УДК 523.98
ИССЛЕДОВАНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ЭРУПТИВНЫХ СОБЫТИЙ С ОТРИЦАТЕЛЬНЫМИ РАДИОВСПЛЕСКАМИ
© 2009 г. И. В. Кузьменко1, В. В. Гречнев2, А. М. Уралов2
1Учреждение Российской академии наук Уссурийская астрофизическая обсерватория Дальневосточного отделения РАН, Уссурийск, Россия
2Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 17.04.2009 г.; принята в печать 25.06.2009 г.
Исследованы солнечные события 15/16.06.2000, 01/02.06.2002, 06.02.2002 и 07.02.2002 г., которые, вероятно, относятся к малоизученному классу взрывных эрупций. В таких событиях возможно разрушение магнитной структуры эруптивного волокна и разбрасывание его фрагментов в виде облака по значительной части поверхности Солнца. Анализ изображений, полученных в крайнем ультрафиолетовом диапазоне на телескопе SOHO/EIT в каналах 195 Л и 304 Л, выявил возникновение диммингов различной формы и распространение корональной волны для 01/02.06.2002. Во всех событиях в обсерваториях в Нобеяма, Лермонте и Уссурийске на ряде частот диапазона 1 — 10 ГГц зарегистрированы отрицательные радиовсплески, обусловленные, по всей видимости, поглощением солнечного радиоизлучения в облаке, образованном фрагментами волокна. Поглощение фонового излучения Солнца может наблюдаться как депрессия излучения в канале 304 Л. Разработана модель, позволяющая по наблюдаемому на нескольких частотах радиопоглощению оценить параметры поглощающей плазмы — температуру, оптическую толщину, площадь поглощающего облака и его высоту над хромосферой. Полученные значения температур 8000—9000 К показывают, что поглотителем являлось вещество эруптировавшего холодного волокна. Модельная оценка массы выбросов в рассматриваемых событиях составила ~1015 г, что сопоставимо с массами типичных волокон и корональных выбросов массы.
PACS: 96.60.qf
1. ВВЕДЕНИЕ
Отрицательные радиовсплески в микроволновом диапазоне — довольно редкое явление. Предполагается, что они связаны с эруптивными явлениями на солнечном диске и могут нести информацию о параметрах выброса. Одной из возможных причин отрицательных всплесков является временное затенение радиоисточника поглощающим экраном. Такое объяснение отрицательного всплеска, наблюдавшегося 19 мая 1951 г., было предложено еще Ковингтоном [1]. Наблюдения отрицательных всплесков, их интерпретация и связь с оптическими наблюдениями в линии На были обобщены в работе [2], где отмечалось, что концепция холодного экрана может быть применима как для поглощения в На, так и для микроволнового поглощения.
С эруптивными событиями связаны также коро-нальные димминги — области пониженной яркости крайнего ультрафиолетового и мягкого рентгеновского излучения. Долгоживущие квазистационар-
ные димминги после своего появления несколько расширяются, глубина их нарастает, а затем медленно спадает в течение часов или суток [3, 4]. Основная интерпретация таких диммингов — опустошение короны в результате эрупции магнитной структуры [5].
Кроме квазистационарных диммингов наблюдаются и короткоживущие перемещающиеся потемнения на солнечной поверхности. Некоторые из них могут возникать из-за затенения ярких корональ-ных структур поглощающим веществом выбросов [6]. Димминги обычно наблюдаются на изображениях, полученных ультрафиолетовыми телескопами на космических аппаратах SOHO и TRACE в нескольких каналах (FeIX/X 171 A, FeXII 195 A, FeXV 284 A, Hell 304 A). В разных линиях крайнего ультрафиолета форма и положение таких дим-мингов могут различаться.
Перед развивающимися диммингами или независимо от них нередко наблюдаются возмущения в виде яркого расширяющегося диффузного (редко
резкого) фронта кольцевой или более сложной формы, распространяющиеся от центра эрупции со скоростью порядка нескольких сотен км/с [7]. Такое возмущение, наблюдающееся в каналах 171, 195 и 284 A, а иногда и в мягком рентгеновском диапазоне [8], получило название "волна EIT".
Эруптивные события часто сопровождаются корональными выбросами массы (КВМ), а также радиовсплесками II и IV типов в метровом и дециметровом диапазонах [9]. Когда КВМ явно связан с выбросом волокна, на изображениях в белом свете эруптивное волокно или его остатки нередко наблюдаются как яркое ядро КВМ. Однако волокно не всегда эруптирует, а после подъема на некоторую высоту может вернуться обратно на Солнце [10]. Такие возвратные выбросы (возвратные протуберанцы) также называют квазиэруптивными, или говорят не об эрупции волокна, а о его активизации [9].
Наблюдения в линии На с высоким пространственным разрешением, позволяющие проследить движение эруптивного волокна, имеются далеко не всегда. В таких случаях выяснить, является ли событие эруптивным, можно по наблюдениям в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. В работе [11] была исследована связь между исчезающими волокнами (disparition brusques) и корональной активностью и даны характеристики эруптивных и квазиэруптивных событий. Сделан вывод, что события, связанные с эрупцией волокон, связаны с двухленточными вспышками в На и характеризуются образованием аркад и (или) диммингов в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах, что указывает на крупномасштабную перестройку коронального магнитного поля. События с квазиэруптивными волокнами связаны с компактными вспышками в На и сопровождаются локальными изменениями в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах без каких-либо признаков открытия коронального магнитного поля (см. также [12]). Локальные изменения видны в виде компактной вспышки или яркой петли, могут также наблюдаться слабые уярчения вдоль канала волокна в 195 A.
Для воссоздания достоверной картины эруптивных событий необходимо использовать наблюдения в различных спектральных диапазонах. Подробный анализ эруптивного события 13 июля 2004 г., для которого имелся исчерпывающий набор экспериментальных данных, позволил выявить картину взрывной эрупции компактного волокна в активной области, приведшей к разрушению магнитной структуры волокна и разбрасыванию его фрагментов в виде облака по огромной площади на поверхности Солнца [13]. Соответственно, и КВМ
в этом событии не имел трехкомпонентной структуры. Такой же характер, по-видимому, имело и известное событие 29 апреля 1998 г. [14], в котором также наблюдался отрицательный радиовсплеск и крупномасштабное потемнение в канале 304 A SOHO/EIT, а также событие 18 ноября 2003 г., в котором было обнаружено крупномасштабное движущееся потемнение в канале 304 A телескопа КОРОНАС-Ф/СПИРИТ [4, 15]. Для этих двух событий мы не располагаем качественными многочастотными записями радиовсплесков, которые позволили бы оценить параметры выбросов по радиопоглощению.
В данной работе исследуются четыре события с отрицательными всплесками в микроволновом диапазоне, относящихся к типу "послевсплесковое уменьшение потока". Отрицательные всплески выявлены по записям интегрального потока радиоизлучения в Уссурийской астрофизической обсерватории на частоте 2.804 ГГц. Для этих событий имеющиеся изображения не позволяют однозначно установить, имеем ли мы дело с квазиэрупция-ми или взрывными эрупциями волокон. Однако мы располагаем радиоданными, обеспечивающими возможность многочастотного анализа радиопоглощения и модельных расчетов. В разделе 2 рассмотрен анализ наблюдений событий в различных спектральных диапазонах. В разделе 3 дано краткое описание модели, с помощью которой сделаны оценки параметров поглощающей плазмы и массы выбросов. Раздел 4 посвящен обсуждению анализа наблюдений и полученных результатов.
2. АНАЛИЗ НАБЛЮДЕНИЙ 2.1. Событие 15/16.06.2000
Событие произошло в активной области NOAA 9040 (N19 E17) магнитного класса в. Оно было связано с Ha-вспышкой балла 1N (максимум в 23 : 42 UT) по данным бюллетеня "Solar-Geophysical Data" (SGD, http://sgd.ngdc.noaa. gov/sgd/jsp/solarindex.jsp) и со вспышкой балла M2.0 в мягком рентгеновском диапазоне по данным спутника GOES. На ряде станций в дециметровом и метровом диапазонах зарегистрированы радиовсплески II и III типа. КВМ с центральным позиционным углом 42°, соответствующим расположению активной области на солнечном диске, зафиксирован в каталоге SOHO/LASCO.
Для анализа наблюдений в крайнем ультрафиолете использовались солнечные изображения, полученные на телескопе SOHO/EIT в каналах 195 A (интервал между изображениями 12 мин) и 304 A (интервал 6 ч). Исходные
Рис. 1. Событие 15/16.06.2000. Фиксированные разностные изображения северо-восточного квадранта солнечного диска с компенсацией солнечного вращения в канале 195 A (а—в) и всего диска Солнца в канале 304 A (г, д) по данным SOHO/EIT (штриховой окружностью показан край солнечного диска), е — КВМ на разностном изображении SOHO/LASCO для события 15/16.06.2000. Серый диск — затеняющий диск коронографа, белой окружностью показан диск Солнца в белом свете.
файлы в формате FITS были взяты из каталога EIT (http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/eit-catalog.html). На рис. 1 представлены фиксированные разностные изображения северо-восточного квадранта солнечного диска в канале 195 A с ограничением по яркости ±300 отсч./пик и всего диска Солнца в канале 304 A с ограничением по яркости ±20 отсч./пик, а также изображение КВМ в 00 : 50 UT, полученное на SOHO/LASCO/C2. Разностные изображения получены вычитанием одного и того же кадра перед событием из всех последующих кадров, а перед этим выполнена компенсация солнечного вращения. В интересующей нас области 9040 наблюдаются вспышечные уярчения, а также димминги 1 и 2 (рис. 1б— 1в). Димминги существуют и после 01 : 30 UT, хотя они значительно уменьшаются в размерах. Потемнение 3 на кадре "г" рис. 1, располагающееся восточнее АО 9040, может быть вызвано поглощением фонового излучения выброшенным в результате эрупции веществом.
Для анализа интегрального радиоизлучения на разных частотах использовались данные Уссурийской астрофизической обсерватории, Радиообсерватории Нобеяма и Солнечной обсерватории Хи-райсо. Обработка записей калиброванного пото-
ка включала вычитание предвсплескового уров
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.