Владимировна исследование солнечных событий с отрицательными радиовсплесками с использованием данных радиометра уссурийской обсерватории

В разделе 1.4 оценивается качество патрульных наблюдений. Точность и долговременная стабильность измерений потоков радиоизлучения определяется соответствующими характеристиками коэффициента привязки K к данным обсерватории Пентиктон. Среднеквадратичный разброс величин K за 2000 – 2010 г. составил 4%. Сравнение наблюдений РТ-2 с данными радиометра на 2,8 ГГц обсерватории Хирайсо показало коэффициенты корреляции ежедневных измерений 0,95 – 0,97.

При сравнительном анализе наблюдений радиовсплесков выявлено, что после перехода на цифровую регистрацию значения интенсивности мощных всплесков, полученные в УАФО, стали ближе к значениям других станций. Детальное сопоставление записей всплесков на РТ-2 с записями радиополяриметров Нобеяма позволило выявить и существенно уменьшить ошибки временной привязки. В этом же разделе выполнен обзор данных РТ-2 за вторую половину 22-го солнечного цикла и весь 23-й цикл. Определен круг возможных задач, которые могут решаться с использованием данных радиометра УАФО.

В следующих трех главах исследуются солнечные события, в которых были зарегистрированы «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне. Использованы записи интегрального радиопотока на разных частотах обсерваторий УАФО, Нобеяма, Хирайсо, Лермонт и Пентиктон; изображения телескопа SOHO/EIT в четырех каналах, соответствующих корональным эмиссионным линиям Fe IX–X 171 , Fe XII 195 , Fe XV 284  и линии переходной области He II 304 ; коронографа SOHO/LASCO (белый свет); орбитального телескопа TRACE в канале 171 ; солнечных обсерваторий Big Bear (BBSO) и Mauna Loa (MLSO) в линиях H и He I 10830 , а также сводные данные о солнечных событиях из Solar-Geophysical Data.

В Главе 2 рассмотрена разработанная методика оценки параметров поглощающего радиоизлучение вещества по спектру «отрицательного радиовсплеска». В разделе 2.1 дан обзор явлений, наблюдаемых в солнечных эруптивных событиях в различных спектральных диапазонах. В линии Н наблюдаются серджи, спреи, иногда – волны Мортона; в крайнем ультрафиолетовом диапазоне и мягком рентгене – джеты, корональные димминги и «волны EIT»; в радиодиапазоне – радиовсплески II и IV типов, иногда – «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне. Рассмотрены проблемы интерпретации некоторых явлений, в частности, «волн EIT». Связь между волнами Мортона, «волнами EIT» и всплесками II типа остается предметом дискуссий. Для понимания происходящих на Солнце сложных явлений необходимо привлечение данных одновременных наблюдений в различных спектральных диапазонах.

В разделе 2.2 анализируются наблюдения событий 29.04.1998 и 27/28.05.2003 в линиях H и He I 10830 , в каналах крайнего ультрафиолета и в радиодиапазоне. Выявлена длительная экранировка солнечного излучения поглощающим веществом эруптивного волокна в виде крупномасштабных потемнений в канале 304 и микроволновых «отрицательных всплесков».

В событии 29.04.1998 за одной или несколькими волоконными эрупциями последовало разрушение магнитной структуры выброса с рассеиванием фрагментов по значительной площади над солнечной поверхностью. Крупномасштабное потемнение в канале 304 , не имевшее явных аналогов в корональных каналах, имело площадь на уровне 25%-го снижения яркости до 6,5% от площади солнечного диска. Его максимальная глубина составляла 85% (яркость снизилась до 15% от начального уровня, т.е. в 6,7 раз).

27/28.05.2003 в одной и той же активной области произошли две эруптивных вспышки с интервалом около 90 мин. Явления поглощения наблюдались после первого события. В канале 304  на северо-северо-запад двигалось потемнение площадью около 1% от площади солнечного диска на уровне 25%-го снижения яркости. Вспышки сопровождались мощными микроволновыми всплесками. За спадом первого всплеска последовало дальнейшее снижение потока ниже начального уровня – «отрицательный всплеск», прервавшийся началом второго всплеска.

Как отмечалось, одной из причин «отрицательных всплесков» считается затенение излучения локального источника веществом выброшенного волокна. Однако значительная площадь потемнения указывает на затенение также и спокойных областей Солнца. В разделе 2.3 обсуждаются характеристики радиоизлучения спокойного Солнца. Для наших дальнейших исследований необходимы значения яркостной температуры, радиорадиуса и интегрального потока радиоизлучения спокойного Солнца на разных частотах. Эти значения были измерены В.Н. Боровик для 9 длин волн от 2 до 31,6 см [6*]. Выполненная аппроксимация этих значений позволяет вычислить их на других частотах этого диапазона.

Раздел 2.4 посвящен модели, разработанной для оценки параметров выброса по спектру «отрицательного радиовсплеска». Зависимость радиопоглощения от параметров поглощающего экрана и частоты радиоизлучения дает возможность оценить параметры облака по записям интегрального потока на нескольких радиочастотах. Модель позволяет рассчитать спектр интегрального потока солнечного радиоизлучения с учетом вкладов хромосферы, расположенного над ней на некоторой высоте экрана (вещества эруптивного волокна) заданной площади, и корональных слоев между хромосферой и экраном, а также между экраном и наблюдателем. Рассмотрен случай затенения экраном только областей спокойного Солнца, а также вариант поглощения радиоизлучения локального источника вместе с областями спокойного Солнца. Сравнением наблюдаемого распределения глубины «отрицательного всплеска» по частоте со значениями, рассчитанными по модели, можно оценить кинетическую температуру, оптическую толщину, площадь поглощающего экрана и его высоту над хромосферой.

Средняя концентрация электронов ne и масса поглощающего вещества m находятся из выражений и , где – радиочастота, T, AS и L – кинетическая температура, площадь и геометрическая толщина экрана, mp – масса протона. Данные наблюдений обычно не позволяют определить форму поглощающего облака; в первом приближении можно принять, что его геометрическая толщина . Полученное значение массы, являясь оценкой сверху, по-видимому, все же близко к реальному значению, поскольку масса зависит от геометрической толщины довольно слабо, .

В Главе 3 исследовано пять событий с «отрицательными радиовсплесками» типа «послевсплесковое уменьшение» потока, выявленных по записям интегрального потока радиоизлучения в Уссурийской обсерватории – 15/16.06.2000, 06.02.2002, 07.02.2002, 01/02.06.2002, 01.01.2005. В разделе 3.1 выполнен анализ наблюдений событий в различных спектральных диапазонах, позволивший заключить, что все они имели эруптивный характер. В двух событиях, помимо «отрицательных всплесков» в микроволновом диапазоне, на изображениях в крайнем ультрафиолете в канале 304 наблюдались обширные потемнения, площадь которых составляла ~1% (в событии 15/16.06.2000) и ~3% (01.01.2005) на уровне 25%-го снижения яркости. На коронографах SOHO/LASCO в этих событиях зарегистрированы замедлявшиеся корональные выбросы, в структуре которых отсутствовало ядро; остальные три события произошли в то время, когда наблюдений на коронографах SOHO/LASCO и Mark4 (MLSO) не было. Однако признаки КВМ – димминги или корональные волны – наблюдались во всех событиях, кроме 06.02.2002: в наблюдениях EIT в это время был 40-часовой перерыв, а остальные данные очень скудны. В исследованиях использовались программы из пакета Solarsoft и библиотеки, разработанной В.В. Гречневым, позволяющие эффективно обрабатывать и анализировать данные разных телескопов.

В разделе 3.2 по имеющимся высококачественным записям «отрицательных всплесков» на ряде частот с помощью разработанной в предыдущей главе модели для каждого из событий выполнены оценки параметров выброшенного вещества. Установлено, что наиболее вероятной причиной депрессий радиоизлучения было поглощение солнечного излучения в низкотемпературной плазме эруптивных волокон. Это согласуется с полученными оценками температур затенявших экранов ~ 104 К и их масс ~ 1015 г, близкими к характерным для волокон значениям. Возникновение «отрицательного всплеска» вследствие уменьшения излучения радиоисточника из-за иных причин в рассмотренных событиях представляется маловероятным. Соответствие спектра депрессии в «отрицательных всплесках» ожидаемому спектру глубины поглощения не оставляет возможности альтернативной интерпретации.

В разделе 3.3 обсуждаются результаты анализа событий, исследованных в главах 2 и 3. Существенным результатом являются большие площади затенявших экранов – от 2% до 6% площади солнечного диска, видимого в белом свете. Значимым оказывается затенение не только локальных радиоисточников в активных областях, но и значительных площадей спокойного Солнца. Огромные размеры затенявших экранов согласуются и с максимальной толщиной около 200 – 300 Мм, и высотами их нижних краев 20 – 80 Мм над хромосферой, оцененными из модельных расчетов.

Депрессия радиоизлучения в пяти рассмотренных событиях была максимальной на частотах 2 – 4 ГГц. Показано, что при оцененных температурах экранов в 8 – 14 тыс. К для наблюдения «отрицательных всплесков» наиболее благоприятны частоты не выше 5 ГГц (яркостная температура спокойного Солнца 18000 К). Отмечено, что главным источником информации о событиях с длительной экранировкой солнечного излучения в микроволновом диапазоне из-за отсутствия радиогелиографических наблюдений на этих частотах остаются записи интегрального радиопотока. Но очевидными условиями для регистрации таких событий являются кратковременность предшествующего вспышечного излучения и отсутствие последующих всплесков.

Как было показано на примерах событий в главе 2, другой областью спектра, благоприятствующей обнаружению выбросов низкотемпературной плазмы эруптивных волокон в поглощении, является линия He II 304  крайнего ультрафиолетового диапазона. Поглощение в 304  может быть значительным из-за того, что сечение фотоионизации таким излучением водородно-гелиевой плазмы с температурой, близкой к хромосферной, на порядок выше, чем для линии 195 . Поэтому вызванные поглощением депрессии излучения, заметные в канале 304 , слабее или вообще не обнаружимы в корональных эмиссионных линиях. Кроме того, возможно резонансное рассеяние излучения в линии 304  плазмой с температурами в несколько десятков тысяч К, характерными для переходной области (между протуберанцем и короной), однако снижение яркости за счёт этого не может быть более чем вдвое. Депрессии, наблюдавшиеся в событиях 29.04.1998, 27/28.05.2003 и 01.01.2005 опускались существенно ниже уровня –50%, что подтверждает низкие преобладающие температуры затенявших экранов.

Рассмотрены возможные причины того, что моменты наблюдений потемнений на изображениях в канале 304 и соответствующего «отрицательного радиовсплеска» могут различаться. Первая причина – различия в свойствах поглощения в микроволновом диапазоне и в линии He II 304 : в микроволновом диапазоне оптическая толщина () уменьшается быстрее по сравнению с 304 () с расширением экрана во все стороны при сохранении числа частиц, ответственных за поглощение. Поэтому «отрицательный всплеск» может уже закончиться, а поглощение в 304 еще будет наблюдаться (как в событиях 29.04.1998 и 15/16.06.2000). Вторая причина – различие излучающих слоёв, регистрируемых в канале 304 и микроволнах. Если поглощающий экран располагается ниже слоев, излучающих в радиодиапазоне, но выше переходной области, то «отрицательный всплеск» в этом случае еще или уже не наблюдается, а поглощение в 304 присутствует.

В четвертой главе с использованием данных различных спектральных диапазонов восстановлен сценарий эруптивного события 13.07.2004. Его изучение выделено в отдельную главу по нескольким причинам. Во-первых, для этого события имелся исчерпывающий набор данных, обеспечивший возможность его детального анализа. Во-вторых, по изображениям в линии H и крайнем ультрафиолетовом диапазоне в [4] была оценена масса поглощающего облака, что позволило проверить оценку по радиопоглощению. В-третьих, детальные наблюдения в этом событии эрупции волокна, КВМ, волны Мортона, «волны EIT» и радиовсплеска II типа позволили также изучить взаимосвязь между этими явлениями.

В разделе 4.1 проведен детальный анализ наблюдений в различных спектральных диапазонах, который позволил восстановить общую картину крупномасштабных возмущений, наблюдавшихся на солнечном диске и в его окрестностях. Событие началось в 00:02:30 с постепенного подъема волокна или двух объединившихся волокон в активной области. Затем, примерно в 00:15, эрупция приняла взрывной характер с разрушением структуры волокна и разбрасыванием его фрагментов в виде купола, накрывшего почти весь северо-западный квадрант солнечного диска. Темные фрагменты волокна разлетелись, в основном, к северу и северо-востоку от активной области и даже достигли окрестностей северного полюса. Часть яркого вещества также двигалась к северу, а другая распространялась на запад и северо-запад. Выброс распался на две части, одна из которых покинула Солнце в виде КВМ, не имевшего классической трехкомпонентной структуры, а другая вернулась обратно. Возвратная часть выброса поглощала фоновое солнечное излучение, что наблюдалось в виде слабоконтрастных перемещающихся диммингов в канале 195 и крупномасштабного потемнения в 304 площадью 6,7% от площади солнечного диска, а также «отрицательного всплеска» на ряде частот микроволнового диапазона.

В разделе 4.2 по записям «отрицательных всплесков» на разных частотах с использованием разработанной модели (Глава 2) выполнены оценки параметров поглощающего вещества. В максимуме радиопоглощения оно имело температуру ~ 10000 K, площадь 6% от площади солнечного диска и закрывало источник радиоизлучения с потоком 6 с.е.п. В данном событии наблюдения позволили определить наибольшую высоту поглощающего облака в максимуме радиопоглощения (100 – 130) Мм; высота его нижнего края, оцененная с помощью модели – 30 Мм, отсюда геометрическая глубина облака – (70 – 100) Мм. Масса поглощавшего вещества оценена в 1,51015 г. В [4] его масса была вычислена также по поглощению в линии H и в каналах 195  и 304  крайнего ультрафиолетового диапазона. Изменения оцененных значений массы со временем соответствовали наблюдавшимся в линии H и крайнем ультрафиолетовом диапазоне подъему и последующему оседанию темного вещества. Оценки массы согласуются с учетом различия свойств поглощения в разных диапазонах, описанных в конце Главы 3, и того обстоятельства, что непрозрачность в линии H снижается из-за выхода за пределы полосы фильтра вследствие эффекта Допплера уже при лучевых скоростях в 20–50 км/с. Максимальное значение массы составило 41015 г, что по порядку величины соответствует типичной массе волокна. Массы КВМ (согласно SOHO LASCO CME Catalog) и части выброса, вернувшейся на Солнце, оказались одного порядка.

В событии 13.07.2004 наблюдались крупномасштабные возмущения в виде волны Мортона и «волны EIT», скорости распространения которых были выше скоростей других наблюдавшихся явлений. В разделе 4.3 исследованы соотношения между кинематикой этих волн и частотным дрейфом радиовсплеска II типа, а также кинематикой внешнего края КВМ. В [4] показано кинематическое соответствие волны Мортона и «волны EIT» друг другу и ожидаемому распространению замедляющейся взрывной ударной волны. Распространение ударной волны вверх вдоль коронального луча показывает дрейф метрового радиовсплеска II типа. Спад концентрации корональной плазмы значителен в радиальном направлении, поэтому затухание и замедление волны в этом направлении невелико. Соответствующая же «волна EIT», будучи следом волнового фронта в нижней короне, распространяется вдоль солнечной поверхности медленнее, т.к. в этом направлении изменение параметров плазмы не столь значительно. Поэтому скорость волнового фронта различна в разных направлениях, что объясняет известное несоответствие между скоростями «волн EIT», наблюдаемых на изображениях, и скоростями ударных волн, оцениваемых по скорости частотного дрейфа радиовсплесков II типа [7*].

В [4] было показано, что формальное использование приближения сильной автомодельной ударной волны, распространяющейся в среде со степенным радиальным спадом плотности [, x – расстояние от источника волны; x (r–1)R], позволяет удовлетворительно аппроксимировать кинематику волны Мортона и «волны EIT». В разделе 4.3 рассмотрены соотношения между степенной моделью плотности и широко применяемыми моделями корональной плотности Ньюкирка и Сайто. Используя выражение для частоты плазменного излучения [Гц] и задавая модель электронной плотности в короне, можно аппроксимировать частотный дрейф радиовсплеска II типа. Наилучшее соответствие с использованием степенной модели было достигнуто при = 2,1. Этот показатель близок к спаду плотности в корональном стримере согласно модели Ньюкирка, что соответствует движению области генерации излучения II типа вдоль стримера на фронте ударной волны.

Корональный транзиент, возникший в данном событии, замедлялся уже в поле зрения орбитального телескопа TRACE (512512). Непросто понять, выбросу ли вещества или следу волны соответствует кинематика самой быстрой детали, по которой выполнялись измерения в SOHO LASCO CME Catalog. Однако игольчатый вид этой детали на разностных изображениях предполагает, что она была результатом отклонения коронального луча волной. Степенная аппроксимация распространения волны с 2,6 согласуется с приведёнными в каталоге данными для КВМ, подтверждая, что передний край коронального транзиента был следом волны. Этот спад плотности соответствует модели Сайто, описывающей области над спокойным Солнцем, для умеренных широт.

В разделе 4.4 для выяснения характера возбуждения ударной волны исследована кинематика эруптивных структур по изображениям TRACE в канале 171 . Эруптивная система включала два тёмных сегмента волокна, яркий выброс и наклонную петельную структуру, вершина которой находилась в 55 Мм от волокна. Наиболее активное движение выявлено у яркого выброса, скорость которого достигала 450 км/с в картинной плоскости. Максимум его ускорения (4 км/с2 в 00:14:50) совпал по времени с моментом возникновения волны, оцененным ранее в [4]. Давление плазмы во вспышечных петлях, вычисленное по данным мягкого рентгена GOES, плавно нарастало, тогда как яркий выброс начал замедляться. Размеры источника мягкого рентгеновского излучения, видимого на изображениях RHESSI, были в это время неизменны. Следовательно, волна, вероятнее всего, была возбуждена ярким выбросом как импульсным поршнем, а затем свободно распространялась подобно взрывной волне. Через 15 с после возникновения волна резко привела в движение петельную структуру, располагавшуюся под небольшим углом к фотосфере. По ее кинематике оценена интенсивность волны в этом направлении, число Маха составило 1,25. Скорее всего, в вертикальном направлении интенсивность волны была выше.