАТАН600.
Результат 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.
Сравнение с реальными данными
других инструментов
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 скана РАТАН-600 15GHz и
SDO AIA 1600A
Спектральный анализ одиночной
радиогранулы
Спектральные характеристики радиогранулы
Оценки магнитного поля для различных
радиогранул
sun: 2012/02/08: 2.00[cm ]
40 K
T a,I
Измеренное значение
магнитного поля волокна
составляет 75 Гс
T a,V
1
2
3
4
5
6
7
Волокно
10 K
-683"
No
P%
B, Gs
-348"
1
3.7 5
20 0
2
2.5
13 5
-14"
3
5 .8
310
321"
4
1 .4
75
5
6 .25
3 40
655"
6
8 .5
4 60
7
7 .1
3 80
К оценке магнитного поля по тепловому
механизму
Ta,V
sun:2012/02/08 09:27:45.480
20
03.26cm
03.21cm
03.16cm
03.09cm
03.00cm
02.96cm
02.91cm
02.86cm
02.46cm
02.42cm
02.40cm
02.36cm
02.33cm
02.30cm
02.25cm
02.22cm
02.19cm
02.14cm
02.12cm
02.10cm
649"
02.07cm
02.00cm
01.96cm
01.94cm
01.92cm
01.83cm
01.82cm
-5
10 K
-30
170
Ta,I
-28
100 K
-225
-422
-725"
-382"
-38"
306"
649"
Оценка степени круговой
поляризации радиогрануляции
находится в пределах 1-5%, которая
определяется по отношению
антенных температур
P D T aV / 2 D T aI
Для теплового механизма
P n f H / f (1 7 )%
[Gelfreikh, 1972]
Оценка магнитного поля
для волны 2 см дает
H ( 54 380 )
Гс
Оценка магнитного поля для
волокна составляет 65 Гс
К оценке магнитного поля по
циклотронному механизму
5 F e b r. 2 0 1 2
1 ,0
В предположении циклотронного
механизма излучения можно
определить максимально
возможное продольное магнитное
поле равное
C o r r e la t io n
0 ,8
0 ,6
I
V
0 ,4
0 ,2
B 3570 / 0 ,0
4
6
8
10
12
14
F re q u e n cy, G H z
16
18
при
3 H
[Akhmedov et al.,1982]
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
Заключение
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!
Документ
Категория
Презентации по физике
Просмотров
3
Размер файла
8 006 Кб
Теги
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа