Сказали мне, дорога эта Приведет меня к океану смерти И я с полпути повернул назад. С тех пор тянутся передо мною Всё кривые, глухие, окольные тропы.
Ёсано Акико "Трусость"
Введение
Солнце - типичная звезда главной последовательности класса G2V, но для нас совершенно особенная благодаря своей близости к Земле. Именно близость Солнца к Земле позволяет детально исследовать природу и структуру солнечной атмосферы, а также множество динамических явлений, возникающих в ней. В более общем смысле Солнце является гигантской астрофизической лабораторией для исследования как макроскопических, так и микроскопических процессов. Для Солнца действуют космические пространственно-временные масштабы явлений, но при этом возможно производить диагностику параметров плазмы с детальностью, недоступной для других более удаленных астрофизических объектов.
В течение почти четырех столетий изучения физической природы Солнца был накоплен огромный фактический материал: многие солнечные явления получили объяснения, была детально исследована природа многих солнечных структур, и тем не менее, Солнце, как в своем спокойном состоянии, так и в состоянии активности, не перестает удивлять и волновать умы ученых. Одним из самых загадочных и наименее изученных слоев солнечной атмосферы остается солнечная хромосфера. В первую очередь это связано с трудностями хромосферных наблюдений. Долгое время хромосфера была доступна для наблюдений только во время солнечных затмений, когда яркая фотосфера оказывалась закрытой лунным диском. В последнее время для наблюдений хромосферы используют различные фильтры, внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения, а также наблюдения на субмиллиметровых и миллиметровых волнах радиодиапазона.
Многоволновые наблюдения позволяют выявить большое разнообразие структур и неоднородностей хромосферы. Например, флоккулы лучше всего видны в излучении далеких УФ линий, таких как Ol ПО nm
б
или Не I 50.4 nm, а также на более длинных волнах (Mg I h и к или Са II Н и К). Пятна в виде депрессий излучения проявляются только в линиях, формирующихся в нижней хромосфере, а спикулы, фибрилы, зерна и волокна лучше видны в линии На. Уникальная информация о всем многообразии структур как спокойной, так и активной хромосферы, может быть получена из наблюдений в диапазоне миллиметровых и субмиллиметровых волн, излучение которого формируется на высотах солнечной хромосферы.
Помимо сильной структурированности, хромосфера также является чрезвычайно динамичной, демонстрируя как периодические, так и непериодические вариации. Для хромосферы спокойного Солнца одной из поразительных особенностей является значительное различие между колебательным поведением хромосферной сетки (границы супергранул) и внутренних областей супергранул. В то время как во внутренних областях супергранул широкополосный акустический спектр колебаний имеет максимум около Зх-минутного периода, для хромосферной сетки характерны колебания с периодом 5 минут и выше (Rutten & Uitenbroek, 1991; Lites et al, 1993). Однако следует отмстить, что из наблюдений излучения разных спектральных диапазонов, формирующегося на разных высотах, следуют более сложная динамическая картина спокойной хромосферы (Deubner & Fleck, 1990).
Обнаружение колебаний в хромосфере над солнечными пятнами породило большой интерес к исследованию динамических процессов в атмосфере активных областей (см. обзор Lites, 1992). Наблюдения последних лет, выполненные с космических аппаратов (SOHO, TRACE), позволили значительно расширить знания о колебательных процессах в хромосфере и переходной области активных областей. В свою очередь, регистрация колебаний в переходной области активных областей в радиодиапазоне (Gelfreikh et al., 1999) открыла новые возможности исследования динамики активных областей с использованием радиоданных.
Структура хромосферы в большой степени определяется конфигурацией магнитных полей, в то время как хромосферная динамика диктуется нижележащими неоднородностями структуры и их динамическим поведением. Взаимодействие между распространяющими в хромосфере возмущениями и магнитными полями в условиях сложной геометрии определяет хромосферу как самый интригующий слой солнечной атмосферы. Для спокойных и активных областей на Солнце характерны разные конфигурации магнитного ноля. В спокойном Солнце магнитное поле организовано в виде мелкомасштабных магнитных силовых трубок, сконцентрированных на границах супергранул, и создающих практически регулярную структуру. Магнитные конфигурации в активной области являются значительно неоднородными и часто имеют сложную структуру.
В целом, хромосферные магнитные поля являются связующим звеном между корональными магнитными структурами и их фотосферны-ми основаниями, т.е. образуют переход от фотосферных силовых трубок к корональным петлям и открытым силовым линиям. Предположительно для связи фотосферных и корональных образований служат такие структуры магнитного поля, как магнитный купол, холодные и горячие петли, а так же наклонные силовые линии. Измерения магнитного поля на хромосферных высотах, используя стандартную технику зеема-новского расщепления линии, затруднены тем фактом, что большинство чувствительных к эффекту хромосферных линий являются размытыми и оптически толстыми, более того обладают сложным механизмом формирования. Поэтому для верхней хромосферы и переходного слоя уникальной является возможность прямой оценки магнитного поля активных областей на основе радиоданных (Гельфрейх, 1972; White к Kundu, 1997; Lee et al., 1999).
Особенность хромосферного излучения заключается в том, что наблюдения в разных диапазонах приводят к противоречащим друг дру-
гу выводам. С одной стороны, наблюдения хромосферы в УФ-линиях свидетельствуют о наличии на всем солнечном диске яркой ячеистой структуры с высокой температурой вещества. В то же время, в спектре хромосферы присутствуют излучение молекул, например моноксида углерода СО, которое генерируется на тех же высотах, что и УФ-излучение, но требует относительно низких температур (около 4000 К). Подобные противоречия можно устранить использованием данных, полученных в радиодиапазоне, в частности на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Миллиметровые волны объединяют в себе преимущества как линий молекулы СО, которые чувствительны к холодному газу, так и УФ-линий и оптического континуума, которые, в основном, несут информацию о горячем газе.
В начале 70х годов в предисловии к американскому изданию книги "Спокойное Солнце" Эдварда Гибсона директор Национальной обсерватории Китт-Пик Лео Голдберг писал: "Самой важной из неразгаданных тайн, окружающих спокойное Солнце, все еще остается причина, вызывающая резкое возрастание температуры солнечного вещества от 4500 К в фотосфере до 2000000 К в короне без нарушения первого закона термодинамики". За прошедшие 30 лет был достигнут значительный успех в понимании строения солнечной атмосферы и развитии модельных представлений. В настоящее время принято считать, что вне областей концентрации магнитного поля нижней хромосферы нагрев происходит за счет диссипации звуковых волн, в то время как нагрев верхней хромосферы и короны происходит, очевидно, за счет магнитных эффектов. Но тем не менее, окончательные ответы на вопросы о строении атмосферы, о нагреве внешних слоев атмосферы и создаваемом им распределении температуры еще не найдены.
Актуальность
Интерес к солнечной хромосфере объясняется тем, что она находится между хорошо изученными "холодной" фотосферой и "горячей" магнит-
ной короной. Физические характеристики вещества в хромосфере определяются процессами, проходящими в более глубоких и плотных зонах солнечной атмосферы - фотосфере и подфотосферных слоях, фактически являясь их отражением и развитием. В свою очередь, хромосфера выступает в роли критического пограничного слоя, который определяет само существование и свойства короны. Без четкого представления о хромосферных явлениях невозможно понять корональные процессы. Хромосфера представляет собой слой, где фотосфера с преобладанием влияния вещества над магнитным нолем (0 > 1, 0 = fff/gn) переходит в корону с доминирующим влиянием магнитных сил (0 < 1). Изучение хромосферы и ее взаимодействия с другими слоями можно, несомненно, считать решающим для понимания строения солнечной атмосферы в целом.
Одним из актуальных и широко обсуждаемых вопросов солнечной физики является вопрос о том, можно ли хромосферу рассматривать как стационарную среду, в которой динамические эффекты играют второстепенную роль и не определяют ее структуру, или же хромосфера находится в крайне динамичном состоянии, когда усредненные по времени характеристики не могут достоверно описать ее строение. В настоящее время существуют два основных типа моделей солнечной атмосферы. К первому типу относятся стандартные стационарные модели, такие как VALIII (Vernazza et al., 1981) и FAL (Fontenla et al., 1993), построенные полуэмпирически на основе данных далекого УФ, с привлечением наблюдений оптического и частично радио диапазонов. Второй тип -это динамические модели, представляющие собой самосогласованное решение гидродинамических уравнений совместно с уравнением переноса излучения, и описывающие распространение звуковых волн в атмосфере (модель CS - Carlsson к Stein, 1992, 1995, 1997, 2002).
Многочисленные наблюдения хромосферы, выполненные в УФ и оптическом диапазонах, не позволяют сделать окончательный выбор меж-
10
ду указанными двумя подходами к строению атмосферы ввиду значительной "нелинейности" диагностики солнечной плазмы в этих диапазонах. Поэтому в диссертации предлагается использовать для диагностики наблюдения солнечного радиоизлучения в коротковолновой части радиодиапазона (миллиметровые волны). Преимущество радиодиапазона заключается в том, что интенсивность радиоизлучения линейно зависит от яркостной температуры, известны механизмы и источники непрозрачности, при этом для радиоизлучения в хромосфере практически всегда выполняются условия ЛТР. Таким образом, появляется новая, удобная и независимая возможность тестирования моделей атмосферы.
Кроме диагностики солнечных моделей существует три актуальных направления использования данных миллиметрового излучения. К ним относятся: исследование тонкой структуры спокойной и активной хромосферы, исследование хромосферных динамических процессов в спокойном Солнце и в активных областях, а также изучение магнитосфер активных областей. Исследование структуры хромосферы но мм данным дает прямую информацию о пространственном распределении атмосферных параметров и о строении хромосферных слоев. Изучение локальных колебаний и волн в спокойном и активном Солнце на мм волнах позволяет продвинуться в решении актуальных вопросов переноса энергии во внешние слои и нагрева хромосферы. А использование радионаблюдений для количественных оценок магнитного поля в хромосфере и переходном слое активной области является практически единственным способом получения информации о магнитном поле на этих высотах.
К сожалению, во многих случаях существующие радионаблюдения миллиметрового диапазона не обладают необходимой пространственной разрешающей способностью чтобы обнаружить отдельные тонкоструктурные образования хромосферы (элементы хромосферной сетки, осциллирующие элементы, характерные для динамических моделей, мелкомасштабные магнитные структуры в активных областях). Поэтому осо-
11
бый интерес представляют наблюдения на интерферометрических системах ВША (Berkely-Illinois-Maryland Millimeter Array, США) и NoRH (Nobeyama Radioheliograph, Япония) с разрешением около 10" (угл. сек.), использование которых дает уникальную возможность исследования строения хромосферы в спокойном и активном состояниях, ее тонкой структуры и локальных магнитных конфигураций. Анализ временных рядов таких наблюдений может стать ключевым для определения роли хромосферной динамики и, возможно, способствовать пониманию истинной природы солнечной хромосферы.
В диссертации представлены результаты исследования солнечной хромосферы по всем выше указанным направлениям.
Цель работы. В диссертации ставятся и решаются следующие зада-
чи:
1. Уточнение наблюдаемой зависимости радиояркости спокойного Солнца от длины волны, используя опубликованные данные измерений в миллиметровом диапазоне длин волн, и исследование зависимости полученного спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности. Получение расчетных спектров радиояркости спокойного Солнца на основе стандартных стационарных и динамических моделей атмосферы, сопоставление полученных результатов с уточненным наблюдаемым спектром.
2. Анализ миллиметрового излучения, генерируемого в условиях динамической атмосферы, описываемой моделью CS: определение вклада разных атмосферных слоев в интенсивность выходящего излучения, оценка модельных вариаций радиояркости, исследование спектральных характеристик модельных вариаций; оценка возможности использования миллиметровых наблюдений для исследования хромосферной динамики.
12
3. Обнаружение и исследование тонкой структуры спокойной хромосферы и активных областей по наблюдениям в миллиметровом диапазоне с высоким угловым разрешением.
4. Исследование квазипериодических колебаний радиояркости спокойного Солнца но данным интерферометрических наблюдений в миллиметровом диапазоне, изучение наблюдательных характеристик обнаруженных колебаний, поиск структурных образований в хромосфере, ответственных за динамическое поведение миллиметрового излучения. Сопоставление наблюдаемых в миллиметровом излучении вариаций радиояркости и модельных оценок колебаний по динамической модели CS.
5. Исследование колебательных мод в коротковолновом радиоизлучении активных областей разного типа, изучение природы колебаний путем сопоставления радиоколебаний с конфигурацией магнитного поля в активных областях и динамикой изменения магнитной структуры. Определение характеристик магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области по наблюдениям миллиметрового диапазона.
Научная новизна. В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:
1. Получены первые свидетельства циклических вариаций радиоизлучения миллиметрового диапазона (для волн длиннее 3.5 мм) на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности.
2. Впервые исследованы свойства миллиметрового радиоизлучения в динамической хромосфере спокойного Солнца, представленной моделью CS. Получен вывод о высокой чувствительности излучения мм диапазона к динамическим процессам, связанным с распространением ударных волн в хромосфере.
13
3. Предложен и использован новый метод диагностики состояния хромосферы и тестирования стационарных и динамических моделей спокойного Солнца, который заключается в сопоставлении рассчитанных по моделям и наблюдаемых характеристик мм излучения, таких как радиояркость разных структурных образований и изменения радиояркости со временем.
4. На основе анализа интерферометрических наблюдений на волне 3.5 мм получены первые наблюдательные подтверждения наличия колебаний радиояркости в миллиметровом излучении, предсказываемых динамическими моделями солнечной хромосферы. Выполнено сопоставление результатов наблюдений и модельных динамических расчетов.
5. Исследована двумерная тонкая структура коротковолнового радиоизлучения областей спокойного Солнца и активных областей на масштабах порядка 10", что для миллиметрового диапазона было выполнено впервые.
6. Исследованы квазипериодические колебания в интенсивности и поляризации для активных областей тормозного типа, при этом впервые анализ выполнен для разных структурных образований в активной области с привлечением данных об изменениях фотосфер-ного магнитного поля и ноля догшлеровских скоростей.
Научная и практическая значимость работы
Диссертация посвящена исследованиям солнечной хромосферы по данным наблюдений на миллиметровых волнах радиодиапазопа. В работе продемонстрировано, что мм наблюдения как спокойного Солнца, так и активных областей, выполненные с высоким пространственным разрешением, могут быть использованы для решения основных задач современной физики солнечной атмосферы и хромосферы, в частности. В
14
настоящее время основными источниками информации о солнечной хромосфере являются наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, для которых характерна значительная нелинейность диагностики. Поэтому, в обобщенном смысле, научная значимость представленных в диссертации результатов заключается в привлечении внимания солнечных исследователей к уникальным возможностям и преимуществам, предоставляемым наблюдениями солнечной хромосферы в мм диапазоне длин волн, и в обосновании необходимости дальнейших наблюдений на инструментах с высокими пространственной и временной разрешающими способностями.
Вывод о чувствительности мм излучения к динамическим процессам в хромосфере, полученный в диссертации, открывает новые возможности для исследования истинной природы хромосферы и поиска ответа на вопрос о ее стационарном или динамическом состоянии. В свою очередь, обнаружение и исследование колебаний радиояркости в спокойном Солнце позволяет сопоставлять полученные из наблюдений вариации с модельными расчетами и тестировать разные динамические модели. Выводы о наличии в мм радиоизлучении спокойного Солнца и активных областей тонкой структуры на пространственных масштабах ~ 10", для которой характерны квазипериодические изменения, а также о существовании депрессии мм излучения в области над солнечными пятнами, несомненно, являются важными для построения более полных представлений о структуре солнечной хромосферы.
Апробация работы
Основные результаты диссертации изложены в 17-ти печатных работах и были представлены в 15-ти докладах на российских и международных конференциях: XXVII радиоастрономическая конференция "Проблемы современной радиоастрономии" (С.-Петербург, 10-14 ноября, 1997), Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-98 (Prague, 9-12 September, 1998), научная конференция "Достижения и проблемы сол-
15
нсчной радиоастрономии" (С.-Петербург, 6-9 октября, 1998), 8th SOHO Workshop "Plasma Dynamics and Diagnostics in the Solar Transition Region and Corona" (Париж, Франция, 22-25 июня, 1999), школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия на пороге XXI века" (Пущино, 10-11 апреля, 2000), Joint European and National Astronomical Meeting 2000 JENAM-2000 (Москва, 29 мая - 3 июня, 2000), Solar and space weather Euroconference 'The Solar Cycle and Terrestrial Climate" (Santa Cruz de Tenerife, Spain, 25-30 September, 2000), International Meeting "THEMIS and the new frontiers of solar atmosphere dynamics" (Rome, 19-21 March, 2001), конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца" (КрАО, п. Научный, Крым, Украина, 4-9 июня, 2001), Всероссийская Астр, конференции ВАК-2001 (С-Петербург, 6-12 августа, 2001), конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (Н.Новгород, 2-7 июня, 2003), IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity" (С.Петербург, 14-19 июня, 2004), а также докладывались на семинарах АИ СПбГУ.
Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения, Приложения и списка цитируемой литературы.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ
Во Введении обоснована актуальность темы диссертации, показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований, дано развернутое описание целей выполненной работы, показаны ее новизна, научная и практическая значимость. Сформулированы основные положения, выносимые автором на защиту.
Глава 1 посвящена анализу опубликованных в литературе наблюдательных данных но радиоизлучению спокойного Солнца в миллиметровом диапазоне длин волн; рассматриваются спектральные, эволю-
16
ционные и динамические характеристики радиоизлучения, проводится сравнение с соответствующими расчетными величинами, полученными на основе основных современных моделей атмосферы (Loukitcheva &; Nagnibeda, 1999, 2000; Loukitcheva et al., 2004). Во введении дано описание теории миллиметрового радиоизлучения спокойного Солнца, обосновано преимущество использования данных о миллиметровом излучении для исследования солнечной хромосферы по сравнению с данными других спектральных диапазонов. Описано историческое развитие модельных представлений о солнечной атмосфере, приведен обзор основных современных моделей солнечной атмосферы, как стационарных (VALIII, FAL), так и динамических (CS), с указанием существующих противоречий между моделями и наблюдательными данными.
Во втором параграфе представлен критический и детальный анализ опубликованных в литературе данных о яркостной температуре спокойного Солнца во всем диапазоне мм и субмм волн с привлечением информации об ошибках проведенных измерений, характеристик инструментов и дат измерений, с добавлением полученных диссертантом новых данных о радиояркости на волне 3.4 мм. На основе таким образом отобранных и рафинированных данных подобрана функция, наилучшим образом аппроксимирующая наблюдаемый спектр радиояркости на мм волнах (логарифмический полином второго порядка). Проведен анализ циклических вариаций радиояркости спокойного Солнца, в результате которого получены первые свидетельства существования вариаций яркостной температуры спокойного Солнца в мм диапазоне для волн длиннее 3.5 мм на масштабах 11-лстнего цикла активности. Однако невысокий уровень достоверности полученных результатов (68%) свидетельствует о необходимости дальнейших исследований. Тем не менее, в третьем параграфе приведены дополнительные подтверждения существования циклических вариаций мм радиоизлучения, полученные на основе сравнения данных наблюдений с модельными оценками, и свидетельствующие о наличии
17 |
