УДК 523.98
О ВАРИАЦИЯХ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ
© 2004 г. Г. Б. Гельфрейх1, Ю. Т. Цап2*, Ю. Г. Копылова1, Т. Б. Гольдварг3, Ю. А. Наговицын1, Л. И. Цветков2
1Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург 2НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный 3Калмыцкий государственный университет, Элиста Поступила в редакцию 17.10.2003 г.
На основе наблюдательных данных, полученных на РТ-22 НИИ КрАО на частотах 8.6 и 15.4 ГГц, исследуются квазипериодические вариации микроволнового излучения активных областей Солнца с периодами Tp < 10 мин. Как следует из проведенного вейвлет-анализа, в динамических спектрах мощности наибольшими амплитудами обладают колебания с периодами 3—5 мин и 10—40 с, в то время как осцилляции с Tp < 10 с фактически отсутствуют. Проведенный анализ показал, что вследствие теплопроводных потерь акустические моды с Tp < 1 мин подвержены сильной диссипации в нижней короне Солнца. Колебания с Tp = 10—40 с связаны с альвеновскими возмущениями. В рамках однородной модели проведен анализ влияния акустических и альвеновских осцилляций на тепловые механизмы микроволнового излучения. Обсуждаются вероятные источники нагрева солнечной короны.
Ключевые слова: Солнце, активные области, микроволновое излучение, МГД-волны, корона.
VARIATIONS OF MICROWAVE EMISSION FROM SOLAR ACTIVE REGIONS, by G. B. Gel-freikh, Yu. T. Tsap, Yu. G. Kopylova, T. B. Goldvarg, Yu. A. Nagovitsyn, and L. I. Tsvetkov. Based on the observational data obtained with the RT-22 Crimean Astrophysical Observatory radio telescope at frequencies of 8.6 and 15.4 GHz, we investigate the quasi-periodic variations of microwave emission from solar active regions with periods Tp < 10 min. As follows from our wavelet analysis, the oscillations with periods of 3—5 min and 10—40 s have the largest amplitudes in the dynamic power spectra, while there are virtually no oscillations with Tp < 10 s. Our analysis shows that the acoustic modes with Tp < 1 min strongly dissipate in the lower solar corona due to heat-conduction losses. The oscillations with Tp = 10—40 s are associated with Alfven disturbances. We use a homogeneous model to analyze the influence of acoustic and Alfven oscillations on the thermal mechanisms of the microwave emission. We discuss the probable coronal heating sources.
Key words: Sun, active regions, microwave emission, MHD waves, solar corona.
ВВЕДЕНИЕ
C запуском орбитальных станций SOHO (1995 г.) и TRACE (1998 г.) получило бурное развитие новое направление астрофизических исследований, названное корональной сейсмологией (Робертс, 2000; Поедтс, 2002). Столь большой интерес, в первую очередь, связан с решением проблемы нагрева солнечной короны магнито-гидродинамическими (МГД) волнами, а также с возможностью дальнейшего совершенствования методов диагностики магнитных полей в верхней
Электронный адрес: yur@crao.crimea.ua
атмосфере Солнца (см., например, Накаряков, Офман, 2001).
В настоящее время для объяснения высокой температуры солнечной короны, как правило, привлекают два механизма (Прист и др., 2002). В соответствии с первым за ее нагрев ответственны МГД-волны, возбуждаемые конвективными движениями в фотосфере. Согласно второму корона греется в результате пересоединения магнитных силовых линий, сопровождаемых микровспышками. Более привлекательным, по нашему мнению, выглядит волновой подход, поскольку формирование мелкомасштабных токовых слоев в короне
Солнца в результате процесса "переплетения" магнитных силовых линий, вызванного фотосферными движениями (Паркер, 1988), представляется довольно проблематичным. К тому же, как показывают некоторые оценки (Хадсон, 1991), энергии микровспышек явно недостаточно, чтобы обеспечить высокую температуру корональной плазмы.
Наблюдения волновых и колебательных явлений в верхней атмосфере Солнца в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах имеют ряд существенных недостатков. В частности, типичное время накопления и считывания сигнала на инструментах SOHO и TRACE составляет десятки секунд, что сильно ограничивает возможности по исследованию МГД-волн с короткими периодами (< 1 мин), которые, вероятнее всего, и определяют высокую температуру солнечной короны (см., например, Прист, 1985). Такие наблюдения позволяют получить лишь достаточно скудную информацию о величинах магнитных полей в верхней атмосфере Солнца. Между тем микроволновое излучение активных областей, связанное с гироре-зонансным механизмом, чрезвычайно чувствительно к изменениям магнитного поля, а временнбе разрешение современных радиотелескопов достигает нескольких миллисекунд. Поэтому изучение различных проявлений МГД-возмущений в верхней атмосфере Солнца в радиодиапазоне представляет особую ценность.
Наиболее детальные наблюдения пульсаций микроволнового излучения активных областей, хотя и с невысоким временным разрешением около 10 с, проводились на радиоинтерферометрах VLA и Nobeyama (Гельфрейх и др., 1999; Шибасаки, 2001; Ниндос и др., 2002). На основе фурье-анализа было установлено, что над пятнами наиболее ярко выражены колебания с периодом Tp w w 3 мин. Полученный результат достаточно хорошо согласуется с оптическими и ультрафиолетовыми наблюдениями (Штауде, 1999; Бринильдсен и др., 1999). Вместе с тем микроволновые осцилляции отличались большим разбросом (1—20%) по глубине модуляции излучения (Шибасаки, 2001; Ниндос и др., 2002).
Радиопульсации с Tp w 3 мин Гельфрейх и др. (1999) (см. также Ниндос и др., 2002; Хильде-брандт, Штауде, 2002) сочли связанными с колебаниями высоты основания переходного слоя, т.е. глубина модуляции гирорезонасного изучения определяется ростом температуры и изменением магнитного поля с высотой. При этом эффекты, вызванные модуляцией плотности и температуры плазмы звуковыми волнами, не учитывались. В соответствии с численными расчетами амплитуда смещений переходного слоя над пятнами должна составлять 25—50 км. Однако даже в короне типичные толщины гирослоев не превышают нескольких
сот километров (Алиссандракис и др., 1980), поэтому такой подход можно считать оправданным, если излучающие слои с оптической толщиной т < 1 расположены на уровне переходной области. В противном случае вариации высоты основания переходного слоя не приведут к заметной модуляции гиросинхротронного излучения, и она будет определяться флуктуациями плотности и температуры (см. также Шибасаки, 2001).
В данной работе исследуются квазипериодические вариации микроволнового излучения активных областей Солнца. В следующих двух разделах коротко излагается методика наблюдений и описан процесс обработки данных наблюдений РТ-22 НИИ КрАО методами вейвлет-анализа. Далее рассматриваются диссипативные процессы, связанные со звуковыми и альвеновскими модами. Особое внимание уделяется проблеме нагрева солнечной короны. Затем проведен анализ влияния МГД-возмущений на модуляцию теплового микроволнового излучения активных областей. В заключение представлены и обсуждаются основные результаты работы.
МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ
В сентябре 2001 г. наблюдения Солнца проводились с помощью диагностического комплекса, созданного на базе РТ-22 НИИ КрАО, на двух длинах волн — 2.0 см (15.4 ГГц) и 3.5 см (8.6 ГГц),
с пространственным разрешением 3.6 и б'.О соответственно. Поляриметр позволял регистрировать параметры Стокса I и V = Ir — IL, где Ir и IL — интенсивности компонент микроволнового излучения, имеющих правую (R) и левую (L) круговую поляризацию. Чувствительность радиотелескопа составляла 0.1 с.е.п. (1 с.е.п. = 10_22 Вт/м2/Гц). Система управления РТ-22, сбора и обработки информации (Баранов и др., 1998) регистрировала сигналы путем последовательного их преобразования для каждого из четырех низкочастотных каналов, подаваемых на АЦП через аналоговый коммутатор с частотой коммутации 100 ГГц и накоплением сигнала 1 с. Усредненные данные записывались на магнитный носитель.
Процесс наблюдений заключался в сканировании диска Солнца по прямому восхождению с шагом по склонению 2, последующем наведении антенны по максимуму радиоизлучения локального источника на самой короткой длине волны и слежении за выбранной активной областью. Выбор объекта наблюдений осуществлялся в результате оценки прогностических параметров для каждого из источников, обнаруженных на диске Солнца как по результатам сканирования, так и по данным, доступным через INTERNET (например,
http://www.bbso.njit.edu). С 17 по 24 сентября наблюдалась одна и та же активная область — ЫОЛЛ 9628, что позволило получить непрерывные (до 8 ч) ряды наблюдений интенсивности и поляризации с временным разрешением 1 с за достаточно длительный промежуток времени. Пересчет в солнечные единицы потока, а также перевод временных данных на равномерную сетку проводились по программе, разработанной А.В. Мельниковым (ГАО РАН), включающей нормировку и учет паразитных сигналов.
ОБРАБОТКА НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ
Поскольку можно ожидать, что исследуемый нами временной ряд содержит квазипериодические пульсации существенно различных масштабов, а также имеет заметные отклонения от строгой периодичности: амплитуда и период пульсаций меняются во времени, колебания имеют вид цугов, то фурье-анализ может приводить к некорректным выводам (Витязев, 2001). Поэтому в представленной работе обработка данных наблюдений, полученных на РТ-22, проводилась на основе вейвлет-преобразования, базис которого формируется из хорошо локализованных по частоте и времени вейвлет-функций. Это позволяет строить не только аналогичный получаемому в результате фурье-анализа спектр сигнала, но и отслеживать изменения основных его характеристик.
Для обработки временных рядов был выбран вейвлет Морле, представляющий собой гармоническое колебание, модулированное функцией Гаусса
■ф(г) = ехр(-£2/а0)[ехр(гшо£) - ехр(-ш02а2/4)].
Вид этой функции (система максимумов и минимумов, стремящихся к нулю вне небольшого интервала времени) определяет одно из его достоинств — хорошую приспособленность к частотно-временно му анализу, что важно для точного определения коротких периодов. При
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.