Автореферат (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн)

На правах рукописиТопчило Николай АндреевичИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ АТМОСФЕРЫНАД СОЛНЕЧНЫМИ ПЯТНАМИПО НАБЛЮДЕНИЯМ В САНТИМЕТРОВОМДИАПАЗОНЕ ДЛИН ВОЛН01.03.02 — астрофизика и звездная астрономияАвторефератдиссертации на соискание учёной степеникандидата физико-математических наукСанкт-Петербург — 2017Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете.Научный руководитель:кандидат физико-математических наук„доцентНагнибеда Валерий ГеоргиевичОфициальные оппоненты:Боровик Валерия Николаевна,доктор физико-математических наук,старший научный сотрудник,Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН,научный советникСнегирев Сергей Донатович,доктор физико-математических наук,профессор,Федеральноегосударственноебюджетное научное учреждение "Научноисследовательский радиофизический институт",директорВедущая организация:Федеральное государственное бюджетноеучреждение науки Институт земного магнетизма, ионосферы и распространениярадиоволн им.

Н.В. Пушкова РАНЗащита состоится “16” мая 2017 г. в 17 ч. 00 мин. на заседании диссертационного совета Д 212.232.15 при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, г. Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр. 28., ауд. 2143 (Математико-механический факультет).С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке им. М.Горького Санкт-Петербургского государственного университета по адресу: 199034, Санкт-Петербург, Университетская наб., 7/9 и на сайте:https://disser.spbu.ru/files/disser2/disser/YtdRfVjGd5.pdfАвтореферат разослан “”2017 г.Учёный секретарь диссертационного совета,кандидат физико-математических наукМиланова Ю.

В.3Диссертация посвящена исследованию физических характеристик атмосферы над солнечными пятнами по результатам спектрополяриметрических микроволновых наблюдений.Актуальность темы. Присутствие магнитных полей в атмосфере Солнца является одним из важных ее особенностей и главным структурообразующим фактором. Практически все структурные элементы солнечной атмосферы, за исключением разве что фотосферной грануляции, связаны сналичием в или вокруг них магнитных полей (МП). При этом сама величина МП (составляющая от единиц до тысяч гаусс) не является решающимфактором для образования солнечных структур, но она сильно влияет наих энергетику и динамику.

И здесь наиболее выдающимся объектом являются солнечные пятна. Их сильные МП оказывают влияние на структуру атмосферы на всех высотах, от короны до подфотосферных слоев(Вильсоновская депрессия). Солнечные пятна играют определяющую рольв развитии активных областей (АО) – источников солнечных вспышек. Ихотя сами пятна достаточно редко участвуют во вспышечных процессах, нонаиболее мощные вспышки происходят именно при тесном взаимодействиипятен, а безпятенные АО вспышек практически не дают. Также солнечныепятна как единый компактный объект, охватывающий все основные слоисолнечной атмосферы, являются удобной лабораторией для исследованияповедения плазмы в широком диапазоне температур и плотностей.Хотя регулярные наблюдения Солнца начались еще в середине XIXвека, исследование магнитной природы солнечной активности началисьтолько с 1908 г., когда Джордж Хейл обнаружил в спектре пятен зеемановское расщепление спектральных линий.

Исследования в спектральныхлиниях показали, что атмосфера над пятнами отлична от атмосферы надспокойным Солнцем, она более холодная, а МП пятен проникают далеко вхромосферу. Данные радиоастрономии, возникшей в 50-х годах прошлоговека, показали, что и выше, в короне, МП пятна остается компактным образованием с температурой в миллионы градусов (несколько ранее в 1942 г.Элден идентифицировал линии высоко ионизованных атомов и оценил температуру короны в миллион градусов).В связи с развитием пилотируемой космонавтики с конца 50-х годов значительно повысился интерес к изучению Солнца, в особенности кпроисходящим на нем активным процессам, и исследование Солнца из чисто научного направления приобрело важное прикладное значение. Активно развивалась служба Солнца, как оптическая, так и радиоастрономическая, строились радиотелескопы разного типа на различные диапазоны4длин волн, как небольшие для измерения интегрального потока (всплесков), так и крупные для изучения характеристик различных типов солнечных образований.

Начиная с 1973 г., значительный объем информации осолнечной активности (в том числе и о АО) в УФ и рентгеновском диапазоне предоставила серия космических аппаратов (Skylab, SMM, Yohkoh,SOHO, TRACE, Hinode, Коронас-Фотон, IRIS, STEREO, SDO). К началуXXI века успешное развитие спутниковых наблюдений с их хорошим угловым разрешением, почти непрерывным временным заполнением и огромным объемом информации заметно снизило роль наземных наблюдений.Однако, попытки решить проблемы солнечной активности (в особенностипредсказание солнечных вспышек) путем исследования исключительно корональной составляющей атмосферы пока не привели к заметным успехам.Вторым магистральным направлением развития в последнее времястало численное моделирование структуры атмосферы снизу, из-под фотосферных слоев, до уровня короны, исходя из «первых принципов» методами радиационной магнитогидродинамики (типа Bifrost code).

Этимпутем предполагается значительно продвинуться в решение многих проблем, в том числе в проблеме нагрева атмосферы Солнца. Для проверкипроводимых расчетов большие надежды возлагаются на наблюдения, какна новых наземных оптических телескопах, угловое разрешение которыхза счет применения адаптивной оптики и спекл-реконструкции составляет доли угловой секунды (SST, BBSO/NST, KIS/VTT&GREGOR и др.),так и на только что введенном в строй радиоинтерферометре ALMA, работающем в субмм диапазоне. В случае, если это произойдет и удастся организовать более-менее регулярные наблюдения, то это может перекрытьдиапазон коротких волн от субмм до примерно 9 мм (до 8 тыс.К по спокойному Солнцу). Правда, в настоящее время полосы 1 и 2, перекрывающиедлинноволновую часть диапазона ALMA еще не готовы.

Более длинныеволны должен был обеспечить проект FASR (диапазон частот 30 MHz –30 GHz, частотное разрешение 1-0.1%), который, к сожалению, вероятноне будет реализован. Некоторым утешением может служить строящийсярадиоинтерферометр EOVSA (1–18 GHz, разрешение на 17 ГГц – 3′′ ). Ноон имеет небольшое число антенн и, вероятно, будет регистрировать толькояркие источники. На стадии завершения находится строительство похожего на FASR спектрогелиографа в Китае CSRH (переименован в MUSER)(0.4–15 ГГц), который в настоящем виде немного не дотягивает до миллиметрового диапазона.

К сожалению, в 2013 г. закрылся проект модернизации VLA – EVLA (1-50 ГГц), который хотя и не предназначен длясолнечных наблюдений, но благодаря высокому угловому разрешению даже единичные наблюдения на VLA дают ценную информацию о структуре5источников. Среди крупных специализированных радиотелескопов, регулярно наблюдавших Солнце в радиодиапазоне, в настоящее время работают: радиогелиографы: NoRH (Нобеяма, Япония, волны 1.76 и 0.88 см),ССРТ (Россия, волна 5.2 см, идет модернизация по увеличению числа частот в диапазоне 4–8 ГГц), NRH (Нансе, Франция, метровый диапазон), ирадиотелескоп РАТАН-600 (ст.Зеленчукская, Россия, 0.75–18 ГГц).Хотя нижние слои солнечной атмосферы – верхняя фотосфера, хромосфера и переходная область видны в оптических и УФ линиях, использование радиоизлучения для их исследования имеет определенные преимущества, так как в спокойном состоянии (при отсутствии вспышек) эти слоинаходятся в состоянии ЛТР относительно радиоизлучения, и радиотелескоп работает фактически как термометр, а при наличие магнитных полейи как магнитометр.К настоящему времени существуют различные модели атмосферынад солнечными пятнами.

В основном они базируются на результатах оптических и УФ наблюдений (см. обзор Solanki 2003 и более новые работыSocas 2007, Fontenla 2009). Немногочисленные же наблюдения пятен, выполненные c высоким пространственным разрешением в мм (BIMA, 3.5 мм)и коротковолновой части см диапазона (VLA, 15 ГГц) зачастую не соответствуют ни одной из имеющихся моделей, что явно требует их пересмотраLoukitcheva 2014, Iwai 2016.

Пересмотр же моделей должен быть основан,прежде всего, на результатах новых наблюдений, выполненных с большимпространственным разрешением и в более широком (в основном в болеедлинную сторону) диапазоне длин волн.В целом, в литературе случаев наблюдений активных групп и солнечных пятен с высоким пространственным разрешением можно встретитьдостаточно много (порядка 50 на VLA и WSRH), но все они имеют весьмасущественные недостатки:— встречаются в основном сложные случаи: раздробленные пятна, многопятенные комплексы, активные области в фазе вспышечной активности;— используется небольшое число частот и ограниченный диапазон длинволн (как правило, отсутствуют короткие волны);— почти нет учета и исследования динамики активной области (зависимости от изменения угла зрения при повороте Солнца и изменений во времени);— слабая поддержка наблюдениями в других диапазонах (большинство наблюдений старые, выполненные еще в доспутниковую эпоху).6Значительная часть указанных недостатков вызвана отсутствием инструментов, специализирующихся на исследовании Солнца, работающих вшироком диапазоне длин волн и одновременно обладающих хорошим пространственным разрешением.

Как было отмечено, создание таких инструментов пока задача будущего.Другой подход к проблеме состоит в подборе максимально простыхблагоприятных для анализа случаев, когда возможно разделение различных эффектов и простое моделирование на основе наблюдений на инструментах с умеренными характеристиками. Мы в своем исследованииопирались на наблюдения, выполненные, в основном, на радиотелескопеРАТАН–600 и радиогелиографах NoRH и ССРТ. Пространственное разрешение этих инструментов уступает VLA и WSRT, однако у них естьто важное преимущество, что наблюдения ведутся регулярно и имеютсяогромные архивы, что позволяет производить целенаправленный отбор наблюдательного материала для оптимального решения той или иной поставленной задачи.Цель и задачи работы.

Основной целью данной работы являлось выяснение некоторых физических особенностей структуры атмосферы надсолнечными пятнами, которые еще остаются недостаточно исследованными и которым пока уделяется недостаточное внимание. Мы полагаем, чтоони могут быть эффективно изучены с помощью имеющихся в настоящеевремя инструментов, что важно как для анализа активно разрабатываемых сейчас теоретических моделей солнечной атмосферы, так и для обеспечения эффективного использования вновь создаваемых крупных солнечных радиотелескопов. При этом главным приоритетом является раскрытиеи максимальное использование возможностей крупных отечественных инструментов, таких как РАТАН-600 и РТ-32.Для достижения поставленной цели в работе решаются следующиезадачи:• Исследование особенностей параметров атмосферы над пятнами на основе данных радиотелескопа РАТАН-600 о случаях аномальных спектровпятенных источников в коротковолновой части сантиметрового диапазона,которая не охвачена регулярными наблюдениями на других инструментах.Результаты решения данной задачи на примере нескольких АО представлены во второй главе.• Получение двумерных изображений пятен с высоким пространственным разрешением по наблюдениям солнечных затмений на радиотелескопе7РТ-32 и их анализ с точки зрения соответствия модельным представлениямоб особенностях радиоизображений пятен при наблюдении под большимиуглами.Решение задачи по результатам трех затмений описывается в третьей главе.• Проведение на основе архива наблюдений РАТАН-600 поиска и подбораслучаев наблюдения пятен, радиоизлучение которых показывает наибольшее соответствие основным теоретическим представлениям о поведении пятенных источников и анализ возможных причин отклонений от ожидаемогоповедения у «нестандартных» пятен.Решение задачи подробно описано в четвертой главе.Научная новизна работы.