Солнечно-земная физика, 2024, № 3
Бесплатно
Новинка
Основная коллекция
Издательство:
Институт солнечно-земной физики СО РАН
Наименование: Солнечно-земная физика
Год издания: 2024
Кол-во страниц: 158
Количество статей: 15
Дополнительно
Вид издания:
Журнал
Артикул: 349900.0044.01
Тематика:
ББК:
УДК:
ОКСО:
- ВО - Бакалавриат
- 03.03.01: Прикладные математика и физика
- ВО - Магистратура
- 03.04.01: Прикладные математика и физика
- 03.04.02: Физика
- ВО - Специалитет
- 03.05.01: Астрономия
- Аспирантура
- 03.06.01: Физика и астрономия
ГРНТИ:
Скопировать запись
Фрагмент текстового слоя документа размещен для индексирующих роботов
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА
Издается с 1963 года
ISSN 2712-9640
DOI: 10.12737/issn.2712-9640
Том 10. № 3. 2024. 157 с.
Выходит 4 раза в год
СМИ зарегистрировано Федеральной службой по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций (Роскомнадзор). Регистрационный номер ЭЛ № ФС 77 — 79288 от 2 октября 2020 г.
Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки
Ордена Трудового Красного Знамени Институт солнечно-земной физики
Сибирского отделения Российской академии наук
Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук»
SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS
The edition has been published since 1963
ISSN 2712-9640
DOI: 10.12737/issn.2412-4737
Vol. 10. Iss. 3. 2024. 158 p.
Quarterly
Registered by Federal Service for Supervision
of Communications, Information Technology
and Mass Media (Roscomnadzor). Registration
Number EL No. FS 77 — 79288 of October
02, 2020
Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences
Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences
Состав редколлегии журнала
Editorial Board
Жеребцов Г.А., академик РАН —
главный редактор, ИСЗФ СО РАН
Zherebtsov G.A., Academician of RAS, Editor-in-Chief,
ISTP SB RAS
Степанов А.В., чл.-к. РАН —
заместитель главного редактора, ГАО РАН
Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,
Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS
Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук —
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН
Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),
Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS
Члены редколлегии
Members of the Editorial Board
Абраменко В.И., д-р физ.-мат. наук, КРАО
Abramenko V. I., D.Sc. (Phys.&Math.), CRAO
Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ
Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU
Благовещенская Н.Ф., д-р физ.-мат. наук, ААНИИ
Blagoveshchenskaya N.F., D.Sc. (Phys.&Math.), AARI
Богачев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН
Bogachev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Валявин Г.Г., канд. физ.-мат. наук, САО РАН
Valyavin G.G., C.Sc. (Phys.&Math.), SAO RAS
Григорьев В.М., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН
Grigoryev V.M., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН
Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS
Демидов М.Л., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Demidov M.L., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН
Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН
Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Зеленый Л.М., академик РАН, ИКИ РАН
Zelenyi L.M., Academician of RAS, IKI RAS
Куличков С.Н., д-р физ.-мат. наук, ИФА РАН
Kulichkov S.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IAP RAS
Леонович А.С.†, д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Leonovich A.S.†, D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Мареев Е.А., академик РАН, ИПФ РАН
Mareev E.A., Academician of RAS, IAP RAS
Медведев А.В., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН
Medvedev A.V., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Мингалев И.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ
Mingalev I.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН
Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Пташник И.В., чл.-к. РАН, ИОА СО РАН
Ptashnik I.V., Corr. Member of RAS, IAO SB RAS
Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук,
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН
Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),
Scientific Secretary, ISTP SB RAS
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Стародубцев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКФИА СО РАН
Starodubtsev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKFIA SB RAS
Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS Тестоедов Н.А., академик РАН, ИКТ КНЦ СО РАН Testoedov N.A., Academician of RAS, ICT KSC RAS Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания Lester M., Prof., University of Leicester, UK Логинов В.Ф., академик НАН Беларуси, Институт природопользования Беларуси Loginov V.F., Academician of the NAS of Belarus, Institute of Nature Managment Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические обсерватории Китая, КАН, Китай Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories, China Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, геофизики и географии БАН, Болгария Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian Academy of Sciences, Bulgaria Ответственный секретарь редакции Executive Secretary of Editorial Board Polyushkina N.A., ISTP SB RAS Полюшкина Н.А., ИСЗФ СО РАН
СОДЕРЖАНИЕ Алтынцев А.Т., Глоба М.В., Мешалкина Н.С., Сыч Р.А. Наблюдения корональных дыр на Си 5–12 бирском радиогелиографе .……...................................................................................................................... Мешалкина Н.С., Алтынцев А.Т. Проявления нагрева в начале вспышки 29 июня 2012 г. …......... 13–20 Овчинникова Н.Е., Богод В.М., Лебедев М.К. Наблюдение в радиодиапазоне линии поглощения 21–26 гидроксила (ОН) в волокнах и протуберанцах над активными областями Солнца ...………….............. Смирнов Д.А., Мельников В.Ф. Микроволновая диагностика вспышечной плазмы методом фи 27–39 тирования по данным Cибирского радиогелиографа …………...…………………………………………... Крайнев М.Б., Калинин М.С. Пятьдесят лет исследования поведения интенсивности ГКЛ в пе 40–52 риоды инверсии гелиосферного магнитного поля. II. Инверсия ГМП на внутренней границе гелиосферы …............................................................................................................................................................. Стародубцев С.А., Шадрина Л.П. МГД-волны в области предфронта межпланетных ударных 53–61 волн 6 и 7 сентября 2017 г. …………………………………………………………………......................... Сапунова О.В., Бородкова Н.Л., Застенкер Г.Н. Анализ спектров флуктуаций величины потока 62–69 плазмы и модуля магнитного поля на обратных ударных волнах ….......................................................... Данилова О.А., Птицына Н.Г., Сдобнов В.E. Явления гистерезиса в отклике геомагнитной 70–78 активности и параметров космических лучей на вариации межпланетной среды во время магнитной бури ……………………………………………………………………………………................................... Суворова А.В., Дмитриев А.В. Условия появления интенсивных потоков энергичных электронов 79–87 на L<1.2, связанные с солнечной активностью и параметрами солнечного ветра ……………………... Беспалов П.А., Савина О.Н., Жаравина П.Д. Существенность величины плазменного параметра 88–96 электронов для возбуждения хоров и формирования нерегулярности магнитного поля в области их возбуждения …………………………………………………………………………………………………. Макаров Г.А. Крупномасштабные связи геомагнитных индексов SYM-H и ASY-H с северо-южной 97–103 компонентой ММП и бета-параметром солнечного ветра ……………………………………………….. Моисеев А.В., Попов В.И., Стародубцев С.А. Исследование особенностей азимутального рас 104–115 пространения геомагнитных Pс5-пульсаций и их эквивалентных токовых вихрей по данным наземных и спутниковых наблюдений …………………………………………………………………………… Дмитриев А.В., Долгачева С.А., Трошичев О.А., Пулинец М.С. Сравнение моделирования эф 116–128 фекта поглощения в полярной шапке с наблюдениями на сети станций ААНИИ ……………………... Бахметьева Н.В., Григорьев Г.И., Жемяков И.Н., Калинина Е.Е., Лисов А.А. Особенности 129–145 нижней ионосферы Земли во время затмений Солнца и в заходно-восходные часы по измерениям методом ИПН вблизи Нижнего Новгорода ………………………………………………………………... Ягова Н.В., Сахаров Я.А., Пилипенко В.А., Селиванов В.Н. Длиннопериодные геомагнитные 146–156 пульсации как элемент воздействия космической погоды на технологические системы ……………… CONTENTS Altyntsev A.T., Globa M.V., Meshalkina N.S., Sych R.A. Observations of coronal holes with the Siberian 5–12 Radioheliograph …….………………………………………………………..................................................... Meshalkina N.S., Altyntsev A.T. Heating manifestations at the onset of the 29 June 2012 flare ………... 13–20 Ovchinnikova N.E., Bogod V.M., Lebedev M.K. Observation at radio frequencies of the hydroxyl (OH) 21–26 absorption line in filaments and prominences above active regions of the Sun ……………………………... Smirnov D.A., Melnikov V.F. Microwave diagnostics of flare plasma by the direct fitting method based 27–39 on data from the Siberian Radioheliograph ..…………………………………………………………………... Krainev M.B., Kalinin M.S. Fifty years of studying the GCR intensity during inversion of the heliospheric 40–52 magnetic fields. II. HMF inversion on the inner heliospheric boundary …....................................................... Starodubtsev S.A., Shadrina L.P. MHD waves at the pre-front of interplanetary shocks on September 6 53–61 and 7, 2017 ……………..…...………………………………………………………………………….............. Sapunova O.V., Borodkova N.L., Zastenker G.N. Spectral properties of solar wind plasma stream and 62–69 magnetic field fluctuations across the fast reverse interplanetary shock …………………………………………
Danilova O.A., Ptitsyna N.G., Sdobnov V.E. Hysteresis phenomena in the response of geomagnetic activity and cosmic ray parameters to variations in the interplanetary medium during a magnetic storm ……... 70–78 Suvorova A.V., Dmitriev A.V. Conditions for the occurrence of intense fluxes of energetic electrons at L<1.2 associated with solar activity and solar wind parameters ……………………………………………... 79–87 Bespalov P.A., Savina O.N., Zharavina P.D. Importance of the electron plasma parameter for excitation of chorus and formation of magnetic field irregularity in the region of their excitation ………………... 88–96 Makarov G.A. Large-scale relationships of the geomagnetic indices SYM-H and ASY-H with the northsouth IMF component and the solar wind beta parameter ……………………………………………………... 97–103 Moiseev A.V., Popov V.I., Starodubtsev S.A. Investigating azimuthal propagation of Pc5 geomagnetic 104–115 pulsations and their equivalent current vortices from ground-based and satellite data ...……………….......... Dmitriev A.V., Dolgacheva S.A., Troshichev O.A., Pulinets M.S. Comparison of modeling of the polar 116–128 cap absorption effect with observations at the AARI ground-based network ………………………………... Bakhmetieva N.V., Grigoriev G.I., Zhemyakov I.N., Kalinina E.E., Lisov A.A. Features of Earth’s 129–145 lower ionosphere during solar eclipse and sunset and sunrise hours according to measurements by the API method near Nizhny Novgorod ……………………………………………………………………………….. Yagova N.V., Sakharov Ya.A., Pilipenko V.A., Selivanov V.N. Long-period geomagnetic pulsations as an element of the space weather influence on technologocal systems ……………………………………….. 146–156
Солнечно-земная физика. 2024. Т. 10. № 3
Solnechno-zemnaya fizika. 2024. Vol. 10. Iss. 3
УДК 523.9-7, 523.98
Поступила в редакцию 02.04.2024
DOI: 10.12737/szf-103202401
Принята к публикации 23.05.2024
НАБЛЮДЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР НА СИБИРСКОМ РАДИОГЕЛИОГРАФЕ
OBSERVATIONS OF CORONAL HOLES WITH THE SIBERIAN RADIOHELIOGRAPH
А.Т. Алтынцев
Институт солнечно-земной физики СО РАН,
Иркутск, Россия, altyntsev@iszf.irk.ru
М.В. Глоба
Институт солнечно-земной физики СО РАН,
Иркутск, Россия, globa@iszf.irk.ru
Н.С. Мешалкина
Институт солнечно-земной физики СО РАН,
Иркутск, Россия, nata@iszf.irk.ru
Р.А. Сыч
Институт солнечно-земной физики СО РАН,
Иркутск, Россия, sych@iszf.irk.ru
A.T. Altyntsev
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Irkutsk, Russia, altyntsev@iszf.irk.ru
M.V. Globa
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Irkutsk, Russia, globa@iszf.irk.ru
N.S. Meshalkina
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Irkutsk, Russia, nata@iszf.irk.ru
R.A. Sych
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Irkutsk, Russia, sych@iszf.irk.ru
Abstract. Multi-wavelength observations of a coronal hole (CH) with two-dimensional spatial resolution
have been made for the first time in the frequency range
from 2.8 to 12 GHz. At frequencies below 6 GHz, the
average brightness of the hole is 1.5 times lower than
the brightness level of the quiet Sun. The distribution of
radio brightness over the hole is inhomogeneous: the
ratio of maximum to minimum brightness temperatures
falls from several times at low frequencies to tenths of
fractions at the upper received frequencies. At frequencies above 6 GHz, the temperature contrast between the
CH and regions of the quiet Sun is small. Within the
CH, there are compact sources that are bright relative to
the quiet Sun. In general, observations of CHs with
SRH are promising both for the research into the nature
of CHs and for the applied problems of forecasting solar
wind characteristics.
Аннотация. Впервые выполнены многоволновые наблюдения корональной дыры (КД) с двумерным пространственным разрешением в диапазоне
частот от 2.8 до 12 ГГц. На частотах ниже 6 ГГц
средняя яркость по дыре в 1.5 раза меньше яркости
спокойного Солнца. Распределение радиояркости по
дыре неоднородно: отношение максимальных к минимальным яркостным температурам падает от нескольких раз на низких частотах до десятых долей
на верхних принимаемым частотах. На частотах
выше 6 ГГц контраст температур между КД и участками спокойного Солнца мал. Внутри КД наблюдаются яркие относительно спокойного Солнца компактные источники. В целом наблюдения КД с помощью СРГ перспективны как для исследования
природы КД, так и как средство регулярного мониторинга в прикладных задачах прогнозирования
характеристик солнечного ветра.
Keywords: Sun, radio emission, bremsstrahlung, coronal holes.
Ключевые слова: Солнце, радиоизлучение, тормозное излучение, корональные дыры.
ВВЕДЕНИЕ
Корональные дыры (КД) — области пониженной
яркости на изображениях солнечного диска в крайнем ультрафиолетовом (КУФ) или мягком рентгеновском излучении, соответствующие конфигурациям с открытыми силовыми линиями магнитного
поля [Cranmer, 2009]. КД являются источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра [Krieger et
al., 1973; Nolte et al., 1976]. Данные об их площади
и глубине депрессии яркости используются в прогнозах характеристик солнечного ветра в окрестности
Земли [Vršnak et al., 2007; Obridko et al., 2009; Rotter
et al., 2012, 2015; Reiss et al., 2016]. Депрессия излучения вызвана пониженными относительно спокойного Солнца температурой и плотностью плазмы в переходной области и наиболее контрастно выделяется
в линиях 193 и 211 Å [Garton et al., 2018].
На высотах нижней короны КД могут проявляться
роволнового излучения. Первые радиоспектры КД
были получены с помощью крупных радиотелескопов с диаграммами направленности несколько угловых минут [Papagiannis, Baker, 1982]. Было показано, что наибольший контраст, до уровня 0.5 относительно яркостной температуры спокойного Солнца
TQS, достигается на частотах 0.6–0.75 ГГц. В микроволновом диапазоне контраст уменьшается и наблюдается депрессия около 0.8TQS на 3 ГГц. Позднее
одномерные наблюдения КД с угловым разрешением около 1' были выполнены в широком диапазоне частот 1–15 ГГц на крупном радиотелескопе
РАТАН-600 [Боровик и др., 1990; Дравских, Дравских, 2023]. Депрессия яркостной температуры
наблюдалась на частотах ниже 6–7 ГГц. Анализ спектров показал, что депрессия в основном вызвана
уменьшением в два раза плотности плазмы в короне
над КД на высотах вплоть до 40·103 км. Температура
плазмы в короне над КД может уменьшаться на 20 %.
как области депрессии яркостной температуры мик5
А.Т. Алтынцев, М.В. Глоба, Н.С. Мешалкина, Р.А. Сыч
A.T. Altyntsev, M.V. Globa, N.S. Meshalkina, R.A. Sych
Средние по корональной дыре яркостные температуры в зависимости от частоты
f, ГГц
2.8
3.0
3.2
3.4
3.6
3.8
4.0
4.2
4.4
5.0
5.8
6.2
6.6
7.0
7.4
7.8
8.2
8.6
9.0
9.4
TQS, 103 K
27.2
23.9
21.5
19.7
17.8
15.1
14.1
13.3
12.7
12.2
Tmean, 103 K
18.6
16.5
15.2
17.2
14.8
15.3
14.8
14.0
13.0
13.0
Tmean/TQS
0.7
0.7
0.7
0.87
0.83
1.01
1.05
1.05
1.02
1.06
Tmin, 103 K
12
11
9
12.5
11
13
12
12
11
11
Tmax, 103 K
30
20
18
21
18
19
17
16
15
14
Tmах/Tmin
2.5
1.8
2.0
1.7
1.6
1.5
1.4
1.3
1.4
1.27
НАБЛЮДЕНИЯ
Для анализа микроволновых изображений испольНа частотах выше 10 ГГц, где вклад короны в излучение КД мал, контраст с окружающими участками
спокойного Солнца практически незаметен.
Регулярные двумерные наблюдения КД в микрозовались карты полного диска Солнца, полученные
в течение минуты около 06:14 UT 25 апреля 2023 г.
при тестовых наблюдениях на Сибирском радиогелиографе [Lesovoi et al., 2012; Алтынцев и др., 2020;
https://ckp-rf.ru/catalog/usu/4138190/]. Радиокарты, построенные автоматически в рутинном режиме на 3.0
и 6.2 ГГц, и корреляционные кривые в интервале 00.00–
10.00 UT доступны по адресу [https://badary.iszf.irk.ru/
srhDaily.php]. Время накопления сигнала на этих изображениях 0.2 с.
Список частот для антенных решеток 3–6 ГГц
волнах с пространственным разрешением до 10–20''
начали проводиться в 90-х гг. на частотах 5.7 ГГц
(ССРТ, [Grechnev et al., 2003]) и 17 ГГц [Nakajima et
al., 1994]. На 5.7 ГГц в КД наблюдалась в основном
депрессия яркостной температуры вплоть до 8·103 K
при яркостной температуре спокойного Солнца
16·103 K. Области депрессии яркостной температуры
на 5.7 ГГц были только в некоторых случаях близки
по форме к КД, видимым в КУФ-излучении [Krissinel
et al., 2000]. Во многих случаях внутри КД наблюдались компактные яркие источники с температурой
до 22·103 K. На 17 ГГц контраст между КД и спокойным Солнцем не заметен, но внутри и на границах дыр выделялись во многих случаях источники
повышенной радиояркости [Kosugi et al., 1986;
Gopalswamy et al., 1999; Pohjolainen et al., 2000;
Moran et al., 2001]. Рассматривались разные причины появления таких неоднородностей на 17 ГГц:
1) микровспышки в хромосферной сетке, приводящие
энерговыделению в основаниях КД [Gopalswamy et
al., 1999]; 2) сгущения открытых силовых линий
магнитного поля на уровне хромосферы, которым
соответствует их повышенная расходимость в короне [Wang, Sheely, 1990].
Характеристики расположенных внутри КД мики 6–12 ГГц приведен в верхней строке таблицы.
Сигналы регистрировались независимо. В каждом
диапазоне наблюдения проводились на 16 частотах
со временем накопления на одной частоте 0.2 с.
Длительность цикла последовательного перебора
частот была менее 4 с. Методы амплитудной и фазовой калибровки при построении изображений основаны на избыточности антенной решетки и описаны в работе [Глоба, Лесовой, 2021]. Калибровка
значений яркостных температур на изображениях
производилась по участкам спокойного Солнца. Температуры композитного спектра (авторы благодарны
Кочанову А.А., предоставившему композитный спектр
микроволнового излучения спокойного Солнца), использованные при калибровке спокойного Солнца,
получены в основном из измерений Zirin et al. [1991]
и Боровика и др. [1992] и приведены во второй
строке таблицы.
Слабоконтрастные области на изображениях
роволновых источников на частотах с малым (17 ГГц)
и большим (5.7 ГГц) вкладом излучения на корональных высотах сравнивались в работe [Maksimov
et al., 2006]. Было обнаружено, что мелкомасштабные неоднородности на этих частотах разнесены радиально, а их яркости антикоррелируют. Maksimov,
Prosovetsky [2002] предположили, что антикорреляция яркостей объясняется разницей высот выделения волновой энергии на пути ее переноса из фотосферы в корону. Повышенное выделение энергии
в нижних слоях магнитной трубки приводит к росту
яркости на высоких частотах и, соответственно, к появлению депрессии выше, в короне. Возможно и обратное соотношение. Статистические исследования
показали влияние ярких источников внутри КД на
17 ГГц на характеристики высокоскоростных потоков солнечного ветра [Akiyama et al., 2013].
Целью настоящей работы является анализ многоволновых наблюдений КД с помощью Сибирского
радиогелиографа. Исследовались характеристики микроволновых структур в границах КД, наблюдавшейся
в КУФ-излучении 25 апреля и 20 сентября 2023 г.
в центральной части солнечного диска.
с флуктуациями яркости выделялись двумя методами.
В первом методе при построении радиокарт использовался код, разработанный М. Глобой. Корональные дыры исследовались по изображениям, полученным усреднением радиокарт на двух смежных частотах, причем на каждой частоте предварительно усреднялись 10 карт, зарегистрированных последовательно
в течение минуты. Частоты наблюдений показаны
в первой строке таблицы. Общее время накопления
сигнала для карты сдвоенной частоты составляло
около 4 с. Этот метод использовался при анализе
наблюдений корональной дыры 25 апреля 2023 г.
Во втором методе для построения изображений использовался код, разработанный С. Анфиногентовым. Для увеличения времени накопления сигнала
с антенн вначале усреднялись результаты измерений
видностей пар антенн, зарегистрированных в десяти
циклах перебора по частотам, а затем по ним строились изображения со временем накопления около
3 с на каждой частоте.
6
Наблюдения корональных дыр на Сибирском радиогелиографе Observations of coronal holes with the Siberian radioheliograph Рис. 1. Изображения корональной дыры 25 апреля 2023 г. Желтыми контурами показаны области депрессии на уровне половинной яркости в канале 211 Å. Изображения преобразованы с помощью процедуры эквализации гистограмм. Фон — изображение диска SDO/AIA в линии 211 Å (а). Черными контурами показаны депрессии яркости в линии 193 Å. Радиокарта, усредненная по частотам 3.2 и 3.4 ГГц (б). Черные контуры соответствуют уровням 0.7TQS и 0.9TQS. Все изображения построены для времени 06:14 UT и сглажены окном 30'' Для количественного описания мелкомасштабных неоднородностей микроволнового излучения внутри экваториальной КД рассмотрим свойства гистограмм яркостных температур в квадрате, вписанном в КД на рис. 1. Для абсолютной калибровки значений температур использовалась гистограмма в квадрате с центром [300, –400] угл. сек., расположенном в области спокойного Солнца. Максимуму попиксельной диаграммы этого квадрата присваивалось значение TQS. Стороны обоих квадратов равны 200'' при размере пиксела 4.9''. Средние яркостные температуры Tmean КД приведены в таблице и отмечены звездочками на графиках на рис. 3. Бары показывают диапазон частот по оси абсцисс и максимальные отклонения по оси ординат. На частотах ниже 4 ГГц яркостная температура КД ниже температуры спокойного Солнца в 1.5 раза, затем контраст постепенно падает, а на частотах выше 5–6 ГГц средний уровень яркости КД немного превышает температуру спокойного Солнца. На рис. 1 показаны изображения диска Солнца 25 апреля 2023 г. (06:14 UT) в КУФ (а) и микроволновом (б) излучении. Приведена радиокарта в диапазоне частот 3.2–3.4 ГГц, в котором область депрессии наиболее близка по форме к области в КУФ-излучении. Все изображения сглажены окном 30'' и подвергнуты эквализации гистограмм яркости с помощью IDL-процедуры hist_equal.pro. КУФ-изображения солнечного диска использовались для определения границ КД. Были выбраны КУФ-изображения в линиях 193 Å (фон и черные контуры) и 211 Å (желтые контуры), в которых КД проявляются наиболее контрастно [Garton et al., 2018]. Уровень контуров равен половине от средней яркости по диску Солнца. В этот день наблюдаются депрессии яркости в полярных областях и большая область депрессии в центре солнечного диска. Для выделения КД на диске Солнца мы использовали процедуры CHIMERA [Garton et al., 2018; https://SolarMonitor.org] и SPoCA [https://suntoday.lmsal.com; Verbeeck et al., 2014]. Заметим, что результаты разных процедур не всегда совпадают, тем более при определении границ КД. Область экваториальной КД, полученная с помощью CHIMERA, несколько уже области депрессии КУФ-излучения и вытянута вдоль красных прямых на рис. 1. Мелкомасштабное распределение радиояркости по КД также неоднородно, причем размах неоднородностей, т. е. отношение максимальных к минимальным яркостным температурам внутри квадрата, меняется от Tmах/Tmin=2.5 на нижней границе диапазона частот до десятков процентов на высоких частотах. Отметим, что минимальные яркостные температуры Tmin достигают 9 ТК. Для детального сравнения распределений яркостной температуры внутри КД удобно сравнивать профили радиояркости на разных частотах. На рис. 4, а–в приведены профили яркостной температуры вдоль сечения, показанного на рис. 1, 2 красной линией. На панели д показан разрез яркости КУФ-излучения в каналах SDO 193 и 211 Å, на котором вертикальными линиями показаны границы депрессии. На низких частотах, вплоть до 5.0 ГГц, в области КУФ-депрессии наблюдается депрессия яркости радиоизлучения, при этом профиль температуры не пологий, как в КУФ-излучении (г), а испытывает вариации от 9·103 до 25·103 K. На рис. 2 приведены изображения КД (а, в) на самой низкой и самой высокой парах частот, представленных в таблице, вместе с КУФ-изображением (б) и магнитограммой продольного поля (г). Глубина депрессий яркостной температуры в КД относительно участков спокойного Солнца уменьшается с ростом частоты приема. Распределения яркости внутри КД на микроволновых изображениях неоднородны, видны крупномасштабные меридиональные ленты пониженной яркости, более узкие на высокой частоте. Некоторым лентам есть соответствие в распределении глубин депрессии в КУФ-излучении на 211 Å. Не наблюдается связи микроволновых неоднородностей со структурой продольного магнитного поля. 7
А.Т. Алтынцев, М.В. Глоба, Н.С. Мешалкина, Р.А. Сыч
A.T. Altyntsev, M.V. Globa, N.S. Meshalkina, R.A. Sych
Рис. 2. Микроволновые карты КД на частотах с депрессией (а) и без (в). Фоновые изображения преобразованы эквализацией и сглаживанием окном 30''. Белые контуры (панель а) соответствуют уровням 0.7TQS и 0.9TQS. Желтые контуры — 0.5 от средней яркости КУФ-изображения SDO/AIA в линии 211 Å. Панель б — КУФ-изображение в канале 211 Å.
Яркость обрезана сверху на уровне 0.6 от средней яркости по диску, чтобы выделить структуры внутри КД. Панель г —
магнитограммы продольного поля, преобразованные эквализацией и сглаживанием окном 30''. Красные линии показывают сечение для построения профилей яркостной температуры на рис. 3. Квадраты отмечают области, для которых
проводился анализ гистограмм радиояркости
Рис. 3. Спектр радиоизлучения спокойного Солнца TQS
(сплошная линия) и яркостных температур, усредненных
по КД. Звезды с барами показывают спектр КД 25 апреля
2023 г. Бары показывают Tmах и Tmin внутри квадрата КД.
Сиреневые ромбы показывают измерения на РАТАН-600
[Боровик и др., 1990]. Красные и синие кривые — средние
яркостные температуры в КД, зарегистрированные 20 сентября 2023 г.
Видно, что значимая поляризация в границах КД
Рис. 4. Профили яркостной температуры в интенсивности (R+L, сплошная линия) (а–в), построенные вдоль
сечений солнечного диска, показанных на рис. 1, 2. Черные пунктирные, штриховые и красные пунктирные линии — уровни спокойного Солнца 1TQS, 0.9TQS, 0.7TQS.
Панель г — профили яркости в КУФ-линиях 211 и 193 Å.
Вертикальные штрихпунктирные линии на всех панелях —
границы КД, определенные по КУФ-излучению в канале
193 Å, черные и красные пунктирные линии соответствуют
половине яркости в соответствующем канале. Все профили сглажены окном 30''. Панель д — профиль магнитограммы SDO/HMI
наблюдается на нижних частотах (рис. 4, а, б). На кривой поляризации излучения на 2.8–3.0 ГГц (панель а)
наблюдаются значительные флуктуации с амплитудой до 20 % и с изменением знака. Флуктуации на
панели б значительно меньше, и они не коррелируют
с кривой на панели а. На высоких частотах (см. панель в) поток поляризованного излучения мал.
8
Наблюдения корональных дыр на Сибирском радиогелиографе Observations of coronal holes with the Siberian radioheliograph прессий на частотах около 3 ГГц достаточен для использования методов машинного обучения, подобных рассмотренному в статье [Illarionov, Tlatov, 2018]. Тестовые наблюдения на Сибирском радиогелиографе подтвердили результаты наблюдений КД, полученные на основе многоволновых одномерных сканов РАТАН-600 и двумерных карт ССРТ (5.7 ГГц) и радиогелиографа Нобеяма (17 ГГц). Разрез магнитограммы (рис. 4, д) показывает, что магнитное поле вдоль разреза имеет преимущественно южное направление, а его амплитуда меняется вдоль сечения с масштабом около 30'', характерным для хромосферной супергрануляции. Величина компоненты фотосферного магнитного поля по лучу зрения в основном не превышает нескольких гаусс. На рис. 3 сиреневые ромбы показывают усредненные для 4 КД результаты измерений радиоспектра с помощью РАТАН-600 во время минимума солнечной активности 1984–1986 гг. [Боровик и др., 1990]. Согласно [Боровик и др., 1990] частота, при превышении которой исчезает контраст между яркостными температурами КД и спокойного Солнца, составляет 7.5 ГГц. Отметим, что депрессии, регистрируемые РАТАН-600 и СРГ, близки по глубине. Для полярной КД, наблюдавшейся во время солнечного затмения 29 марта 2006 г., Golubchina [2022] оценила частоту, выше которой яркостные температуры КД и спокойного Солнца сравниваются, в 5 ГГц. В работе [Дравских, Дравских, 2023] обсуждаНа рис. 5 приведены изображения для 20 сентября 2023 г., построенные методом Анфиногентова с усреднением функций видности. Карты и корреляционные кривые, полученные в рутинном режиме, приведены по адресу [https://badary.iszf.irk.ru/srhDaily.php]. Для 01:00–01:28 UT были получены изображения с шагом одна минута на 20 частотах в диапазоне 2.8–11.6 ГГц. Для увеличения отношения сигнал/шум и соответственно видимости депрессий на каждой частоте применялось их усреднение. Из последовательности карт в диапазоне 2.8–11.6 ГГц видно, что характер их изменений с частотой подобен рассмотренному выше для карт Солнца 25 апреля 2023 г. Глубина депрессии уменьшается с частотой, и контраст со спокойным Солнцем заметен на частотах ниже 7.2 ГГц. Проведем сравнение микроволновых карт с расются измерения спектров КД с помощью РАТАН-600. В этой работе, выполненной по данным наблюдений 22 КД во время спада 24-го цикла активности, принимается средняя частота исчезновения контраста 10 ГГц. К сожалению, в работе не обсуждается точность выделения излучения КД на одномерных сканах диска активного Солнца. Преимуществом двумерных наблюдений на СРГ является возможность выделения КД в периоды высокой солнечной активности, когда на солнечном диске много активных областей. Для трех КД, наблюдавшихся во время тестовых испытаний СРГ, средняя частота исчезновения контраста находится в окрестности 6 ГГц (см. рис. 3). Из рис. 2 следует, что структуры пониженной яркости с масштабами более 100'' прослеживаются в микроволновом диапазоне от 2.8 до 10 ГГц. Эти структуры не имеют явного соответствия с распределением продольной компоненты магнитного поля. В КУФ-излучении неоднородности практически не наблюдаются (см. рис. 4). Попиксельный анализ яркостной температуры в участке КД показывает также наличие мелкомасштабных (несколько угловых секунд) неоднородностей. Размах яркости в пикселах на частоте 2.8 ГГц достигает Tmах/Tmin=2.5, а с ростом частоты падает до 1.3 на частотах порядка 10 ГГц. Микроволновое излучение спокойного Солнца пределением по диску КУФ-излучения на волне 193 Å и магнитограммой (рис. 6). На КУФ-картах мы видим ряд депрессий, расположенных в окрестности центрального меридиана. Можно выделить два типа депрессий. Первый тип связан с корональными дырами. Второй тип соответствует волокнам, холодное вещество которых экранирует подстилающую поверхность Солнца. На рис. 6, a депрессии видны как темные области с пониженной относительно среднего уровня КУФ-излучения солнечного диска интенсивностью. Для разделения наблюдаемых депрессий по типам мы использовали магнитограмму SDO/AIA. Наложение контуров депрессий на магнитограмму (рис. 6, б) показывает, что структуры разных типов различаются по пространственному положению относительно нейтральной линии крупномасштабного магнитного поля: контуры КД охватывают области продольного магнитного поля одного знака, а волокна находятся вблизи или вдоль нейтральных линий общего магнитного поля Солнца. Мы видим, что одновременно существуют области как вдоль или под углом к нейтральным линиям (филаменты), так и полностью находящиеся в униполярных областях (корональные дыры). Этот критерий пространственного расположения депрессий относительно магнитного поля является ключевым в поиске КД с использованием CHIMERA. ОБСУЖДЕНИЕ Радиокарты СРГ позволяют уверенно регистрии КД генерируется тормозным механизмом и складывается в первом приближении из излучения двух слоев: оптически толстой хромосферы и оптически тонкой короны в интервале высот до 40 тыс. км [Bogod, Grebinckij, 1997]. Депрессии проявляются на низких частотах, на которых велик вклад коронального слоя, и объясняются примерно в 1.5 раза меньшими плотностью и температурой плазмы в короне над КД относительно спокойного Солнца [Боровик и др., 1999]. Интересно обсудить уникальные результаты Боровик и др. [1999] по оценке магнитного поля в короне над КД. Высокая чувствительность РАТАН-600 позволила измерить степень поляризации на частоте ровать депрессии радиояркости, связанные с КД. По форме и размеру области депрессии в КУФ-излучении наиболее близки к областям депрессии в микроволновом излучении на частотах около 3–4 ГГц. Ежедневные наблюдения на СРГ можно использовать, аналогично внеатмосферным КУФ-изображениям, для выделения КД на диске Солнца. Контраст де9
А.Т. Алтынцев, М.В. Глоба, Н.С. Мешалкина, Р.А. Сыч
A.T. Altyntsev, M.V. Globa, N.S. Meshalkina, R.A. Sych
Рис. 5. Изображения полного диска Солнца, полученные 20 сентября 2023 г. в диапазоне 2.8–11.6 ГГц
Рис. 6. Панель а — изображение солнечного диска в КУФ-канале 193 Å (a), полученное SDO/AIA 20.09.23 (01:00 UT);
стрелками указаны выделенные депрессии излучения. Панель б — магнитограмма: черные контуры — глобальная
нейтральная линия продольного магнитного поля; желтые — выделенные депрессии на 193 Å. Панель в — радиокарта
на частоте 3.2 ГГц; контуры показывают уровни яркостной температуры 0.7TQS, 0.9TQS. Панель г — магнитограмма
с наложением желтых контуров депрессий в микроволновом излучении; черные контуры — глобальная нейтральная
линия продольного магнитного поля. Области депрессии на микроволновой карте солнечного диска также вытянуты примерно вдоль центрального меридиана. На уровне 0.9TQS они обширнее областей половинной яркости КУФ-излучения,
а глубокие депрессии 0.7TQS более компактные. Изменения яркостных температур в области КД с частотой показаны
на рис. 3 красной кривой для приполярной дыры КД 1 и синей — для экваториальной дыры КД 2 (а). Графики показывают, что характер зависимости средних яркостных температур от частоты для всех исследуемых корональных дыр одинаков. На низких частотах яркость КД значительно ниже уровня спокойного Солнца и сравнивается с ним на частотах приема
выше 6–7 ГГц.
10