Тема: Разработка итерационного метода для построения высотно-температурного профиля солнечной атмосферы над активной область на Солнце

В данной работе была построена модель атмосферы над солнечными пятнами с использованием спектров на частотах 3-18 ГГц, полученных из измерений, проведённых на радиотелескопе РАТАН-600. Цель работы состояла в том, чтобы на разработать итерационный метод для моделирования спектра излучения активных областей и получения высотно-температурного профиля атмосферы над ней. Сначала метод был протестирован на модели активной области с известным высотно-температурным профилем. Затем были выбраны две активных области, проведено сравнение смоделированных и реальных спектров для них и получены их высотно-температурные профили.
Множество работ было посвящено попыткам построить модель атмосферы над солнечными пятнами. Процесс моделирования сложен, так как необходимо учитывать множество факторов, таких как перемещение тепла вниз из короны, ионизационное равновесие и другие ([1, 2, 3, 4]). Модели хромосферы и переходной области были получены в 1981 году Вернаццей, Авреттом и Лоисером на основе данных Skylab и вычислений в условиях полного нелокального термодинамического равновесия. В работе [5] была разработана модель нагревания плазмы, в которой объёмный корональный темп нагревания пропорционален силе свободного магнитного поля и посчитано ожидаемое жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение. Также было создано ещё некоторое число моделей, но все они сосредотачивались на фотосфере и хромосфере, не так подробно рассматривая переходную область. В данной области между хромосферой и короной идёт резкий переход от температур порядка 104 до 2 • 106 К. В работах [6, 7] исследовалось излучение данной области в ультрафиолетовом диапазоне, но структура переходной области до сих пор является не до конца понятной.
Другой подход к определению параметров атмосферы предполагает использование наблюдений микроволнового излучения. Это устраняет некоторые проблемы, связанные с решением уравнений переноса в условиях нелокального термодинамического равновесия, однако требует знания вектора магнитного поля в наблюдаемой области (об этом ниже). Можно считать, что система находится в термодинамическом равновесии и для изучаемых частот (микроволновый диапазон) и температур (до 107 К) выполняется приближение Рэлея-Джинса. Поток излучения определяется в основном излучением из слоя, где оптическая толщина равна 1, яркостная температура совпадает с электронной температурой в этом слое. Теория излучения хорошо разработана и детально описана, в частности, в [8].
В сантиметровом диапазоне основной вклад в излучение солнечных пятен вносит гирорезонансный механизм. Гирорезонансное излучение в основном генерируется на 2-й и 3-й гармонике гирочастоты обыкновенной и необыкновенной моды. Спектр радиоизлучения над солнечными пятнами бвхл посчитан для различных моделей структурах магнитного поля, электронной температуры и плотности в работах [9, 10, 11, 12].
Активные области - источники радиоизлучения с повышенной электронной концентрацией, удерживаемы петлями сильного магнитного поля, удерживающего плазму. Электронная плотность внутри активных областей превышает 109 см-3, в то время как в окружающей плазме она порядка 108 см’“3 ([13]). Активные области и солнечные пятна тесно связаны друг с другом. Солнечные пятна состоят из двух частей: тени, в которой более низкая температура и полутени, в которой она более высокая. Обычно солнечные пятна образуются группами, но существуют также одиночные. В диапазоне рассматриваемых нами частот (3-18 ГГц) в активных областях преобладает циклотронный характер излучения. В этом случае электрон в магнитном поле движется по спирали и излучает ряд частот, кратных гирочастоте !B= eB/mec.В приходящем потоке наблюдаются в основном 2-я и 3-я гармоника, причём они приходят с разных высот, так как 2-й гармонике соответствует поле B/2, а 3-й - поле B/3. 1-я гармоника излучает мало, так как ей соответствует поле В, которое достигается на низких высотах, на которых температура мала по сравнению с короной, а в оптически толстых слоях, которые мы рассматриваем, интенсивность (а следовательно и поток) равна I = а/ц^Т ([8], 2.18, 8.36, 8.43), где a^Ts~ъ - излучательная способность плазмы ([8], 11.25), а ц^-'Т" ъ - коэффициент поглощения. ([8], 8.36). Подробные формулы приведены в приложении А.
В данной работе была разработан итеративный метод, для получения высотного профиля температуры активной области. Метод был применён сначала к модели, а затем к реальным данным с радиотелескопа РАТАНА- 600. Особенности РАТАН-600 делают его эффективным инструментом для изучения активных областей. РАТАН-600 - это крупный радиотелескоп с большой эффективной площадью, который обладает широким диапазоном и высокой чувствительностью по потоку радиоизлучения. У РАТАН-600 узкая диаграмма направленности и получаемые на нем сканы являются одномерными. На рис. 1 приведены примеры сканов РАТАН-600.
Для получения значений магнитного поля мы использовали данные со спутника SDO (инструмент SDO/HMI). Спутник SDO (Solar Dynamic Observatory) был запущен NASA в 2010 году для исследования солнечной атмосферы с высоким пространственным и временным разрешением одновременно на многих длинах волн. HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) - инструмент, установленный на SDO и предназначенный для почти получения допплерограмм и магнитограмм Солнца. Он работает на частоте 671.3 нм с разрешением около 0.5 угловых секунд. С его помощью мы определяем поле на фотосфере и методом NLFFF (Non-Linear Force-Free Magnetic Field) ([14])-восстановления получаем магнитное поле над солнечным пятном.
Было проведено тестирование алгоритма на некотором известном распределении температуры и были построены профили зависимости температуры и электронной плотности для двух активных областей.

Купить

• Разработан и протестирован итерационный метод для получения высотно-температурного профиля солнечной атмосферах над активной областью на Солнце. Показана эффективность применения этого метода на реалистичных моделях магнитного поля и солнечной атмосферы.
• С помощью предложенного метода получены оценки электронной температуры и концентрации в нижней короне для конкретных активных областей на Солнце. Полученные значения (температура 2.2-2.3 -106 К, концентрация 1-5 -109 см-3) очень хорошо согласуются с современным представлением о структуре и параметрах солнечной атмосферы.
• Предложены усовершенствования алгоритма, позволяющие учесть неоднородность солнечной атмосферы над активной областью и использовать наблюдательные инструменты с двумерной диаграммой направленности.

Купить