Методы томографии тепловой структуры хромосферной плазмы по миллиметровому и субмиллиметровому излучению

В проекте была выполнена детальная отработка количественных методов томографии тепловой и магнитной структуры хромосферы на массиве модельных данных. Для этого был проанализирован куб данных общей длительностью около 30 минут трехмерной магнитогидродинамической (МГД) модели солнечной атмосферы, разработанной на основе кода Bifrost (Gudiksen et al. 2011) в Институте теоретической физики в Осло (Carlsson et al. 2016). Предложенный метод основан на особенностях генерации миллиметрового и субмиллиметрового излучения в атмосфере Солнца и состоит в использовании многоволновых наблюдений в данном диапазоне длин волн для восстановления тепловой структуры во всем объеме хромосферы. Для каждого временного момента модельной динамической атмосферы были рассчитаны карты поляризованного излучения, в предположении теплового тормозного механизма генерации на 24 длинах волн мм/субмм диапазона от 0.4 мм до 9 мм, охватывающего диапазон системы ALMA, и проанализирована зависимость непрозрачности по тормозному излучению вдоль всех лучей зрения с целью определения характерной хромосферной высоты, на которой формируется излучение каждой из рассмотренных длин волн (эффективные высоты генерации излучения). Статистический анализ был выполнен отдельно для трех яркостных компонент спокойного Солнца, присутствующих в МГД-моделях: для элементов усиленной магнитной сетки (ENW), для магнитной сетки (NW) и для внутренних немагнитных областей (IN). Для исследования точности результатов томографии хромосферы выполнено сравнение температур, взятых на эффективных высотах, с модельными яркостными температурами миллиметрового излучения, вычисленного на соответствующих частотах. На основе анализа всего куба данных сделан вывод о том, что яркостная температура миллиметрового излучения является надежной мерой температуры солнечной плазмы в слое, соответствующем эффективной высоте генерации излучения данной длины волны. Для различных частот и различных элементов хромосферы были получены высотные зависимости «функций вклада» с учетом статистического разброса, что позволяет создавать калиброванные шкалы высот для диагностики тепловой структуры хромосферы по ее миллиметровому излучению. Дополнительно был разработан метод восстановления высотной зависимости яркостной температуры с использованием информации о градиенте температур, заложенной в локальном спектре яркостной температуры, а также самих измерений яркостной температуры для набора частот, что в атмосфере с градиентом температуры соответствует измерениям температуры для набора различных высот. Также было оценено влияния различных параметров, таких как концентрации частиц, напряженность магнитного поля, на точность диагностики, и проведено сравнение с результатами усредненных статических одномерных моделей. Было показано, что усредненные эффективные высоты генерации длинноволновой части мм излучения для всех рассмотренных яркостных компонент превышают эффективные высоты, оцененные по классическим одномерным стационарным моделям солнечной атмосферы, в то время как высоты генерации коротковолновой части мм диапазона, оцененные по динамическим моделям, оказались меньше, чем по стандартным моделям. Другим важным результатом стало обнаружение более низких высот генерации излучения магнитно-активных областей (ENW) относительно излучения немагнитных элементов (IN) для длинноволновой части мм диапазона, что связано с нагревом до корональных температур на более низких высотах в атмосферах магнитных элементов. Таким образом, была установлена зависимость высоты генерации излучения от величины магнитного поля. Кроме этого из анализа эффективных высот была подтверждена хромосферная природа мм излучения: генерация излучения коротковолновой части мм диапазона (1 мм) происходит на высотах около 1000 км над фотосферой, средневолновой (3 мм) - на высотах около 1500 км и длинноволновой (8-9 мм) – на высотах от 2000 км и выше. Таким образом, была подтверждена перспективность использования наблюдений на интерферометре мм и субмм диапазона ALMA для томографии тепловой структуры хромосферы.

Методика измерения магнитного поля на высотах хромосферы по миллиметровому и субмиллиметровому излучению и оценка надежности метода

Для измерения магнитного поля на высотах хромосферы был использован хорошо апробированный в сантиметровом диапазоне метод, предложенный в работах Богода и Гельфрейха, основанный на анализе теплового тормозного излучения в атмосфере с градиентом температуры. Для всех кадров динамической трехмерной модели из поляризации и локального наклона спектра яркостных температур было восстановлено значение продольной компоненты магнитного поля в широком диапазоне высот в хромосфере, которое сравнивалось со значениями продольной компоненты магнитного поля, известными из модели. Был сделан вывод о высокой надежности метода: ошибки восстановления поля, как правило, не превышают 10% и связаны с протяженной областью генерации излучения. В целом, тестирование метода на трехмерных модельных данных показало, что метод применим для восстановления продольной компоненты магнитного поля на высотах генерации мм излучения – высотах хромосферы, и при наличии высокоточных многоволновых измерений поляризованного излучения мм диапазона метод может быть использован как для диагностики магнитного поля в активных областях, так и в областях спокойного Солнца. Полученные результаты демонстрируют потенциал использования наблюдений поляризованного излучения на системе ALMA для магнитографии хромосферы.

Моделирование интерферометрических наблюдений миллиметрового и субмиллиметрового диапазона на системе ALMA

Участники проекта неоднократно принимали участие в подготовке заявок для наблюдений Солнца на радиоинтерферометрической системе ALMA в 2016-2018 гг. С целью определения оптимальных конфигураций интерферометра и используемых режимов наблюдений для решения задач солнечной физики было выполнено моделирование интерферометрических наблюдений Солнца для разных конфигураций инструмента ALMA с учетом доступных в текущих циклах возможностей солнечных наблюдений, а также были определены оптимальные значения параметров наблюдений. В итоге для наблюдений на волнах 3 мм (ALMA band 3) и 1 мм (ALMA band 6) была выбрана конфигурация C40-3, обеспечивающая пространственное разрешение около 1.6” для длины волны 3 мм и 0.6” для 1 мм, а также возможность получения хромосферных изображений с шагом по времени 1-2 сек. Результаты моделирования хромосферных наблюдений были использованы в заявках на наблюдения на системе ALMA. Несколько серий наблюдений, включая заявки по исследованию солнечной хромосферы с высоким пространственным разрешением и по исследованию механизмов нагрева хромосферы активных областей, подготовленных с участием представителей проекта, были проведены в 2017-2018 гг, и уже доступная заявителям часть полученного в ходе наблюдений материала была использована в работе над данным проектом. В конце 2018 года состоялись совместные наблюдения корональных дыр и спокойного Солнца на системе ALMA и спутниках IRIS И Hinode по проекту, в котором основным заявителем выступала М.А.Лукичева.

Моделирование миллиметрового и субмиллиметрового поляризованного излучения спокойных и активных областей

В проекте была проанализирована и промоделирована структура хромосферы над десятью областями разного магнитного типа, включающими активные области с выраженными пятнами и области усиленного флоккульного магнитного поля. Изначально анализ был проведен для шести активных областей различного магнитного типа, для которых имеются наблюдательные данные SDO/HMI (11711, 11716, 11719, 11478, 11490, 12470). Дополнительным критерием отбора стало наличие наблюдений данной области на радио инструментах мм диапазона, к которым относятся РТ-7.5 (длины волн 2.5 мм и 3.4 мм ), РТ-14 (8 мм) и NoRH (17.6 мм). Для моделирования структуры хромосферы над активными областями и исходящего мм излучения были использованы интерактивные системы трехмерного моделирования излучения солнечных вспышек и активных областей – GS Simulator и современные одномерные модели для различных яркостных компонент активных областей. Были усовершенствованы методы моделирования тепловой структуры хромосферы. Для этой цели была разработана новая библиотека одномерных атмосферных моделей с привлечением обширных данных трехмерной МГД-модели атмосферы и расширены фотосферные маски яркостных компонент, на основе которых происходит классификация пикселей фотосферной структуры, как принадлежащих к тому или иному фотосферному яркостному объекту. В результате моделирование исходящего коротковолнового радиоизлучения (спектры поляризованного излучения миллиметрового-субмиллиметрового диапазона) было произведено в предположении тормозного и магнитнотормозного излучения для двух типов модельных хромосфер: для построенных на основе стандартных стационарных одномерных моделей и для расширенного набора одномерных компонент, описывающих большее число наблюдаемых яркостных структур. Была выполнена свертка модельных карт коротковолнового радио излучения с диаграммой направленности указанных инструментов. В дальнейнем было выполнено сравнение результатов моделирования тепловой структуры и коротковолнового радиоизлучения активных областей с результатами наблюдений на частотах мм диапазона по данным радиогелиографа Nobeyama (17.6 и 8 мм, 17 и 34 ГГц), радиотелескопов РТ-14 Metsahovi (8 мм, 37 ГГц) и РТ-7,5 МГТУ (3 и 2.5 мм, 93 и 140 ГГц), которое показало, что усовершенствованные модельные хромосферы находят лучшее согласие с наблюдениями. При сравнении учитывались размеры диаграмм направленности (ДН) инструментов (10" для 17 ГГц, 2.4' для 37 ГГц, 2.5' и 1.5' для 93 и 140 ГГц, соответственно). Помимо сравнения положения источников, также был выполнен анализ распределения радио яркости внутри тени и полутени пятна. Был сделан вывод, что, как правило, и модельные, и наблюдаемые источники сдвинуты относительно фотосферных контуров тени и полутени пятна. Модельные и наблюдаемые источники близки по положению, но могут отличаться по форме. Однако, невысокое пространственное разрешение инструментов замывает тонкую структуру и не позволяет выполнить детальное сравнение источников. Яркостные температуры модельных источников, как правило, превышают измеренные значения для всех проанализированных областей кроме АО 11716, которая характеризуется магнитным типом Alpha и представляет собой флоккульную площадку без сформированных пятен. Среди АО разного магнитного типа для АО типа Alpha (АО11716) было получено наилучшее количественное согласие между модельными и наблюдаемыми значениями яркостных температур на мм волнах. Данный вывод был в дальнейшем подтвержден в результате анализа совместных наблюдений Солнца в 2018 году на мм волнах на радиогелиографе NORH, радиотелескопах РТ-14 Metsahovi и РТ-7,5. Не смотря на почти полное отсутствие на диске Солнца солнечных пятен, в 2018 году наблюдались мм радио источники. Был выполнен анализ наблюдательных данных, полученных на 4х частотах, для четырех дат, а именно для 06.08.2018, 03.07.2018, 12.07.2018 и 09.08.2018, когда на диске отсутствовали зарегистрированные АО, но присутствовало локализованное повышенное излучение мм диапазона. Была обнаружена высокая степень согласия между положением, формой и характеристиками наблюдаемых источников на мм волнах и их модельным представлением, полученным при моделировании структуры областей с помощью GX Simulator. Проведенный анализ подтвердил связь локальных источников мм диапазона с усиленным магнитным полем флоккульных образований. Моделирование атмосфер АО было дополнено экстраполяциями магнитного поля в хромосферу и корону. В качестве начального распределения магнитного поля в расчётной области использовалось потенциальное поле, рассчитываемое по радиальной компоненте фотосферного магнитного поля. Восстановление нелинейного бессилового поля проводилось с помощью оптимизационного метода Wheatland et al. (2000). В ходе работы над задачей дополнительно был сделан вывод о возможности использования двуволновых радиокарт, получаемые на РТ-7.5 МГТУ им. Баумана, для тестирования результатов трехмерного моделирования солнечной хромосферы, а также для исследования крупномасштабных изменений в строении АО на хромосферных высотах.

Исследования трехмерной тепловой хромосферы по наблюдательным данным радиоинтерферометра ALMA

В проекте был выполнен анализ наблюдений активной области АО 12470 на системе ALMA на волнах 1 мм и 3 мм, полученных в декабре 2015 года, с целью определения тепловой структуры хромосферы солнечного пятна и сравнения с модельными предсказаниями. Впервые высокое разрешение мм наблюдений (4.9х2.2 угл.сек на 3 мм и 2.4x0.9 угл.сек на 1.3 мм) позволило разрешить пространственную структуру пятна на высоте хромосферы, где генерируется излучения на волнах 1.3 и 3 мм. В ходе анализа было обнаружено локальное усиление излучения центральной области большого солнечного пятна на волне 3 мм. Наблюдаемое повышенное излучение центральной части тени пятна на 800 К превышает яркость окружающей полутени пятна и совпадает с областью повышенного излучения на волнах 1330А и 1400А по данным IRIS. Обнаруженное превышение яркости в центральной части тени пятна на волне 3 мм может быть интерпретировано как особенность распределения температуры в тени пятна на хромосферных высотах, или как проявление «вспышек в тени пятна» (umbral flashes), или может быть связано с «корональными щетками» (coronal plumes). Кроме этого, было обнаружено, что структура тени пятна кардинально отличается на волнах 1.3 и 3 мм, в то время как полутень имеет подобное строение на этих двух волнах. На волне 3 мм внутренняя часть тени пятна на 600 К ярче, чем окружающие области спокойного Солнца (СС), а на волне 1.3 мм внутренняя часть пятна холоднее СС на 700 К. В среднем, яркость полутени на волне 3 мм сравнима с СС, а на 1.3 мм - на 1000 К ярче, чем СС. Яркость полутени растет от центра к внешним границам на обеих волнах. Среди протестированных атмосферных моделей модель тени пятна Северино и др. (1994) дала лучшее согласие с наблюдательными данными ALMA из данной работы и ранее опубликованными данными на других мм и субмм волнах. Ни одна из рассмотренных моделей полутени не находит согласия с наблюдательными данными. Сделан вывод, что наблюдения ALMA на нескольких волнах могут быть использованы как независимый тест существующих атмосферных моделей, а также являются важными составляющими для построения новых моделей. Также в проекте был выполнен анализ наблюдений, полученных на системе ALMA 27 апреля 2017 года на волне 3 мм с угловым разрешением 1.5угл.сек., совместно с данными SDO/HMI, SDO/AIA, IRIS и GONG Halpha. Уникальным результатом проведенного анализа стало обнаружение области аномально низкой мм радио яркости, которая не выделяется в излучении других спектральных диапазонов, что свидетельствует о чувствительности мм излучения ко всему диапазону хромосферных температур, включая самые холодные. Яркостная температура в обнаруженной холодной области достигает значений на 2000К ниже, чем температура спокойного Солнца на волне 3 мм.

Диагностика динамических процессов (МГД-волн, ударных волн, квазипериодических (быстрых) пульсаций) в солнечной хромосфере в широком диапазоне высот

Набор кубов трехмерной динамической модели длительностью около 30 мин во времени был проанализирован с целью поиска короткопериодических (длительностью до нескольких минут) изменений в радиояркости мм и субмм диапазона и исследования их связи с изменениями атмосферных параметров. В результате анализа было подтверждено, что мм излучение напрямую отражает тепловую структуру хромосферы и ее временные изменения. Наблюдения мм излучения могут быть использованы для диагностики временных изменений в солнечной хромосфере. Выполненный анализ пространственного распределения Фурье-мощности и Фурье-частот максимума периодограмм показали, что изменения яркостной температуры с короткими периодами, характерными для звуковых волн (около 3 мин) присутствуют в областях усиленного магнитного поля, но более отчетливо и на больших пространственных масштабах они выделяются в областях, где магнитного поле незначительное, при этом их мощность усиливается с ростом длины волны. Более длинные периоды изменения яркостных температур (7-10 мин) характерны для областей низколежащих петель, связывающих области противоположной полярности. Методами взаимного спектрально-корелляционного анализа были исследованы колебательные моды, распространяющиеся в модельных атмосферах. Оценки значений фазового спектра для максимальных значений взаимной периодограммы для модельных яркостных температур на волнах 1.3 мм и 3.2 мм показали наличие распространяющихся вверх колебаний с периодами в диапазоне 3-5 мин для областей усиленного магнитного поля, более короткими периодами в областях вне усиленного магнитного поля, и длинными периодами порядка 10 мин в центральных областях низколежащих петель.

Участие в проекте как молодых ученых, так и опытных исследователей, способствовало передаче знаний и подготовке новых научных кадров. 

Более подробно результаты работы по проекту представлены на странице Результаты проекта по годам.

Список использованной литературы:

Bogod V. M., Gelfreikh G. B., Measurements of the magnetic field and the gradient of temperature in the solar atmosphere above a flocculus using radio observations, 1980, Solar Physics, 67, 29-46.

Carlsson, M., Hansteen, V., Gudiksen, B. V., Leenaarts, J., & De Pontieu, B.

2016, A&A, 585, A4.

Fleishman G.D., Kuznetsov A.A. Fast gyrosynchrotron codes, 2010, Astrophysical Journal, v. 721, p. 1127.

Fleishman G. D., Kuznetsov A. A. Theory of Gyroresonance and Free-Free Emissions from Non-Maxwellian Quasi-steady-state Electron Distributions. 2014 ApJ, 781, 77.

Gudiksen B. V., Carlsson M., Hansteen V. H., Hayek W., Leenaarts J., Martínez-Sykora J. The stellar atmosphere simulation code Bifrost. Code description and validation, 2011, A&A, 531, 154.

Kuznetsov A.A., Nita G.M., Fleishman G.D. Three-dimensional simulations of gyrosynchrotron emission from mildly anisotropic nonuniform electron distributions in symmetric magnetic loops, 2011, Astrophys. J., v. 742, p. 87.

Nita G.M., Fleishman G.D., Kuznetsov A.A., Kontar E.P., Gary D.E. 3D Radio and X-Ray Modeling and Data Analysis Software: Revealing Flare Complexity, The Astrophysical Journal, Volume 799, Issue 2, article id. 236, 15 pp. (2015).

Wheatland M.S., Sturrock P. A., Roumeliotis G. An Optimization Approach to Reconstructing Force-free Fields, 2000, The Astrophysical Journal, 540, 1150-1155.