Построение изображений горячей плазмы короны Солнца по
advertisement
Выпускная квалификационная работа бакалавра по теме: Построение изображений горячей плазмы короны Солнца по данным телескопов AIA спутника SDO Никулинская Е.В. Научный руководитель: Рева А.А., кандидат физико-математических наук Подпись Московский физико-технический институт (государственный университет) Кафедра проблем квантовой физики 2015 г. Содержание Введение ................................................................................................................................................ 3 Строение Солнца .............................................................................................................................. 3 Солнечная корона .............................................................................................................................. 4 Магнитный цикл ................................................................................................................................ 5 Магнитное поле ................................................................................................................................. 6 Температурная структура .............................................................................................................. 7 Концентрация.................................................................................................................................... 8 Радиационный спектр ...................................................................................................................... 9 SDO ..................................................................................................................................................... 9 AIA .................................................................................................................................................... 10 Постановка проблемы ...................................................................................................................... 11 Обзор предыдущих работ по данной тематике............................................................................ 12 Solar dynamics observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions (Reale, F., Guarrasi, M., Testa, P., DeLuca, E.E., Peres, G.) .......................................................... 12 A systematic survey of high-temperature emission in solar active regions (Warren, H. P., Winebarger, A. R., Brooks, D. H.)........................................................................... 15 Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO FeXVIII images (Ugarte-Urra, I., Warren, H. P.) ....................................................................................................... 18 Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with the Solar dynamics observatory in non-flaring active region cores (Testa, P., Reale, F.)............................................... 19 Решение проблемы............................................................................................................................ 21 Описание метода ............................................................................................................................... 21 Результаты.......................................................................................................................................... 25 Проверка зависимости коэффициента от времени суток......................................................... 25 Проверка зависимости коэффициента от года .......................................................................... 27 Проверка зависимости коэффициента от положения на Солнце ............................................ 30 Заключение......................................................................................................................................... 31 Список литературы .......................................................................................................................... 33 Введение Строение Солнца Рис. 1. Строение солнечных оболочек. В центре находится ядро, фотосфера – видимая поверхность Солнца. Окружает его корона, которую можно увидеть только во время солнечных затмений, в виду ее сильной разреженности. При изучении физики Солнца обычно выделяют следующие зоны: ядро, радиационную зону, конвективную зону, фотосферу, хромосферу, переходный слой и корону. Центральная часть Солнца – ядро, в котором протекает термоядерная реакция, в результате которой из четырех протонов образуется He4. Этот процесс происходит при температурах порядка 10 МК. Энергия ядра проходит сквозь все слои, вплоть до фотосферы, имеющей температуру ≈ 5 тыс. К. Фотосфера излучает в видимом диапазоне. Здесь скорость вращения вещества значительно снижается по сравнению с ядром, а также вращение очень неравномерно – экваториальная область и полюса имеют разные скорости. 3 Корона – внешняя оболочка Солнца. В среднем ее температура составляет порядка 1 МК. Она излучает на более коротких длинах волн по сравнению с фотосферой. Вопрос столь высокой температуры короны до сих пор не раскрыт. Это главный вопрос физики Солнца на сегодняшний день. Солнечная корона То, каким образом человеческий глаз видит Солнце или другие звезды нашей Галактики, полностью определяется оптическим видимым излучением с их поверхности, называемым фотосферой. Оптическое излучение присутствует и в солнечной атмосфере и имеет значительно меньший порядок интенсивности, а также может наблюдаться только, когда солнечный диск полностью скрывается, например, во время затмения. Это излучение и определяет солнечную корону. Принято разделять солнечную корону на три зоны, каждая из которых меняет свои размеры в течение солнечного цикла: области активности, спокойные области Солнца и корональные дыры. В зонах активности температура излучения составляет ~ 5 – 20 МК. Активность Солнца обычно принимает форму корональных петель, где плазма распространяется вдоль замкнутых линий магнитного поля, которые оставляют две точки пересечения с поверхностью Солнца, видимых как солнечные пятна. Также наблюдаются корональные выбросы массы, что является источником медленного солнечного ветра, когда некоторая часть вещества выбрасывается мощным быстрым потоком за пределы атмосферы Солнца. С противной стороны, корональные дыры – источник быстрого солнечного ветра, где плазма движется вдоль открытых линий магнитного поля. 4 Магнитный цикл Солнечный магнитный цикл длится около 11 лет, в течение которых полярность магнитного поля Солнца сменяется на противоположную, резко изменяя суммарное излучение на многих длинах волн. Общий магнитный поток достигает максимума на пике цикла и падает до нижнего уровня в минимуме. Поскольку многие механизмы излучения непосредственно связаны с диссипацией магнитной энергии и соответственно нагревом плазмы, излучение на этих длинах волн тоже определяется максимумами и минимумами солнечного цикла (мягкий и жесткий рентгеновский диапазон, радио волны). Циклическое появление солнечных пятен может быть объяснено с точки зрения инверсии общего магнитного поля Солнца, которое переходит из изначально полоидального в тороидальное поле под влиянием различных ротаций, согласно модели Х. Бэбкока, предложенной в 1961 г. Причиной цикличности поля является динамо-эффект, который осуществляется под действием внутреннего магнитного поля в области тахоклина (тонкий пограничный слой, находящийся между лучистой зоной и конвекционной зоной) на дне конвекционной зоны. Там сильное магнитное поле порядка 100,000 Гс периодически усиливается и ослабляется и время от времени над поверхностью фотосферы появляются магнитные заполненные потоком плазмы трубки, которые видны как биполярные пары солнечных пятен. Различные ротации поверхности делают новые возникшие поля постепенно более тороидальными, пока поверхностная диффузия посредством гранульной конвекции не разрушает поле и меридиональные потоки не начнут перемещать фрагменты по направлению к полюсам. Поверхностная диффузия все больше нейтрализует тороидальную компоненту поля в продолжение затухающей фазы цикла, так что слабое полоидальное поле остается в минимуме цикла. Когда внутреннее динамо усиливает поле 5 тахоклина снова, количество плазменных трубок возрастает и цикл начинается заново. Магнитное поле Солнечное магнитное поле определяет динамику и топологию всех корональных явлений. Нагретая плазма движется вдоль линий магнитного поля и только частицы большой энергии могут распространяться поперек них. Корональные петли – это не более, чем трубки, наполненные горячей плазмой, повторяющие форму коронального магнитного поля, где диффузные течения поперек поля невозможны. Существуют две различные магнитные зоны в солнечной короне, которые обладают фундаментально разными свойствами: области открытого и замкнутого магнитного поля. Области открытого магнитного поля, которые обычно находятся на полюсах и иногда тянутся к экватору, связывают солнечную поверхность с межпланетным пространством и являются источником быстрого солнечного ветра (≈ 800 км c-1). Следствие конфигурации открытого магнитного поля – эффективное перераспределение плазмы внутрь гелиосферы всякий раз, когда плазма хромосферы нагревается в точках пересечения с поверхностью. Области замкнутого поля, наоборот, содержат в основном замкнутые линии внутри короны, достигающие высоты одного солнечного радиуса, размыкающиеся на больших высотах, достигающие, в итоге, гелиосферу. Они являются источником медленного солнечного ветра (≈ 400 км c-1). Области замкнутого магнитного поля, содержащие все яркие и сверхплотные корональные петли, появляются при заполнении хромосферной плазмой, которая остается вмороженной в эти замкнутые линии магнитного поля. Для петель, достигающих высоты более одного солнечного радиуса, заключенная в них плазма начинает вытекать наружу, потому что тепловое давление плазмы превышает слабое давление магнитного поля, спадающее с высотой. 6 Магнитное поле на поверхности Солнца очень неоднородное. Оно имеет наибольшую силу в районе солнечных пятен, достигая величины B = 2000 – 3000 Гс. Группы солнечных пятен диполярны, ориентированы в направлении восток-запад (главное пятно находится чуть ближе к экватору) с изменением преобладающей полярности в обоих полушариях, согласно периодичности в 11 лет. Зоны активности включают в себя более обширные области вокруг солнечных пятен со средним значением поля в фотосфере B ≈ 100 – 300 Гс и содержат мелкомасштабные вкрапления с характерным полем B ≈ 1100 Гс. Фоновое магнитное поле спокойных областей Солнца и внутри корональных дыр B ≈ 0.1 – 0.5 Гс, хотя абсолютное значение поля для некоторых отдельных участков достигает B = 10 – 50 Гс. Температурная структура Физическое обоснование высокой температуры солнечной короны является одной из фундаментальных проблем астрофизики, так как она кажется опровержением второго закона термодинамики. Средняя температура границы фотосферы T = 5785 К (падающая до T ≈ 4500 К в областях солнечных пятен) быстро возрастает при переходе к солнечной короне. Дальше в гелиосфере корональная температура медленно спадает до значения T ≈ 105 К на расстоянии 1 а.е. Температурная структура солнечной короны далека от однородности. Оптически тонкое излучение от короны в мягком рентгеновском диапазоне или в вакуумном ультрафиолете влечет за собой сверхплотные структуры, заполненные горячей плазмой. Единственный доступный резервуар – это хромосфера, которая очевидно должна быть нагретой во многих областях, чтобы снабдить корональные петли горячими потоками плазмы. Так как тепловое давление как правило меньше магнитного, движение плазмы происходит только в одном направлении, вдоль линий магнитного поля, в то время, как движение поперек совершенно невозможно. Следствием этого является то, что каждая корональная петля представляет собой термически 7 изолированную систему, имеющую только крошечные хромосферные точки пересечения с поверхностью, клапаны для быстрого обмена теплом и веществом. Поскольку нагревание петель в местах пересечения с поверхностью должно иметь пространственную и временную нестационарность, энергетический поток и установившаяся температура на выходе каждой петли различны, когда квазистационарность скорости теплового движения достигнута. Следовательно, полагают, что корону составляет множество заполненных плазмой петель с различными температурами, более холодные видны в вакуумном ультрафиолете, а более горячие светятся в мягком рентгеновском излучении. Области открытого поля, такие как корональные дыры, имеют самые низкие температуры T ≤ 1 МК; тогда как зоны активности самые горячие T ≈ 1 – 2 МК. Области открытого поля выглядят холоднее, так как перемещение плазмы там очень эффективное, а для мест, где силовые линии замкнуты, горячее, потому что нагретая плазма там вморожена и не может так просто вытекать наружу. Разница температур между спокойным Солнцем и зонами активности – следствие различных скоростей возникновения магнитных потоков на поверхности, степени нагретости, потерь на проводимость, излучение, солнечный ветер. Концентрация Концентрация частиц в Короне и даже в хромосфере намного ниже, чем самый высокий вакуум, полученный в любой лаборатории на Земле. Электронная плотность солнечной короны варьируется от ≈ 106 см-3 на верней короне (на высоте одного солнечного радиуса) до ≈ 10 9 см-3 в основании спокойных областей, и может возрасти до ≈ 1011 см-3 внутри вспышек петель. Переходная область в основании солнечной короны четко разграничивает, где концентрация частиц в хромосфере возрастает на несколько порядков по сравнению с короной, и температура падает ниже 8 11,000 К, температуры ионизации водорода. Поэтому хромосферная плазма только частично ионизована, в то время как плазма короны – полностью. Радиационный спектр Наша земная атмосфера непрозрачна для излучения Солнца и звезд на многих длинах волн, исключая два спектральных диапазона, оптическое и радио излучение. Поэтому только запускаемые в космос спутники позволяют составить полную картину физики Солнца, предоставляя информацию на всех спектральных длинах, покрывая гамма лучи, жесткое рентгеновское излучение, мягкое рентгеновское излучение, рентгеновский ультрафиолет, вакуумный ультрафиолет и ультрафиолет. SDO SDO (Solar Dynamics Observatory) – это проект NASA, нацеленный на получение информации о физических процессах, проистекающих на Солнце, и осуществляемый с 2010 г. Задачей SDO является выяснение Рис. 2. Спутник SDO. На его борту находятся приборы для наблюдения за Солнцем EVE, HMI и AIA, а также две матрицы и две антенны с высоким усилением. 9 влияния событий Солнца на Землю и околоземное пространство путем изучения солнечной атмосферы в узких масштабах пространства и времени одновременно на многих длинах волн. SDO исследует, как формируется солнечное магнитное поле, его структуру, как его запасенная магнитная энергия преобразуется и попадает в гелиосферу и геопространство в форме солнечного ветра, частиц, и вариаций солнечного излучения. Запуск SDO при помощи ракетного разгонного блока был осуществлен 11 фев. 2010 г. SDO производит наблюдения на геосинхронной орбите. SDO – стабилизированный по трем осям космический аппарат с двумя матрицами Солнца и двумя антеннами с высоким коэффициентом усиления, которые при поворотах орбиты остаются направленными в сторону Земли. Он содержит три инструмента: EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment, T. N. Woods, 2010), HMI (Helioseismic and Magnetic Imager, J. Schou, 2011) и AIA (Atmospheric Imaging Assembly, James R. Lemen, 2011). AIA AIA состоит из четырех телескопов, которые выводят изображения целого солнечного диска, включая хромосферу и корону, размером 4096×4096 пикс высокого разрешения (0.6՛՛/пикс) с задержкой в 12 секунд, и имеет 10 узкополосных фильтров. 7 из них находятся в вакуумном ультрафиолете и покрывают температурный диапазон от 5×104 K до 2×107 K, а 3 – в видимом ультрафиолете. Каналы, по которым возможно получать изображения со спутника: 094 Å, 131 Å, 171 Å, 193 Å, 211 Å, 304 Å, 335 Å, 1600 Å, 1700 Å, 4500 Å. 10 Рис. 3. Графики температурных откликов для шести каналов вакуумного ультрафиолета. Для шести каналов: 94 Å, 131 Å, 171 Å, 193 Å, 211 Å и 335 Å на рис. 1 представлены графики их температурных откликов. Постановка проблемы В настоящее время ученые не смогли прийти к единому мнению относительно механизмов нагревания солнечной короны по сравнению с поверхностью Солнца в 1000 раз. Этот факт находится в противоречии со вторым термодинамическим законом, и поэтому требует построения новой уникальной модели, которая объяснит физические принципы данного феномена. Выделение горячей плазмы на изображениях, получаемых с AIA/SDO, который не содержит фильтра, пропускающего излучение только горячей плазмы, может помочь в решении данной проблемы, потому что, очевидно, именно в тех областях, где содержится горячая плазма находится источник аномального нагревания плазмы. 11 Обзор предыдущих работ по данной тематике К проблеме нагрева солнечной короны уже обращались ранее. В работах «A systematic survey of high-temperature emission in solar active regions» и «Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO Fe XVIII images» использовалась согласная теоретическому расчету комбинация изображений Солнца 94 Å, 193 Å и 171 Å для получения изображения, содержащего только вклад горячей плазмы. «Solar dynamics observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions» использует очищение 94 Å от вклада холодной плазмы, отражаемого фильтром 171 Å, после чего с помощью графиков попиксельной засветки устраняется вклад теплой плазмы с канала 335 Å. Наконец, в «Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with the Solar dynamics observatory in non-flaring active region cores» использовались данные спектрометра, чтобы получить трехцветное изображение как комбинацию данных трех каналов: 171 Å, 335 Å и 94 Å, где каждый цвет соответствует определенной солнечной структуре. Solar dynamics observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions (Reale, F., Guarrasi, M., Testa, P., DeLuca, E.E., Peres, G.) Яркая корона состоит из магнитных петлеобразных трубок, которые заполнены нагретой плазмой. Предполагают, что плазму нагревают быстрые энергичные импульсы, так называемые нановспышки посредством очень локализованного перераспределения магнитного переплетаемого и скручиваемого хаотическими движениями поля, точек пересечения на фотосфере. Хотя импульсные события, как предполагается, малы и обладают высокой скоростью, ожидается, что они производят горячие выбросы ~ 10 МК даже в отсутствие вспышек. Однако убедительных доказательств этого до сих пор не было представлено. 12 Недавно было показано, что структура корональных петель, состоящая из тонких нитей, нагреваемая посредством импульсов до ~ 10 МК, может объяснить явление увеличения размытости изображений выбрасываемой плазмы с ростом температуры. Эта модель также предсказывает, что размытие будет меньше для полос, чувствительных к температурам более 3 МК. Здесь показывается, что данное предсказание имеет место быть, что подтверждено SDO наблюдениями зон активности. Положим, что в петлях, состоящих из множества нитей, которые заполняют активные зоны, продолжительность каждого энергетического всплеска значительно меньше, чем характерные плазменные времена излучения и охлаждения. Когда нагревательный импульс заканчивается, плазма охлаждается экспоненциально. Если каждая нить нагревается нечасто, то есть время между нагревающими событиями сравнимо или более, чем радиационное время охлаждения, то плазма внутри нити будет высокотемпературной только в течение короткого времени, а большую часть времени будет холодной. Следовательно, в данное время, только немногие нити будут очень горячими, и большинство из них будут значительно холоднее, чем их максимальная температура. Если нановспышки являются уменьшенной версией корональных вспышек, можно ожидать пик температуры ~ 10 МК. С другой стороны, пока плазма такая горячая, ее испускание незначительно из-за ее низкой плотности: плотность (и яркость), определяемая хромосферой, имеет более длительные временные рамки, чем длительность тепловых импульсов. Значит, нити становятся яркими, когда плазма уже остыла и остаются яркими, пока не вытечет значительное количество плазмы. В этой работе ожидается видеть несколько горячих 10 МК и множество холодных 3 МК нитей в зонах активности. Исследуются каналы 94 Å, 171 Å и 335 Å. Каждый из них имеет свою чувствительность к солнечным корональным выбросам, что выражается в 13 разности показателя сигнал-шум. Для более значительного отличия активных областей по разным каналам, и чтобы избежать побочных эффектов различного уровня шума, изображения суммируются по нижним каналам интенсивности: вначале, изображения выравниваются для каждого канала, далее добавляются 30 последовательных изображений по 94 Å и 3 по 335 Å (шум ~ 3-4 % для каждого из каналов). Конечные изображения выравниваются снова. В течение взятого интервала времени ≈ 7 мин, исследуемая область изменяется лишь на несколько процентов, поэтому возможно применять суммирование. Исследуется отдельно взятая область солнечной активности. 94 Å и 335 Å подходят для тестирования предсказания модели, причем первый из этих каналов дает более контрастное изображение. Их максимумы излучения составляют ~ 8 МК и ~ 3 МК соответственно. Пик 171 Å приходится на ≈ 0.8 МК. 94 Å дает изображение не только горячей плазмы, в то время как 171 Å делает возможным локализовать холодную. Таким образом, можно вычислить ожидаемый вклад холодной плазмы на 94 Å (~ 1 МК), так как допустимо считать, что пики излучения холодной плазмы совпадают для этих двух каналов. Результат вычета вклада холодной плазмы отражает рис. 4. Рис. 4. Метод отделения областей горячей плазмы. Использовались два канала – первое и второе изображение демонстрируют данные со спутника, а третье – результат вычитания. На нем видна только горячая плазма. 14 Чтобы отделить горячую (> 6 МК) и более холодную (~ 3 МК) плазму используются графики попиксельной засветки. С их помощью было установлено большее среднеквадратичное отклонение от среднего для 94 Å, чем для 335 Å. Далее попиксельно выравниваются интенсивности. Таким образом представляется возможным локализовать нагревательные импульсы, то есть нановспышки, которые служат источником энергии зон активности солнечной короны. A systematic survey of high-temperature emission in solar active regions (Warren, H. P., Winebarger, A. R., Brooks, D. H.) Вклад различных температур внутри солнечной атмосферы дает возможность представить, каким образом происходит процесс ее нагрева. Например, корональные петли при температуре ~ 1 МК, как правило, имеют очень узкое распределение температуры и постоянно находятся в процессе эволюции, они далеки от состояния равновесия. Излучение короны на более высоких температурах ~ 4 МК ведет себя иначе. Есть некоторые свидетельства того, что высокотемпературное излучение в ядре зоны активности близко к равновесию, что указывает на то, что нагревающие события должны происходить с высокой частотой, чтобы предотвратить охлаждение петель. Согласно недавнему исследованию, короткие петли, более горячие, имеют высокий максимум температуры, и поскольку нагревающие события случаются часто, они близки к равновесию. Для более протяженных петель, нагретых слабее, максимум находится ниже. Для подобных петель равновесное состояние не достигается какой бы ни была частота событий нагревания. Хорошо известно, что количество высокотемпературного излучения измеряется суммарным скалярным магнитным потоком, и в данной работе использовали эту величину, чтобы параметризовать исследуемую область активности. Было отобрано 15 изображений, охватывающих широкий спектр значений магнитного потока (1021 – 1023 Мкс). Для каждой области 15 вычислялась дифференциальная мера эмиссии (ДМЭ) в ядре зоны активности, используя данные с EUV Imaging Spectrometer (EIS) и Atmospheric Imaging Assembly (AIA). Основное внимание в работе было сконцентрировано на интенсивностях, измеряемых в области между точками пересечения петель с поверхностью, где возможно получить значения, соответствующие свойствам вершины петель. Измерения всей зоны активности потенциально могут сочетать излучения из точек пересечения петель с поверхностью и из охлаждающихся петель и могут потребовать обработки всей модели активной области. Для лучшего ограничения ДМЭ на высоких температурах был представлен новый метод для изолирования излучения Fe XVIII, регистрируемого каналом AIA 94 Å. Наблюдения линий излучения на очень высоких температурах крайне важны для ограничения распределения МЭ выше 5 МК. Результаты этого метода были градуированы под спектроскопические наблюдения Fe XVIII на 974.86 Å. Было установлено, что для областей с существенным магнитным потоком ДМЭ в ядре зоны активности имеется сильный максимум в районе 4 МК, что согласуется с предыдущими результатами. Для областей более слабых магнитных полей количество высокотемпературного излучения значительно меньше и ДМЭ становится шире, что согласуется с анализом. Исследование распределений МЭ с ярко выраженными максимумами в ядрах зон активности – сложная задача для модели коронального нагрева посредством нановспышек. Пространственные масштабы, ожидаемые от перераспределения линий магнитного поля, слишком малы относительно 1՛՛ (725 км) разрешения, достигнутого средствами современных приборов. Корональные петли, должно быть, состоят из множества неразрешимых нитей, имеющих разную степень нагретости. Это предполагает, что температурное распределение должно быть широким. Ранее для описания физики корональных петель использовались модели гидродинамики, но 16 данное исследование показало их несостоятельность, так как распределение температуры в ядре зон активности действительно имеет ярко выраженный максимум. В данной работе исследовался канал 94 Å. Его линии излучения формируются на температурах 7.1 МК, что означает сходство зависимости интегральной интенсивности от магнитного потока с рентгеновским диапазоном. Но данный фильтр пропускает также излучение с более низкими температурами. Было взято усредненное по времени изображение, для которого исходные данные собирались в течение часа, с целью устранить шум. Однако, это привело к некоторому смазыванию картинки. Излучение теплой плазмы близко к тому, что дает фильтр 193 Å. Детальное изучение петель вблизи ярких участков изображения показало, что там присутствует вклад холодной плазмы температур 171 Å. Поэтому опытным путем необходимо установить необходимую комбинацию изображений, формируемых фильтрами 171 Å и 193 Å, чтобы убрать искажающий картину вклад более холодной плазмы. Результат представлен на рис. 5. Рис. 5. Метод отделения областей горячей плазмы. Использовались три канала – первое, второе и третье изображения демонстрируют данные со спутника, а четвертое – результат вычитания согласно расчетам. На нем видно только излучение Fe XVIII, происходящее на высоких температурах. Далее строилась функция суммарной интенсивности в зависимости от общего скалярного магнитного потока. После чего в работе следует детальный анализ активных зон. 17 Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO FeXVIII images (Ugarte-Urra, I., Warren, H. P.) Скорость, с которой энергия поступает в корональные петли зон активности – важное ограничение на модель распределения температуры в солнечной короне. Причиной стали низкая и высокая частоты нагрева, где низкая частота означает, что временной интервал между событиями, способствующими подводу тепла, длиннее, чем характерные масштабы охлаждения петель, а если короче, то это причина нагрева. Отсутствие холодных петель в диапазоне мягкого рентгеновского излучения в центре зон активности указывает на то, что это источник эффективного устойчивого нагревания, поддерживающего петли на высоких температурах. Наличие петель с температурой ≈ 106 К, излучающих на более высоких температурах, возможно, однако, и в других активных областях. Следовательно, малая частота нагревания также играет определенную роль в формировании корональных петель. И низкая, и высокая частота нагревания важны при образовании петель, но каждая преобладает на разных стадиях эволюции активных зон. Данная работа нацелена на исследование временной эволюции петель в активных областях. Делается простое приближение флуктуаций интенсивности ядра активной зоны и измерения временных масштабов нагревания. Основной частью работы является измерение энергий событий и их оценочного вклада в энергию всей короны Солнца. Также используются флуктуации отдельных пикселей для описания динамики всей области солнечной активности. Здесь для отделения горячей плазмы, линии излучения которой доступны для фильтра 94 Å, используется экспериментальный метод расчета вклада теплой плазмы, которой можно учесть используя данные фильтров 193 Å и 171 Å (рис. 6). Шум устранялся путем суммирования последовательности изображений. 18 Рис. 6. Аналогия с предыдущей работой: получение излучения Fe XVIII, происходящего на высоких температурах. Исследование демонстрирует, каким образом динамика зоны активности может быть охарактеризована такими свойствами, как частота увеличений интенсивностей, продолжительностью во времени этих событий и их амплитудами. В ходе работы были получены характерные распределения для ряда зон активности, зафиксированы их изменения по мере угасания активности области и найдена минимальная частота нагревающих событий. Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with the Solar dynamics observatory in non-flaring active region cores (Testa, P., Reale, F.) Вопрос, каким образом, равномерно и непрерывно или в форме дискретных, быстрых, интенсивных импульсов, магнитная энергия переходит в тепловую, до сих пор не имеет однозначного ответа. Это трудно установить из-за ряда физических и технических факторов: большая теплопроводность вдоль магнитных линий, малый объем выбросов горячей плазмы, ограниченное пространственное и временное разрешение. Также сложность состоит в чрезвычайно тонкой структуре короны: магнитные потоковые трубки, которые фиксируют в пространстве яркую корональную плазму, состоят из множества тонких нитей, размеры сечения которых меньше разрешения современных телескопов. Поэтому только дополнительный анализ способен решить поставленную задачу. Наличие или отсутствие горячей плазмы указывает на импульсное или же постепенное нагревание плазмы короны. 19 В этой работе соотносятся данные спектрометра и изображений солнечной короны. Использовались полосы пропускания 171 Å, 335 Å, 94 Å, и 193 Å. Все последовательности изображений были выровнены относительно масштаба и угла поворота, каждая вертикальная полоса изображения была наиболее приближена по времени к спектрограмме, серии наблюдений были усреднены по всему времени наблюдений и были скомбинированы данные трех каналов: 171 Å, 335 Å и 94 Å для получения трехцветного изображения, причем каждый цвет характеризует определенную структуру солнечной короны. Области с преобладанием 94 Å соответствуют высокотемпературной плазме с примесями более холодной. Чтобы вычесть теплую компоненту, используется эмпирически найденное сочетание вкладов 171 Å и 193 Å. Таким образом, устанавливается соответствие между изображениями, где присутствует только горячая плазма, и интенсивностью излучения Ca XVII, наблюдаемой на спектрограммах. Результат выделения солнечных структур представлен на рис. 7. Рис. 7. Метод отделения областей горячей плазмы, соответствующих розовому цвету на изображении. На первом и втором изображении каждый цвет из трех соответствует определенной солнечной структуре. Третье – область активности. Итак, в данной работе были выделены цветом на общем изображении области, содержащие только горячую плазму, и установлено время пространственной изменчивости и временной эволюции плазмы от 12 сек до 2 нед. 20 Решение проблемы Фильтр AIA на длине волны 94 Å совпадает с центром поглощения спектральной линии Fe XVIII 93.93 Å с температурой образования 7×106 K, излучение которого может преобладать в зонах активности и вспышках. Также в зонах активности наблюдается излучение с температурой ≈ 10 МК линий Fe VIII, XX, XXIII, которые регистрируются посредством фильтра 131 Å. Другие ионы, такие как Fe IX, наблюдаемые на длине 171 Å, также вносят клад в эти полосы, но они преобладают в областях спокойного Солнца, что ограничивает количественные диагностические возможности данных каналов. Устранив вклад более холодной плазмы, станет возможным наблюдать картину распределения в короне Солнца только горячей плазмы. Описание метода Для решения поставленной задачи проводился анализ получаемых с телескопов AIA спутника SDO изображений. Были взяты снимки, формируемые фильтрами AIA на длинах волн 171 Å, 131 Å и 94 Å. Снимки, произведенные на длине 171 Å, содержат информацию об участках солнечной короны, содержащих только холодную плазму. В то время, как на длинах 131 Å и 94 Å видна смесь излучения активных зон, то есть области дислокации горячей плазмы более 7 МК, где каждый из двух фильтров имеет свой максимум на разных температурах, и спокойных областей холодной плазмы. Важно заметить, что положения максимумов излучения спокойных областей для каждого фильтра не имеют большого отличия и находятся в районе 700 тыс. К. Таким образом, производя вычитание картин распределения интенсивностей излучения, полученных с SDO, либо 94 Å – 171 Å, либо 131 Å – 171 Å (в дальнейшем будем рассматривать только одну из разностей в виду их аналогии) получим изображение единственно горячей плазмы 21 короны, исключая холодную, соответствующую спокойным областям Солнца. Конечно, необходимо учесть, что интенсивность пиков излучения на 700 тыс. К будет разной для каждого канала. Это свойство будет учтено посредством введения коэффициента a. Итак, для I94 – a * I171, где I94 - интенсивность излучения на длине 94 Å, а I171 - интенсивность излучения на длине 171 Å необходимо установить a, при котором данная разность будет минимальна, а изображение будет полностью очищено от холодной плазмы. Решим задачу минимизации для каждой точки исследуемой области, применив метод наименьших квадратов: ∑(𝐼94 − 𝑎 ∗ 𝐼171 )2 → 𝑚𝑖𝑛, при 𝑎 = 𝑎∗ 𝑖 => 𝑎∗ = ∑𝑖 𝐼94 ∗ 𝐼171 ∑𝑖 𝐼171 2 Был отобран ряд локальных областей солнечной короны, где заведомо горячей плазмы быть не может, а потому ничто не исказит значение искомого a*, который отражает обратное соотношение интенсивностей пиков излучения на ≈ 700 тыс. К для двух каналов. Для подобных областей был рассчитан коэффициент a*. После его усреднения по всей серии экспериментов было установлено его значение, которое было принято истинным для всей области исследования. После произведения вычитания всей области исследования была получена картина распределения в короне Солнца горячей плазмы (рис.8 и рис.9), которая отражает нахождение зон активности. На третьей картинке рис. 2 можно видеть активность при температурах ~ 7 МК. Соответственно нижняя картинка рис. 3 соответствует областям активности ~ 10 МК. 22 Рис. 8. SDO/AIA наблюдения короны Солнца на длинах 171 Å и 94 Å (два верхних изображения). Содержат участки, где присутствует горячая плазма, но они трудно различимы среди общей плазменной массы. Нижний снимок наглядно демонстрирует результат вычитания двух предыдущих. На нем остались видны только области, содержащие горячую плазму с температурой порядка 5 МК. 23 Рис. 9. Аналогично предыдущему рисунку. Здесь были взяты снимки на длинах волн 171 Å и 131 Å. Результатом вычитания служит плазма с температурой порядка 10 МК. 24 Результаты Для определения свойств коэффициента вычитания была экспериментально проверена его зависимость от времени суток, года и исследуемой пространственной области солнечного диска. В результате установлено, что a не зависит от времени суток, возрастает с увеличением года наблюдения и в среднем падает при движении от центра диска к периферии. Проверка зависимости коэффициента от времени суток Рис. 10. SDO/AIA наблюдение короны Солнца на длине 171 Å. Выделенные квадратные области использовались для определения динамики флуктуаций искомого коэффициента вычитания в течение суток. Для установления динамики коэффициента в течение суток на снимке части Солнечного диска (рис.10) были выбраны 3 локализованные области, ограниченные белой рамкой и пронумерованные. Предположительно, они включают в себя только спокойные области, где присутствует только холодная плазма, к тому же можно пренебречь вращением Солнца за рассматриваемый промежуток времени ввиду его малости. 25 Рис. 11. Графики отражают изменение коэффициента вычитания в течение суток соответственно для областей 1, 2, 3, отмеченных на снимке короны SDO/AIA. Из графиков следует, что суточные изменения коэффициента a незначительны, и ими можно пренебречь при произведении вычитания изображений. 26 Были взяты шесть разных временных точек, которые соответствуют повторному вычислению a для каждой из трех областей и построена зависимость изменения коэффициента с течением времени (рис.11). Как следует из графиков, значение коэффициента незначительно флуктуирует со временим, что указывает на отсутствие его изменения за день. Следовательно, искомый коэффициент вычитания является достаточно устойчивой величиной, которой удобно пользоваться для обнаружения областей горячей плазмы. Проверка зависимости коэффициента от года год 94 Å 131 Å 2011 a = 0.00609 a = 0.03163 2012 a = 0.00737 a = 0.03804 2013 a = 0.00815 a = 0.04066 2014 a = 0.01024 a = 0.05291 Табл. 1. Таблица отражает динамику коэффициента вычитания относительно года. Во второй колонке представлены значения для фильтра 94 Å, а в третьей – для 131 Å. В обоих случаях наблюдается рост коэффициента a с течением времени, что имеет объяснение с точки зрения физики. Рис. 14. График изменения коэффициента в зависимости от года для длины 94 Å. Наблюдения короны Солнца производились с точностью до числа с разницей в год (от 2011 г. до 2014 г.) Его значительное изменение может быть обусловлено солнечным циклом или диффузией пленок, напыляемых на зеркало телескопа. Его ежегодное возрастание следует учитывать при применении данного метода. 27 Рис. 15. Аналогичная предыдущему графику зависимость годичного роста коэффициента подтверждена и для длины 131 Å. Все выводы предыдущего эксперимента справедливы и здесь. Чтобы определить имеющуюся зависимость коэффициента вычитания от года наблюдений был взят коэффициент для серии изображений, полученных с разницей в год с 2011 по 2014 гг. Результат этого исследования отражает табл. 1, из которой можно установить его стабильный рост. Динамику коэффициента можно проследить по графикам: рис. 14 и рис. 15. Для обоих фильтров наблюдается линейный рост коэффициента a со временем. Рис. 12. Схематическое строение пленок, применяемых для изготовления зеркал телескопов. Используются разные специально подобранные показатели преломления и толщины пленок для изменения свойств получаемого спектра излучения. 28 Рост коэффициента имеет объяснение, если обратить внимание на технологию изготовления зеркал телескопов. В процессе производства зеркал используется напыление тонких пленок, имеющих разные коэффициенты преломления (рис. 12), для того, чтобы получать изображения в определенном волновом диапазоне. Рис. 13. Изначально фильтр настроен на пропускание минимального количества линий – спектр пропускания ограничен сплошной линией. В 94 Å попадает горячая линия и холодная. Со временем пропускание пленок, наслоенных на зеркала телескопа, становится шире, что отражает пунктирная линия, а интенсивность максимума излучения падает. Со временем пленки диффундируют друг в друга, что приводит к уширению спектра пропускания. Как видно из рис. 13, интенсивность максимума и ширина пропускания со временем падает, а значит, падает и интенсивность линий горячей и холодной плазмы, причем, не линейно. К тому же для всех используемых фильтров это изменение происходит независимо. Итак, при применении данного метода вычитания необходимо учитывать временные масштабы порядка года. 29 Проверка зависимости коэффициента от положения на Солнце Рис. 16. SDO/AIA наблюдение короны Солнца на длине 171 Å. Выделенные квадратные области использовались для установления зависимости определяемого коэффициента от радиуса Солнца. Определение зависимости коэффициента от положения на солнечном диске было сделано с помощью выделения девяти локализованных участков, ограниченных на рис. 16 белыми рамками, где был измерен коэффициент a. Получившийся график его зависимости от удаленности от центра солнечного диска представлен на рис. 17. С среднем, заметна тенденция его уменьшения от центра к периферии. Это можно объяснить тем, что телескоп регистрирует больше излучения, исходящего из центра диска, чем того, которое соответствует 30 пограничным областям, так как предполагается, что большая часть лучей распространяется в направлении перпендикулярном поверхности Солнца. Значит, при применении данного метода выделения горячей плазмы на изображении Солнца, необходимо брать только области небольших пространственных масштабов. Рис. 17. Полученная зависимость демонстрирует довольно сильное влияние положения исследуемой области на Солнце. Его следует принимать во внимание при исследовании областей горячей плазмы, так как коэффициент вычитания ощутимо изменяется в зависимости от положения. Заключение В данной работе для очистки изображений AIA/SDO от холодной плазмы подбирался коэффициент, с которым необходимо из 94 Å или 131 Å, в спектре которых присутствуют и холодные, и горячие линии, вычесть 171 Å, состоящий только из холодной плазмы. Для этого выбирались участки, где заведомо нет солнечной активности, и в них был определен искомый коэффициент соотношения интенсивностей холодных линий. После чего этот же коэффициент был применен ко всей области, то есть при вычитании из 94 Å или 131 Å 171 Å с этим коэффициентом. В результате, было получено изображение, отражающее только области активности Солнца. 31 При проверке поведения коэффициента в течение суток было установлено, что его значение остается постоянным, что указывается на возможность нахождения такого коэффициента и простоту его применения. Однако, от года к году он требует перерасчета, так как наблюдается его рост приблизительно на одну значащую цифру за год. Также данный метод позволяет исследовать только небольшие области, в виду того что этот коэффициент имеет зависимость от местоположения на солнечном диске в зависимости от удаленности от его центра. Разработанный метод можно применять для построения изображений горячей плазмы небольших участков Солнца. Коэффициент необходимо рассчитывать для каждого участка Солнца в отдельности. 32 Список литературы Reale, F., Guarrasi, M., Testa, P., DeLuca, E.E., Peres, G., Golub, L., 2011, ApJ, 736L, 16R Warren, H. P., Winebarger, A. R., Brooks, D. H., 2012, ApJ, 759, 141W Ugarte-Urra, I., Warren, H. P., 2014, ApJ, 783, 12U Testa, P., Reale, F., 2012, ApJ, 750L, 10T Markus J. Ashwanden, Physics of the Solar Corona James R. Lemen, Alan M. Title, David J. Akin, et al., 2011, Solar Phys., 275:17–40, doi 10.1007/s11207-011-9776-8 J. Schou, P.H. Scherrer, R.I. Bush, 2011, Solar Phys., 275:229–259, doi 10.1007/s11207-0119842-2 T.N. Woods, F.G. Eparvier, R. Hock, 2010, Solar Phys., 275:115–143, doi 10.1007/s11207009-9487-6 33
