ЗАГАДКИ ХРОМОСФЕРЫ И ЕЕ МИЛЛИМЕТРОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

ЗАГАДКИ ХРОМОСФЕРЫ
И ЕЕ МИЛЛИМЕТРОВОЕ
ИЗЛУЧЕНИЕ
В.Г. Нагнибеда
Санкт-Петербургский
государственный университет,
Астрономический институт
Изучение хромосферы… требует
неистощимого оптимизма
ван де Хюлст
Диагностика хромосферы
•
•
Ca II K
K2V K2R
C I < 1101 Å
Схема одной ячейки хромосферной сетки
Схема одной ячейки хромосферной сетки
Солнечная хромосфера
Vernazza, J.E., Avrett, E.H., Loeser,
R., 1981, ApJS, 46, 635
Мм и субмм излучение Солнца
• тепловое тормозное излучение
непрозрачность αff = α(ei) + α(ea)
• даже в отсутствии ЛТР Sff = B
• линейная зависимость I от Tb
Наблюдения:
РТ-7.5 (МГТУ им.Баумана, Москва) λ = 2.5 мм, 3.4 мм
РТ-0.6 экспедиционный λ = 3.4 мм
BIMA (Berkeley-Illinois-Maryland Array, США) λ = 3.5 мм
NoRH (Nobeyama Radioheliograph, Япония) λ = 17.6 мм
Зависимость между плотностью потока излучения (λ3.4 мм слева, λ17.6 мм справа) и
площадью флоккулов (верхний ряд) и пятен (нижний ряд) в активных областях
1a)
1b)
50
Flux (s.f.u.)
Flux (s.f.u.)
20
25
10
0
0
0
50
100
150
0
50
100
2
area (arc min )
2
area (arc min )
2a)
2b)
50
Flux (s.f.u.)
Flux (s.f.u.)
20
25
10
0
0
0
1000
2
area (arc min )
2000
0
1000
2000
2
area (arc min )
Исследование колебаний интенсивности и
поляризации АО на волне 17.6 мм
Радиогелиограф NoRH - 10″-15″
длина реализации – 1 час, 4 часа,
Δt=10 с
распределение Фурье-мощности колебаний
NOAA 8011 17.01.1997
• I и V (NoRH 17ГГц)
• I0 и B (SOHO/MDI )
Радиокарты Солнца
05.04.01
РТ-7.5, λ = 3.4 мм (вверху),
λ = 2.5 мм (внизу)
заштрихована область КД
Контурная радиокарта λ3.4 мм (РТ-7.5 МГТУ)
+ снимок λ284Å (SOHO)
28.03.2002
Если наблюдения затмения будут
неудачными – потеряешь год,
если удачными – потеряешь два.
В.А.Крат
Затмение 11.07.1991
λ3.4 мм, центральная фаза
Наблюдаемый спектр радиояркости Tb(λ) на мм волнах
Обзоры:
Fürst (1980)
Нагнибеда и Пиотрович (1987)
Кисляков и Кузнецова (1977)
Пелюшенко (1982)
Федосеев и Чернышев (1998)
Zirin (1991)
Наблюдаемый и расчетный модельный спектры спокойного
Солнца в мм диапазоне
Снимки участка QS в линии CaII-K2, сделанные с разными
выдержками
Сравнение модели с наблюдениями для линии CaII H
Наблюдения:
Моделирование:
Lites, B.W.,
Rutten, R.J.,
Kalkofen, W.,
1993, ApJ,
414, 345
Carlsson &
Stein
динамическая
модель
Модели хромосферы: VAL – штриховые
CS – сплошные и пунктир
Модельные оценки мм излучения
Loukitcheva, M., Solanki, S.K., Carlsson,
M., Stein, R.F., 2004, AA, 419, 747
18 периодов по 180 с
24λ 0.05-20 мм
Наблюдаемый и расчетный модельный спектры спокойного
Солнца в мм диапазоне
Berkeley-Illinois-Maryland Array
(BIMA)
10 антенн
диаметр 6.1 м
λ=3.5 мм (ν=85 ГГц)
разрешение 10″
поле зрения ~2′
Интерферометрические наблюдения Солнца
31.08.2003
QS
AR
CH
4 cерии по 30 мин
шаг по времени - 15 с
время наблюдений –
16:00 – 24:00 UT
Исследование тонкой структуры
спокойной (QS) и активной (AR)
хромосферы
← QS область
радиоконтуры: 200-1600 K
м.п. контуры: ±20-80 Гс
хромосферная сетка
Контраст до 30% (2000 К)
AR область NOAA 10448
→
радиоконтур: 500 K
м.п. контур: ±40 Гс
флоккул в линии Ca II K
депрессия излучения над
пятном
Динамика внутренних областей и границ
хромосферной сетки
• IN (-245″, -107″) QS4
4.5 мГц (220 с), 6.0 мГц (167
с) , 2.5 мГц (400 с)
•NW (-269″, -92″) QS2
3.2 мГц (313 с), 2.2 мГц (455
с), 4.5 мГц (222 с)
Спасибо за внимание
ко мне