УДК 523.947-73-62
ДИНАМИКА ЯРКИХ ТОЧЕК И ВЫБРОСОВ НА СОЛНЦЕ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ ПРИБОРА ТЕСИС НА СПУТНИКЕ КОРОНАС-ФОТОН
© 2010 г. А. С. Ульянов, С. А. Богачев, С. В. Кузин
Учреждение Российской академии наук Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 25.03.2010 г.; принята в печать 02.04.2010 г.
С использованием данных наблюдений солнечной короны с временны м разрешением 5 с, полученных прибором ТЕСИС на спутнике КОРОНАС-ФОТОН в линии Ре1Х 171 А, исследована динамика мелкомасштабных эмиссионных структур в короне внутри и в окрестностях ярких корональных точек. Мелкомасштабные структуры нижней короны показывают сложную динамику, которая подобна динамике магнитных петель в более высоких слоях короны Солнца. Обнаружены многочисленные осциллирующие структуры размером менее 10 тыс. км с периодами колебаний в диапазоне от 50 до 350 с. Распределение структур по периодам различается для Р < 150 си Р > 150 с, что позволяет предположить, что в области низких и высоких значений работают разные моды возбуждения колебаний. Мелкомасштабные структуры производят большое число вспышечно-подобных событий с энергией 1024 —1026 эрг (нановспышки) и с пространственной плотностью не менее 1 события в секунду на площади 4 х 1011 км2. Нановспышки не ассоциированы с яркими корональными точками и примерно равномерно покрывают диск Солнца в области наблюдения. Обнаружены выбросы вещества из корональных ярких точек со скоростями 80—110 км/с.
1. ВВЕДЕНИЕ
Яркие корональные точки представляют собой компактные эмиссионные структуры, наблюдаемые на изображениях спокойной короны Солнца в мягком рентгеновском и вакуумном УФ-диапазоне спектра [1]. Яркие точки примерно равномерно распределены по солнечным долготам. Пространственное распределение точек по широте имеет слабые максимумы около поясов формирования солнечных пятен (на широтах 10° —40°), хотя обнаружить их во множестве можно и на экваторе, и вблизи полюсов [2]. Собственное движение ярких точек отсутствует, либо крайне мало [3].
Максимальный размер корональной яркой точки — 20—30 тыс. км. Величина эта, впрочем, весьма условна и определяется не физическими причинами, а точностью наблюдений: именно при таком и меньшем размере коронального объекта его пространственная структура уже не может быть уверенно разрешена при современных рентгеновских наблюдениях. Время жизни одной точки — от нескольких часов до нескольких дней [3]. При этом в солнечной короне можно наблюдать и более ко-роткоживущие объекты с временами существования от единиц до десятков минут, которые, однако, не относятся к ярким точкам именно из-за малой продолжительности жизни.
В настоящее время считается, что корональные яркие точки — это мелкомасштабные магнитные петли и системы петель, расположенные в нижней короне Солнца. Причины их повышенной светимости скорее всего те же, что и у крупномасштабных петель в короне. Это повышенная плотность вещества, возникающая из-за испарения хромосферной плазмы внутрь замкнутых магнитных конфигураций, а также энерговыделение внутри петель, возможно, связанное с магнитным пересоединением. На уровне поверхности Солнца корональные яркие точки ассоциируются с небольшими биполярными магнитными структурами, наблюдаемыми на фо-тосферных магнитограммах [4]. Пока, впрочем, не ясно, насколько эта связь однозначна, т.е. каждая ли яркая точка формируется вблизи биполярной магнитной структуры, и каждая ли такая структура на поверхности Солнца создает яркую точку в короне.
То, что, по крайней мере, некоторые яркие ко-рональные точки состоят из магнитных петель, подтверждается прямыми наблюдениями короны с высоким угловым разрешением (не хуже 1"-2") на телескопах HINODE/XRT (в мягком рентгеновском диапазоне) и телескопе TRACE в вакуумной УФ-области спектра. Различить петлеобразные структуры внутри точек удается в неко-
торых случаях — в основном, для точек большого размера, состоящих из 1—2 петель. Наблюдения HINODE/XRT показывают, что морфология петельной структуры яркой точки может меняться в течение цикла ее жизни [5]. Структура и внутренняя эволюция более компактных (или более сложных) объектов пока недоступна для наблюдений. Запуск в феврале 2010 г. новой обсерватории НАСА SDO, скорее всего, не приведет к прогрессу в этом вопросе. Для этого требуется значительно более существенное повышение точности рентгеновских наблюдений: от сегодняшних 1"—2" до 0.1"-0.2".
Помимо внутренней структуры ярких точек и их связи с фотосферными магнитными полями, широко исследуются вариации их излучения. Поток рентгеновского излучения из корональных точек меняется в очень широком диапазоне с характерными временами от нескольких минут до часов. Внутри точек наблюдаются также быстрые изменения интенсивности излучения, которые могут интерпретироваться как микровспышки, аналогичные по своей природе обычным солнечным вспышкам [6]. Это позволяет провести аналогию между активными областями, где происходят "обычные" вспышки, и яркими точками. Последние в этом случае можно определить как активные микрообласти в нижней короне Солнца. Такая аналогия позволяет ожидать схожести физических процессов в активных областях и ярких точках — в частности, того, что существенную роль в физике ярких точек должно играть магнитное пересоединение. Доказать это, учитывая малые пространственные масштабы наблюдаемых явлений, крайне сложно. Тем не менее, существуют наблюдения, указывающие, что некоторые процессы в ярких точках могут быть связаны с пересоединением магнитных полей.
Наиболее серьезным препятствием при исследовании энерговыделения в ярких точках является недостаточное временно)е разрешение современных рентгеновских наблюдений. Количество и частота получения изображений в космическом эксперименте ограничивается, главным образом, не характеристиками прибора, а объемом и скоростью телеметрии. Во всех действующих солнечных экспериментах (за исключением SDO) суточный объем телеметрии не превышает несколько гигабайт, что позволяет передавать на Землю от нескольких до нескольких десятков изображений Солнца в час в одном канале. В результате исследовать динамику солнечных структур с временным разрешением лучше нескольких минут возможно только в ходе специальных программ. На телескопах SOHO/EIT таким способом достигается временное разрешение 68 с (соответствующие программы проводятся регулярно 4 раза в год). Существуют программы Е1Т с временным разрешением до 15 с, однако, из-за чрезвычайно заниженных
времен экспозиции, на соответствующих изображениях удается различить только яркие ядра активных областей [7]. Телескоп TRACE (один из основных инструментов, которому мы обязаны современными знаниями о ярких точках) работает в ходе специальных программ с разрешением около 1 мин. Существует, однако, и ряд более точных данных. Так, в 1999 г. TRACE предоставил наблюдения 27 ярких точек с временным разрешением
9 с продолжительностью около 23 мин [8]. Это, по-видимому, является единственным известным наблюдением точек в вакуумном ультрафиолетовом (ВУФ) диапазоне с временным разрешением лучше
10 с. Серии высокого разрешения HINODE/XRT в мягком рентгеновском диапазоне проводятся с шагом около 30 с [9].
В настоящей статье мы демонстрируем результаты наблюдений Солнца в ВУФ-диапазоне спектра с временным разрешением 5 с и продолжительностью около часа, полученных телескопом FeIX 171 A в составе инструмента ТЕСИС на спутнике КОРОНАС-ФОТОН в ноябре 2009 г. Помимо более высокого временно)го разрешения — 5 с (ТЕСИС) против 9 с (TRACE) и 15 с (EIT), наблюдения были проведены в гораздо более широком поле зрения — 2470" х 1020", по сравнению с 512" х 512" в серии наблюдений TRACE и 332" х х 249" при наблюдениях EIT. Главное же, что в отличие от предыдущих быстрых серий, где высокое временное разрешение достигалось за счет существенного уменьшения времени экспозиции (что приводит к потере сигнала от слабых структур и резкому снижению динамического диапазона наблюдений), мы впервые провели сверхбыстрые исследования структур в ВУФ-диапазоне с полным временем накопления изображений. Это оказалось возможным благодаря высокой чувствительности телескопов в составе ТЕСИС, работающих с характерными временами экспозиций в диапазоне от 0.1 до 1.0 с. Это позволило нам детально исследовать не только динамику ярких корональных точек, но и энерговыделение в гораздо более слабых структурах, отсутствующих на изображениях EIT, TRACE и HINODE/XRT.
Корональные точки на изображениях ТЕСИС представляют собой яркие узлы гораздо более многочисленных мелкомасштабных корональных структур, покрывающих весь диск Солнца, за исключением, может быть, корональных дыр. Морфология и динамика этих структур весьма сложна. В них наблюдаются изменения с характерными временами от десятков секунд до десятков минут, в том числе многочисленные осцилляционные процессы. В дополнение к микровспышкам, ассоциированным с яркими корональными точками,
обнаружено большое число импульсных всплесков излучения, происходящих за пределами ярких точек внутри окружающих их многочисленных мелкомасштабных структур. В данной работе показано, что есть основания считать эти всплески солнечными вспышками с крайне малым энерговыделением — нановспышками. Для ряда микровспышек (происходящих, в отличие от нановспы-шек, внутри ярких точек), обнаружены и описаны транзиентные события (движения вещества из ядра микровспышки).
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ОБРАБОТКИ
ТЕСИС — это комплекс изображающих инструментов для исследования Солнца, созданный в Учреждении Российской академии наук Физическом институте им. П.Н. Лебедева РАН для спутника КОРОНАС-ФОТОН. Спутник был запущен 30 января 2009 г. В состав ТЕСИС входят два телескопа для получения изображений полного солнечного диска в линиях вакуумного УФ-диапазона. Один телескоп предназначен для наблюдения высокотемпературной плазмы (T ~ ~ 10 млн. К) в линии FeXXIII 132 A. Второй телескоп является двухканальным и работает в линиях Hell 304 A (переходный слой Солнца; T ~ ~ 80 тыс. К) и FeIX 171 A (корона Солнца; T ~ ~ 0.8 млн. К). Переключение между кан
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.