Радиоинтерферометр ALMA

Радиоинтерферометр ALMA, расположенный на высоте 5000 м в чилийской пустыне Атакама, является самым крупным международным проектом наземного телескопа. Он представляет собой инструмент широкого астрофизического назначения, работающий в настоящее время в диапазоне длин волн от 0.4 мм до 3.6 мм с перспективой расширения диапазона как в сторону более коротких, так и в сторону более длинных волн. Радиоинтерферометр ALMA разрабатывался для решения широкого спектра фундаментальных астрофизических проблем – от исследования вселенной на больших Z до формирования планетарных систем и межзвездной химии. Исследования Солнца и солнечной системы также входят в число наиболее приоритетных задач радиоинтерферометра. К настоящему времени проведены многочисленные тестовые наблюдения Солнца, подтвердившие уникальные возможности интерферометрической системы. Первые регулярные солнечные наблюдения на системе ALMA состоялись в 2016 году (четвертый цикл наблюдений). Системе ALMA предстоит открыть новую главу в исследованиях Солнца, поскольку пространственное и временное разрешение (составляющее сотые доли угловой секунды для самых протяженных конфигураций), а также чувствительность инструмента, на порядки величины превосходят характеристики других немногочисленных инструментов данного диапазона. С помощью данного инструмента станут доступными наблюдения с разрешением, приближающимся к горизонтальной средней длине пробега электрона в хромосфере, что сделает возможным разрешение фронтов ударных волн, локализацию мелкомасштабного высвобождения энергии, восстановление высотной зависимости магнитного поля, а тем самым обеспечит полную, детальную томографию солнечной атмосферы на высотах от зоны температурного минимума до переходного слоя от хромосферы к короне.

Интерферометрические наблюдения солнечной хромосферы представляют собой крайне непростую задачу, поскольку в случае хромосферы поле зрения инструмента полностью заполнено малоконтрастными деталями, восстановление которых требует большого количества пространственных гармоник (White et al. 2006). Поэтому для успешных наблюдений хромосферы на интерферометре ALMA необходимо провести предварительное тестирование различных доступных наблюдательных конфигураций с целью выбора оптимальных. Моделирование интерферометрических наблюдений солнечной хромосферы для разных конфигураций инструмента ALMA будет производиться в новой среде программ CASA (Common Astronomy Software Applications, http://casa.nrao.edu/index.shtml), уже широко используемой для синтеза и анализа современных радиоастрономических интерферометрических наблюдений (ALMA, EVLA).

Более подробная информация об интерферометрической системе ALMA представлена в соответствующем разделе сайта.

Трехмерные МГД модели

​В проекте используется наиболее реалистичная из существующих трехмерных радиационно-гидродинамических моделей солнечной атмосферы, разработанная на основе кода Bifrost (Gudiksen et al. 2011) в Институте теоретической физики в Осло (Норвегия). Особенностью данной модели является согласованное рассмотрение всех атмосферных слоев – от конвективной зоны до короны. Модель охватывает солнечную атмосферу от 2400 км ниже уровня фотосферы до 12200 км выше уровня фотосферы, что позволяет исследовать излучение разных длин волн радиодиапазона, генерируемое в широком диапазоне высот. Физический размер сетки модели по трем измерениям составляет 24000x24000x16800 км с горизонтальным разрешением в 48 км и переменным разрешением по высоте (от 19 км до 98 км). Размер модели (32‖) позволяет исследовать области Солнца на масштабах супергрануляции с детальностью, необходимой для разрешения отдельных распространяющихся волновых колебаний (пространственное разрешение составляет 0.064‖). При этом физические параметры модели рассчитаны для 136 различных моментов времени (кадров) с шагом по времени 10 секунд. Данная модель уникальна, поскольку в отличие от других трехмерных динамических моделей, в нее включено магнитное поле. На уровне фотосферы модельное поле имеет напряженность до 1500-2000 Гаусс, что соответствует полю узлов фотосферной магнитной сетки (enhanced network). Магнитное поле имеет биполярную структуру, приводящую к формированию магнитных петель, соединяющих области противоположной полярности, на высотах хромосферы и короны. Усредненное фотосферное магнитное поле имеет напряженность около 50 Гаусс.

Дальнейшая информация о современной 3Д МГД модели представлена в разделе Модели и Данные (ссылка).

Моделирование и визуализация исходящего излучения

​Для моделирования исходящего излучения областей спокойного и активного Солнца в миллиметровом-субмиллиметровом диапазоне используются «быстрые» коды Флейшмана и Кузнецова (Fleishman & Kuznetsov 2010, Fleishman & Kuznetsov 2014). Данные коды используются в интерактивных системах для трехмерного моделирования радиоизлучения солнечных вспышек и активных областей – GS Simulator (Kuznetsov, Nita, & Fleishman 2011) и GX Simulator (Nita et al. 2015). В предположении тормозного и магнитнотормозного излучения, на основании трехмерных динамических моделей солнечной атмосферы будут рассчитываться спектры поляризованного излучения миллиметрового-субмиллиметрового диапазона. Для визуализации и анализа полученных массивов двумерных изображений использован пакет GX Simulator.

Более подробная информация о среде моделирования представлена на страницах, посвященных GX Simulator  на https://web.njit.edu/~gnita/gx_simulator_help/

Магнитография

​Для измерения магнитного поля на высотах хромосферы применяется хорошо апробированный метод, предложенный в работах Богода и Гельфрейха (Bogod & Gelfreikh 1980, Gelfreikh 1990), основанный на анализе теплового тормозного излучения миллиметрового диапазона в атмосфере с градиентом температуры. В этом случае информацию о величине магнитного поля можно получить из значения поляризации и локального наклона спектра радиояркости. Ранее данный крайне перспективный метод не получил широкого практического применения из-за отсутствия одновременных многоволновых миллиметровых наблюдений. В случае наблюдений на системе ALMA, обеспечивающей хорошее покрытие наблюдательного спектра по частоте, данный метод позволит выполнять трехмерную томографию магнитных полей в объеме хромосферы. Важно отметить, что миллиметровая диагностика магнитного поля по методу Богода-Гельфрейха с использованием поляризации тормозного излучения дает только продольную компоненту магнитного поля, тогда как конечной целью магнитографии является определение объемного распределение вектора магнитного поля. С целью восстановления векторной структуры магнитного поля в хромосфере, данные миллиметровой диагностики будут комбинироваться с фотосферным векторным граничным условием, получаемым из оптических наблюдений (SDO/HMI), а затем будет проводиться восстановление пространственной структуры магнитного поля активной области в нелинейном бессиловом приближении с помощью оптимизационного метода (Wheatland et al. 2000).