О мелкомасштабной активной структуре нижней короны Солнца.

1. О мелкомасштабной активной структуре нижней короныСолнца. • Богод В.М., Тохчукова С.Х. • Специальная астрофизическая обсерватория , РАН Восьмая Ежегодная Конференция «Физика Плазмы в Солнечной Системе» 4 - 8 февраля 2013 г., ИКИ РАН

2. Введение 1 • В годы минимального максимума активности становится возможным изучать мелкомасштабную структуру спокойного Солнца на уровнях хромосферы и нижней короны, которые несомненно связаны с проблемой нагрева короны. • В дополнение к механизмам нагрева короны, упомянутым сегодня в докладах Сомова Б.В. и Зайцева В.В. можно также упомянуть и другие теории, в которых процессы в хромосфере играют главную роль [Aschwanden et al, 2007]. • Aschwanden рекомендует заменить сценарий коронального нагрева на сценарий хромосферного нагрева, поскольку многие процессы переноса и генерации энергии происходят в хромосфере.Из 10 доказательств, определяющие сценарий нагрева хромосферы, наиболее трудным является измерение величины и сложности структуры хромосферных магнитных полей, как индекса явления перезамыкания в тонкой структуре хромосферы. • Эту идеологию поддерживают некоторые современные наблюдения выполненные на основе комбинации данных о тонкой структуре хромосферы с помощью AIA/SDO [Haisheng Ji, et al., 2012] и в линии гелия на New Solar Telescope (NST) в Big Bear Solar Observatory (BBSO) с диаметром зеркала 1.6 м указывают на существование ультратонких петель диаметром около 100км, которые берут начало от интенсивных компактных магнитных элементов на фотосфере и прослеживаются инжекции горячей плазмы до нижней короны.

3. Введение 2 • Однако магнитные измерения на уровне нижней короны остаются трудными для современных технологий в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. • Между тем, такую информацию можно пытаться получить из радионаблюдений. • Мелкомасштабные флуктуации яркости хромосферы спокойного Солнца в микроволновом диапазоне впервые были обнаружены на радиотелескопе РАТАН-600 в диапазоне длин волн 2-4 см (Богод, Корольков, 1975, Богод , 1978). • Это явление получило название солнечной радиогрануляции. Благодаря высокому пространственному разрешению 9х50 угл. сек. на длине волны 1.35 см удалось отождествить отдельные элементы структуры радиогрануляции с яркими и темными элементами хромосферной супергрануляционной сетки, видимой в линии Са II К (Gelfreikh et al, 1989). • В миллиметровом диапазоне радиогрануляция впервые наблюдалась во время прохождения Меркурия по диску Солнца на РТ-22 (Северный, Ефанов и Моисеев, 1975). • В дальнейшем они были подтверждены наблюдениями на радиоинтерферометрах с высоким пространственным разрешением в Westerbork (Kundu et al., 1979; Erskine and Kundu, 1982) и на VLA (Gary and Zirin, 1988; Gary, Zirin and Wang, 1990). • Однако тонкие измерения степени поляризации оставались вне пределов всех радиоинструментов.

4. Обнаружение радиогрануляции [Богод, Корольков, 1975] Параметры радиогрануляции Размеры радиогранулы 50”x50”, Радиопоток в диапазоне 2-4см (60-200) янских 0.06-0.2 s.f.u. 0.1% Fsun Время жизни от нескольких часов до 1 суток, Перепад яркостных температур центр-граница гранулы равен (5000-12000)К. Оценка магнитного поля DH<3Gs

5. Некоторые открытые вопросы Radio Emission of the Quiet Sun and Active Regions (Shibasaki, Alissandrakis and Pohjolainen, Solar Physics, 2011) • Какова природа мелкомасштабных событий на «спокойном» Солнце на уровне хромосферы на разных временных шкалах? (Двухспикульная модель?) • Каковы реальная 3D структура и величины магнитных полей в гранулах и окружающей их хромосферной сетке?С какими структурами в хромосфере соединены основания корональных петель? • Не находятся ли источники нагрева короны в хромосфере, а не в самой короне? • Каков относительный вклад излучения гранул и хромосферной сетки в излучение спокойного Солнца в EUV и радио? • На каких частотах (высотах) исчезает супергрануляция? Изменяется ли ее размер с высотой?Задача для ALMA

6. Пример наблюдений на многоволновом комплексеРАТАН-600 в минимуме активности SOHO EIT 304A SOHO MDI cont.

7. Двумерные изображения хромосферной сетки VLA 2cm May 18, 2004 FOV 165x165 September 23, 1992 [K. Shibasaki,C.E. Alissandrakis,S. Pohjolainen, 2011] Вследствие недостаточного пространственного разрешения современных радиотелескопов и пр, измеренные свойства хромосферной сетки дают большой разброс значений и остаются недостаточно изученными.

8. Характерные размеры радиогрануляции Выделены структуры с размерами 40-50 угл.сек, 90-120 угл.сек и 280-320 угл.сек [U. PANIVENI, 2005] По результатам фрактального анализа данных EUV SOHO Соответствует диаметрам гранул от 30-120 угл.сек

9. Одномерные сканы 15марта 2008 мелкомасштабной структуры Солнца ( показан полный диапазон наблюдаемых частот). Наблюдается высокая степень корреляции отдельных элементов слабоконтрастной структуры (различных размеров) между частотами по всему диапазону. Амплитуда излучения структуры составляет порядка 1-1,5 % от уровня спокойного Солнца.

10. Моделирование Модель супергрануляционой сетки в виде правильных шестигранников, равномерно покрывающих солнечный диск. Справа, результат сканирования модели одномерной диаграммой радиотелескопа РАТАН-600.

11. Результат моделирования Результат сканирования при введение случайного разброса структуры правильных шестигранников. Rand –относительная величина случайного разброса. Наличие неравномерности в структуре указывает на степень беспорядка (отличие от симметрии). Эффект регулярности связан с характерным размером супергрануляции.

12. Сравнение с реальными данными других инструментов Супергрануляционная сетка по локальной гелиосейсмологии по данным SOHO/MDI. Structure and Evolution of Supergranulation from LocalHelioseismology Johann Hirzberger,L.Gizon, S.K.Solanki, T.L.Duvall, Jr. Solar Phys (2008) 251: 417–437

14. Сравнение скана РАТАН-600 15GHz и SDO AIA 1600A

16. Спектральный анализ одиночной радиогранулы

17. Спектральные характеристики радиогранулы

18. Оценки магнитного поля для различных радиогранул Измеренное значение магнитного поля волокна составляет 75 Гс Волокно

19. К оценке магнитного поля по тепловому механизму Оценка степени круговой поляризации радиогрануляции находится в пределах 1-5%, которая определяется по отношению антенных температур Для теплового механизма [Gelfreikh, 1972] Оценка магнитного поля для волны 2 см дает Гс Оценка магнитного поля для волокна составляет 65 Гс

20. К оценке магнитного поля по циклотронному механизму В предположении циклотронного механизма излучения можно определить максимально возможное продольное магнитное поле равное при [Akhmedov et al.,1982] Рис Корреляция между соседними волнами по всему скану (см.рис. ) в диапазоне 4.5-17.6 ГГц. В интенсивности наблюдается 100% корреляция во все диапазоне. В поляризации регистрируется высокая степень корреляции на среднем уровне от 90% до 50% с устойчивым снижением в сторону высоких частот. Экстраполяция средней спектральной линии на ось X дает значение 21 ГГц. Отсюда B=2500Gs

21. Заключение Сделанные оценки величины магнитного поля страдают рядом допущений: • Вертикальная диаграмма радиотелескопа в 60 раз больше горизонтальной 2. Размер горизонтальной диаграммы 15” на волне 1.7 см, что меньше среднего размера радиогранулы в 3- 4 раза, тогда как размер вертикальной диаграммы в 15 раз превышает размер радиогранулы. 3. Для расчета яркостных температур принимаются измерения в канале I, тогда как канал V используется для оценки степени поляризации. Ввиду того, что в луче вертикальной диаграммы может разместиться более 10 радиогранул с противоположными поляризациями, что может усилить одни и ослабить другие, то полученные значения можно рассматривать как предельно малые. 4. Поскольку по измерениям в EUV становится общепринятым наличие в кустах спикул, длинных вертикальных усов с величиной H>1000Гс, то полученные оценки по циклотронному механизму не противоречат этому. 5. Будущее продвижение в понимании процессов в хромосфере мы связываем с новыми возможностями радиотелескопов типа ALMA.

22. Благодарю за внимание!