КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 4, с. 318-322
УДК 523.9
О ВЕРТИКАЛЬНОЙ СТРУКТУРЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В АКТИВНЫХ ОБЛАСТЯХ СОЛНЦА НА КОРОНАЛЬНЫХ ВЫСОТАХ
© 2008 г. В. М. Богод1, Л. В. Яснов2
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, г. Санкт-Петербург
vbog@sao.ru
2Санкт-Петербургский государственный университет yasnov@pobox. spbu.ru Поступила в редакцию 01.11.2007 г.
Высотные измерения и распределение напряженности магнитного поля в активных областях всегда представляли собой важную задачу по проверке существующих моделей для высот единиц и сотен Мм. Оптические методы анализа магнитной структуры хорошо работают лишь на уровне фотосферы. Между тем развитие радиоастрономических методов анализа солнечного радиоизлучения [1] и теории излучения солнечной плазмы [2] способствует внедрению ряда методов для измерения величины магнитного поля на различных высотах солнечной атмосферы. В данной работе мы используем многоволновые наблюдения поляризации радиоизлучения активных областей в микроволновом диапазоне совместно с точными магнитосферными данными для развития метода проекции с целью измерения распределения магнитного поля с высотой.
РЛС8: 96.60.Ps96.60.qe
ВВЕДЕНИЕ
Измерение высот солнечных образований, перемещающихся по диску Солнца при его вращении, путем сопоставления с соответствующими структурами на диске давно используется в астрономии. При измерениях источников, находящихся вблизи центра диска, достигается максимальная точность. Она может быть улучшена сопоставлением разностей положений объекта на уровне фотосферы (пятна) по измерениям в оптике и в радио (источник над пятном) за определенный промежуток времени. В случае построения высотной структуры магнитного поля можно использовать сопоставления положений источника магнитного поля на фотосфере с источником поляризованного излучения на нескольких волнах микроволнового диапазона. В работе [3] показано, что величина напряженности магнитного поля, измеренная для поляризованных источников над пятнами, падает всего на 20%. При этом расчет проводился в предположении излучения 3-й гармоники гирочастоты при циклотронном механизме излучения и использовались наблюдения на РАТАН-600 на пяти длинах волн сантиметрового диапазона. Попытки анализа структуры магнитных полей по радиоданным предпринимались неоднократно [4-8], однако они выполнялись на ограниченном числе длин волн, что ограничивало возможности данного метода. Недавно в [9] проведены измерения корональных магнитных полей над крупным солнечным пятном по данным радиотелескопа VLA и спутника TRACE при наблюдениях
на западном лимбе. Несмотря на уникальность этих измерений, полученные данные измерены лишь на двух длинах волн. В этом исследовании используются результаты наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600, с применением широкополосного поляризационного спектрографа, с большим количеством каналов (39), охватывающим диапазон от 1.7 см до 15 см [10]. В отличие от результатов работы [9], наши измерения дают информацию о корональных магнитных полях над активной областью, находящейся на диске Солнца. Благодаря использованию многоволновых данных, появляется возможность детального изучения высотной структуры магнитного поля, а с другой стороны, увеличивается надежность определения такой структуры.
МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ВЫСОТНОЙ СТРУКТУРЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
В данной работе мы использовали сканы поляризованного радиоизлучения активных областей, полученные с одномерной многоволновой диаграммой РАТАН-600, которые выполняются с высокой координатной точностью, что позволяет применить эффект проекции для детального изучения высотной структуры излучения радиоисточников. Для стабильных активных областей структура поляризованного радиоизлучения обычно точно отражает соответствующую магнитную структуру пятен на уровне фотосферы, ввиду их потенциальной природы. Поляризованное излучение соответствующих радиоисточников над пятнами обычно опре-
деляется циклотронным излучением на первых 4-х гармониках гирочастоты. Наличие спектральных измерений позволяет разделить вклады каждой гармоники. Знак поляризованного излучения определяется полярностью магнитного поля на уровне фотосферы и типом волны излучения, обыкновенной либо необыкновенной. При отсутствии неодно-родностей на пути распространения излучения знак поляризации обычно определяется избытком излучения необыкновенной волны.
Для вспышечно-активных областей вертикальная структура магнитного поля уже не определяется потенциальным приближением, поскольку поле становится резко неоднородным. Возможно наличие резких плазменных неоднородностей, токовых слоев, вихревых магнитных структур и др.
Анализ поляризованного излучения позволяет исследовать структуры с разными знаками магнитного поля в пятнах активной области, что позволяет изучать баланс магнитной энергии на корональных высотах. С методической стороны, применение поляризации радиоисточников (в отличие от интенсивности) позволяет, в некоторой степени, устранить влияние на результат мешающего действия соседних структур магнитного поля в активной области. На рис.1 представлена схема определения высоты поляризованного радиоисточника с использованием эффекта проекции. Слой, в котором эффективно излучает циклотронное излучение на 3-й гармонике гирочастоты ю = 3юя, находится на высоте Н. Как известно, поляризованное излучение этого слоя обязано излучению необыкновенной волны с оптической толщей равной единице, тогда как обыкновенное излучение полностью поглощается вышележащими слоями. Используя вращение Солнца, можно определить разность расстояний, которую проходит за сутки магнитное пятно на фотосфере и разность расстояний, для соответствующего ему поляризованного радиоисточника в слое ю = 3юя. Обработка сканов Солнца была направлена на определение зависимости положения выбранной детали активной области в поляризованном излучении от времени наблюдения. При этом рассмотрено два случая. (а) случай радиального распространения магнитного поля в корону, в котором использование многоволновой одновременной регистрации радиоизлучения, позволяет построить вертикальную структуру магнитного поля в активной области в некотором диапазоне корональных высот. Для этого определяется разность положений выбранной детали источника на радиоскане Солнца за сутки Дх^ = а - Ь (на рис.1 справа). Очевидно, что эта разность определяет высоту источника. Чем больше эта разность, тем больше высота источника. Такую же разность Дхор1 = с - й мы определили и для оптической детали (пятна) активной области. В большинстве случаев, рассмотренных в данной ра-
Слой ю = 3ю
Слой фотосферы
н
Рис. 1. К объяснению эффекта проекции. Слева показан принцип набега разности положений радиоисточника на уровне 3-й гармоники гирочастоты и оптического образования (пятна). Справа, в большом масштабе, показана косоугольная трапеция, образованная разностями положений радиоисточника (а-Ь) и положений пятна на фотосфере (с-й). Разработанная методика позволяет определять все углы и размеры трапеции для любого положения активной области на диске Солнца.
боте, мы определяли напряженность магнитного поля в предположении, что излучение возникает на третьей гармонике гирочастоты. Для наиболее мощных активных областей возможно вычисление магнитного поля по четвертой гармонике гирочастоты. Изменение положения выбранной детали пятна на фотосфере за измеряемый интервал времени было исправлено за счет параллактического угла и угла наклона оси Солнца в эклиптической системе координат. Разность положений поляризованного источника на радиоскане за суточное перемещение переведено в высоты по формуле Н = ^ф(Дхтай/Дхор1 - 1). Здесь Я® - радиус Солнца, Дхор1 и Дхтай - суточное перемещение положения пятна по диску на уровне фотосферы и в нижней короне для радио излучающего слоя соответственно. Этот метод мы назвали упрощенным, ввиду того, что он применяется для построения радиальной структуры магнитного поля пятна.
Значительно чаще магнитные структуры в активной области имеют различный наклон по отношению к фотосфере, например петельные структуры. Поэтому был разработан второй более точный метод, который включает сложные вычисления, учитывающие особенности широтного вращения Солнца и прохождения диаграммы радиотелескопа через активную область. Используя гелиошироту измеряемой детали АО - ф, мы рассчитываем теоретическое значение положения этой детали на солнечном диске в координатной системе радиоска-на - хтеор (Н, I, ¿¿). Здесь Н - высота источника над фотосферой Солнца. При этом мы использовали известную зависимость гелиодолготы источников на фотосфере от времени.
В, Гс X, град
Рис. 2
а - расчеты по упрощенной методике (кривая 1) дает большие высоты по сравнению с уточненным методом (кривая 2); б -расчеты геометрической структуры магнитного поля по методу 2.
Х(г) = (14.35 - 2.77вт2ф - 0.9856)^ + X, (1)
где X - некоторая постоянная долгота, характеризующая положение источника. Была произведена проверка соответствия этой зависимости реальному положению исследуемых деталей активных областей, которая показала высокую точность вычислений до пределов погрешности снятия координат из наблюдательных данных. Как известно, в регулярных наблюдениях предельная относительная точность привязки координат радиоисточников на Солнце составляет доли угловых секунд [11].
Далее мы минимизировали выражение ХГ-Д хтеср(Л, I, - Xэкс(ti))2, где Хэ^) положение выбранной детали источника на радиоскане, N -число используемых рядов данных (от 2 до 5), и получали величины h и X.
РАСЧЕТЫ И НАБЛЮДЕНИЯ
Разработанные методы были применены в наблюдениях различных активных областей. Наблюдения проводились на многоволновых спектрально-поляризационных комплексах [10] радиотелескопа РАТАН-600 [12]. Пространственное разрешение радиотелескопа составляло около 12'' на волне 1.7 см, что позволяло детально анализировать пространственную структуру поляризованного излучения активной области.
На рис. 2 представлены результаты измерений высотной структуры магнитного поля для АО ШАА 10933, наблюдавшейся 2-3.1.2007 г. Это была с
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.