КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 4, с. 310-317
УДК 523.9
ПАРАМЕТРИЧЕСКИЙ РЕЗОНАНС В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ
© 2008 г. В. В. Зайцев1, А. Г. Кисляков12, К. Г. Кислякова2
1 Институт прикладной физики РАН, г. Нижний Новгород za130@appl.sci-nnov.ru 2Нижегородский государственный университет им. НИ. Лобачевского
kiag2@uic.nnov.ru Поступила в редакцию 12.11.2007 г.
При исследовании микроволнового излучения активных областей на Солнце впервые обнаружен эффект параметрического резонанса между 5-минутными осцилляциями скорости в солнечной фотосфере и звуковыми колебаниями корональных магнитных петель, модулирующими микроволновое излучение. Эффект проявляется в одновременном возбуждении в корональной магнитной петле колебаний с периодами 5, 10 и 3 мин, которые соответствуют частоте накачки, субгармонике и первой верхней частоте параметрического резонанса. Параметрический резонанс может служить эффективным каналом передачи энергии фотосферных осцилляций в верхние слои солнечной атмосферы. Этот эффект открывает важные перспективы в понимании механизмов нагрева корональной плазмы.
PACS: 96.60.P-; 52.35.Mw
¡.ВВЕДЕНИЕ
В данной статье рассматривается возможность параметрического взаимодействия 5-минутных колебаний скорости вещества в солнечной фотосфере с собственными звуковыми колебаниями корональных магнитных петель. Интерес к этой проблеме связан с тем, что 5-минутные колебания несут в себе большую энергию, которой, в принципе, было бы достаточно для нагрева короны. Однако, согласно классической теории, они не могут проникать в корону, поскольку отражаются от температурного минимума. Вместе с тем мы часто наблюдаем 5-минутную модуляцию интенсивности в микроволновом излучении активных областей, что говорит о том, что каналы проникновения 5-минутных фотосферных осцилляций в корону все-таки существуют. Оказывается, что одним из эффективных каналов может быть модуляция электрических токов, текущих в корональных магнитных петлях, 5-минутными фотосферными колебаниями и возникающий при этом параметрический резонанс с собственными звуковыми колебаниями корональной магнитной петли.
Напомним, что 5-минутные колебания проявляются обычно в виде осцилляций скорости фото-сферной конвекции с периодами, заключенными в пределах от 100 до 400 сек, и с максимумом спектра, приходящимся на период 5 мин. Они связаны с глобальными осцилляциями Солнца как газового шара и возбуждаются, по-видимому, конвективными движениями в конвективной оболочке Солнца. Предполагается, что 5-мин колебания обеспечивают огромный приток энергии в нижнюю часть фотосферы порядка 107-109 эрг/см2 с, однако какая доля
этой энергии достигает более высоких слоев не совсем ясно, так как частота 5-мин колебаний меньше так называемой частоты отсечки и они отражаются от области температурного минимума. Вместе с тем, как уже отмечалось, 5-мин осцилляции часто наблюдаются в низкочастотной модуляции микроволнового излучения солнечных вспышек.
Нами были исследованы 17 микроволновых всплесков на частоте 37 ГГц, наблюдавшихся в период 1989-2000 гг. Приблизительно в 90% случаев обнаружена модуляция интенсивности с периодами ~5 мин. Приблизительно в 70% случаев одновременно с 5-мин осцилляциями в одних и тех же событиях наблюдалась модуляция с периодами ~10 мин. Приблизительно в 30% случаев наблюдалась одновременная модуляция тремя низкочастотными сигналами с периодами ~3.3, 5 и 10 мин [1, 2]. Случаи двойной и тройной модуляции наблюдались также и в микроволновых всплесках на частоте 11 ГГц, что свидетельствует о проникновении 5-мин осцилляций на достаточно большие высоты в корональную плазму.
Наиболее вероятной причиной двойной и тройной модуляции может быть параметрический резонанс между 5-мин осцилляциями скорости фотосферы и собственными звуковыми колебаниями корональных магнитных петель. Механизм резонанса может быть следующим. 5-мин колебания скорости вещества фотосферы модулируют электрический ток в корональной магнитной петле вследствие "зацепления" конвективного движения плазмы с магнитным полем в основании петли. Модуляция тока приводит к модуляции скорости звука в корональной магнитной петле. Поэтому все
собственные частоты звуковых колебаний КМП оказываются промодулированными с периодом 5 мин и возникает возможность параметрического возбуждения собственных звуковых мод корональ-ной магнитной петли 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной плазмы. В частности, если длина КПМ такова, что минимальная частота в спектре ее звуковых частот соответствует периоду 10 мин, то параметрический резонанс приведет к возбуждению в КПМ звуковых колебаний с периодами 10, 5 и 3.3 мин, соответствующими частоте субгармоники, частоте накачки и первой верхней частоте. Если же длина КПМ такова, что минимальная звуковая частота соответствует периоду накачки 5 мин, то в спектре ее звуковых частот будут возбуждаться колебания с периодами 5 и 3 мин.
2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
Мы использовали результаты наблюдений солнечного радиоизлучения на волнах ~8 мм и ~2.6 см, полученные на 14-м и 1.8-метровом радиотелескопах обсерватории Метсахови (Финляндия) в период 1989-2001 гг. На волне 8 мм 14-м антенна радиотелескопа обладает достаточно высокой направленностью (2.4 мин дуги) для наблюдений отдельных активных областей на Солнце. Временные профили вариаций интенсивности излучения активных областей регистрировались с разрешением 0.05-0.1 с. Чувствительность радиотелескопа при этом составляла около 0.1 81и (1 81и = 10-22 Вт м-2 Гц-1). Солнечные наблюдения велись на 14-м радиотелескопе нерегулярно.
Малый радиотелескоп использовался для непрерывного мониторинга интегрального солнечного радиоизлучения. Ширина диаграммы направленности антенны составляла 1°, 1. Температура антенны регистрировалась одновременно в линейной и логарифмической шкалах с временным разрешением 0.02 с. Чувствительность радиотелескопа составляла при этом ~5 81и.
Более подробные сведения о методике наблюдений и приемных системах радиотелескопов можно найти в [3, 4]. Большая часть наблюдавшихся всплесков радиоизлучения ассоциируется с оптическими вспышками на Солнце. Соответствующая информация также имеется в [3, 4].
Временные профили всплесков диапазона усреднялись на интервале 5-10 с и подвергались предварительному цифровому спектрально-временному анализу (СВА) на основе алгоритмов Фурье ("скользящее окно" - СОФ) и преобразования Вигнера-Виля (ВВ). Соответствующие программы описаны в работе [5]. Результаты предварительного анализа использовались затем при "чистке" реализации сигнала от трендов, помех и сильных спектральных составляющих инструментального происхождения. Такая подготовка обеспечивает возможность вы-
деления относительно слабых спектральных составляющих при последующем цифровом СВА. Описанный метод позволяет уверенно выделять (при достаточной длине реализации) спектральные компоненты с частотами выше ~1 мГц. Максимальный верхний предел частотного анализа определяется интервалом усреднения реализации. Разрешающая способность СВА по частоте зависит от выбранной длины "окна" и варьировалась в пределах 0.1-0.4 мГц.
Результаты проведенного анализа динамических спектров всплесков суммированы в табл. 1, 2 (по наблюдениям на волнах 8 мм и 2.6 см, соответственно). Третий и четвертый (в табл. 2 - 2-4) столбцы представляют результаты СВА: частоту обнаруженной спектральной линии Р и ее ширину АР. Точность определения частоты указана в скобках в случае, когда она отличается от типичной величины = ±0.2 мГц. Время и длительность наблюдавшихся осцилляций АТ приводятся в 5-ом и 6-ом столбцах, соответственно (табл. 1). Относительные значения спектральных плотностей (ОСП) в пике линии, вместе с их стандартами отклонения (в скобках), даны в столбце 7 (в табл. 2 эти данные приведены в 3-м столбце). Следует учитывать, что эти значения сопоставимы лишь для спектральных составляющих, выделенных в одной и той же реализации. В последних столбцах таблиц приводятся примечания: сведения о фазе всплеска (до вспышки -ДВФ и после - ПВФ), в которой наблюдались осцилляции его интенсивности, относительно времени вспышки. Если явно выраженного всплеска, совпадавшего по времени со вспышкой, не было, то такое событие именовалось как ПРС (постепенный рост и спад). Наблюдения 10.VI.1993 выполнены на частоте 22 ГГц, что также отмечено в Примечаниях.
Были обработаны данные наблюдений 17-ти солнечных событий на волне 8 мм и только в 2-х случаях 5-мин колебания интенсивности всплесков не были обнаружены (этот факт отмечался в [1, 2], возможные причины обсуждаются там же). Постоянное присутствие 5-мин колебаний указывает на их происхождение, непосредственно связанное с глобальными колебаниями фотосферы [1, 6]. Возбуждение осцилляций с периодами 3 и 10 мин может быть следствием параметрического резонанса (см. разделы 1, 3) и поэтому зависит от резонансных свойств петли. В 11-ти случаях из 15-ти наблюдаются одновременно колебания с периодами ~5 и ~10 мин, в то время как одновременная генерация 3-х составляющих (3, 5 и 10 мин) установлена только в 5-ти случаях. Это естественно, поскольку условия возбуждения 3-минутных колебаний при параметрическом резонансе жестче, чем 10-минутных. Заметим, что при отождествлении осцилляций, частоты которых приводятся в табл. 1, с 10-, 5-и 3-мин колебаниями мы учитывали возможную неточность в определении этих частот, а также относительно большую ширину обнаруженных линий.
Таблица 1. Осцилляции интенсивности излучения Солнца на частоте 37 ГГц с периодами ~3, ~5, и ~10 мин
Дата Время наблюдений (ИТ) мГц А^, мГц Время осцилляций (ИТ) АТ, мин ОСП Примечания
22.VI.1989 12.58-16.40 1.5 0.6 13.08-13.53 45 26.5(1.9)
3.1 1.4 13.32-14.33 61 40.9(3.1) ДВФ
1.5 0.9 15.02-16.26 84 69.5(2.6)
19.У.1990 12.42-14.47 1.4(0.1) 0.7 12.42-13.24 42 96(9)
3.0(0.1) 0.7 12.42-13.20 42 43(3) ПРС
4.5 0.9 12.58-13.25 42 15(2)
1.1Х.1990 06.40-8.20 3.4(0.1) 0.5 7.10-8.10 60 22(2.2)
1.2(0.1) 0.4 7.25-8.15 50 17(2.2) ПВФ
23.III.1991 11.48-12.57 2.3(0.4) 1.2 11.58-12.44 46 21.8(1.1)
5.3(0.4) 1.6 12.25-12.44 19 7.8(1.0) ПВФ
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.