Бесплатно скачать, заказать диплом, курсовую, диссертацию Структура и динамика солнечной нромосферы на основе наблюдений в миллиметровом диапазоне

У нас уже 176407 рефератов, курсовых и дипломных работ

Сделать закладку на сайт

Заказать диплом, курсовую, диссертацию

Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Книга жалоб
и предложений

Название	Структура и динамика солнечной нромосферы на основе наблюдений в миллиметровом диапазоне

Количество страниц	194

ВУЗ	МГИУ

Год сдачи	2010

Бесплатно Скачать	23129.doc

Содержание	Содержание Введение... 6 1 Спокойное Солнце: наблюдения в миллиметровом диапазоне и модели солнечной атмосферы... 30 § 1 Введение... 30 § 2 Наблюдаемая зависимость радиояркости от длины волны в миллиметровом диапазоне... 44 2.1. Построения миллиметрового спектра радиояркости для спокойного Солнца... 44 2.2. Определение яркостной температуры центра солнечного диска на длине волны 3.4 мм... 49 2.3. Исследование зависимости миллиметрового спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности ... 50 §3 Модельные спектры радиояркости. Сопоставление с данными наблюдений ... 55 3.1. Расчет модельного спектра... 55 3.2. Спектр радиояркости, рассчитанный но классическим моделям атмосферы... 56 3.3. Генерация миллиметрового излучения в динамической хромосфере. Спектр радиояркости для динамической модели... 60 § 4 Обсуждение и Выводы... 70 2 Исследование структуры и динамики спокойной хромосферы по данным интерферометрических наблюдений 74 § 1 Введение... 74 1.1. Тонкая структура хромосферы... 74 1.2. Колебания в солнечной атмосфере... 78 2 §2 Наблюдения на радиоинтерферометре ВША на волне 3.5 мм 82 2.1. Методы обработки данных и построения изображений 82 2.2. Исследование чувствительности данных к обнаружению колебаний... 8G § 3 Исследование тонкой структуры спокойной хромосферы по наблюдениям на волне 3.5 мм... 90 §4 Исследование колебаний радиояркости спокойного Солнца по наблюдениям на волне 3.5 мм... 95 4.1. Методы анализа... 95 4.2. Анализ колебательных мод... 96 4.3. Квазипериодические колебания в ячейках и на границах хромосферной сетки...101 §5 Модельные колебания радиояркости в миллиметровом диапазоне, сравнение с наблюдениями...108 5.1. Спектральный анализ миллиметрового излучения, рассчитаного по динамической модели CS...108 5.2. Сопоставление модельных и наблюдаемых вариаций радиояркости ...114 § б Исследование эффектов ограниченного пространственного и временного разрешения инструмента для наблюдаемых и модельных вариаций радиояркости ...115 6.1. Влияние ограниченного пространственного разрешения: модель ...115 6.2. Влияние конечного временного разрешения: модель 120 6.3. Влияние ограниченного пространственного разрешения: наблюдения...122 §7 Обсуждение результатов и возможностей использования миллиметрового излучения для исследования хромосферной динамики...127 3 Исследование структуры и динамики активной хромосферы по наблюдениям миллиметрового излучения активных областей...133 § 1 Структура активной области по наблюдениям в миллиметровом диапазоне...133 1.1. Введение...133 1.2. Исследование структуры радиоисточника над активной областью...137 1.3. Структура активной области по интерферометриче-ским наблюдениям на волне 3.5 мм...139 §2 Анализ колебаний радиояркости и поляризации радиоизлучения активной области...144 2.1. Введение...144 2.2. Исследование колебаний радиоизлучения на волне 3.5 мм...147 2.3. Исследование колебаний интенсивности и поляризации радиоизлучения на волне 17.6 мм...150 § 3 Исследования магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области...169 3.1. Диагностика магнитного поля но радионаблюдениям 169 3.2. Определение характеристик магнитного ноля по наблюдениям на волне 17.6 мм ...173 §4 Обсуждение...181 Заключение ...183 Приложение...186 Литература...194 Введение Солнце - типичная звезда главной последовательности класса G2V, но для нас совершенно особенная благодаря своей близости к Земле. Именно близость Солнца к Земле позволяет детально исследовать природу и структуру солнечной атмосферы, а также множество динамических явлений, возникающих в ней. В более общем смысле Солнце является гигантской астрофизической лабораторией для исследования как макроскопических, так и микроскопических процессов. Для Солнца действуют космические пространственно-временные масштабы явлений, но при этом возможно производить диагностику параметров плазмы с детальностью, недоступной для других более удаленных астрофизических объектов. В течение почти четырех столетий изучения физической природы Солнца был накоплен огромный фактический материал: многие солнечные явления получили объяснения, была детально исследована природа многих солнечных структур, и тем не менее, Солнце, как в своем спокойном состоянии, так и в состоянии активности, не перестает удивлять и волновать умы ученых. Одним из самых загадочных и наименее изученных слоев солнечной атмосферы остается солнечная хромосфера. В первую очередь это связано с трудностями хромосферных наблюдений. Долгое время хромосфера была доступна для наблюдений только во время солнечных затмений, когда яркая фотосфера оказывалась закрытой лунным диском. В последнее время для наблюдений хромосферы используют различные фильтры, внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения, а также наблюдения на субмиллиметровых и миллиметровых волнах радиодиапазона. Многоволновые наблюдения позволяют выявить большое разнообразие структур и неоднородностей хромосферы. Например, флоккулы лучше всего видны в излучении далеких УФ линий, таких как Ol ПО nm или Не I 50.4 nm, а также на более длинных волнах (Mg I h и к или Са II Н и К). Пятна в виде депрессий излучения проявляются только в линиях, формирующихся в нижней хромосфере, а спикулы, фибрилы, зерна и волокна лучше видны в линии На. Уникальная информация о всем многообразии структур как спокойной, так и активной хромосферы, может быть получена из наблюдений в диапазоне миллиметровых и субмиллиметровых волн, излучение которого формируется на высотах солнечной хромосферы. Помимо сильной структурированности, хромосфера также является чрезвычайно динамичной, демонстрируя как периодические, так и непериодические вариации. Для хромосферы спокойного Солнца одной из поразительных особенностей является значительное различие между колебательным поведением хромосферной сетки (границы супергранул) и внутренних областей супергранул. В то время как во внутренних областях супергранул широкополосный акустический спектр колебаний имеет максимум около Зх-минутного периода, для хромосферной сетки характерны колебания с периодом 5 минут и выше (Rutten & Uitenbroek, 1991; Lites et al, 1993). Однако следует отмстить, что из наблюдений излучения разных спектральных диапазонов, формирующегося на разных высотах, следуют более сложная динамическая картина спокойной хромосферы (Deubner & Fleck, 1990). Обнаружение колебаний в хромосфере над солнечными пятнами породило большой интерес к исследованию динамических процессов в атмосфере активных областей (см. обзор Lites, 1992). Наблюдения последних лет, выполненные с космических аппаратов (SOHO, TRACE), позволили значительно расширить знания о колебательных процессах в хромосфере и переходной области активных областей. В свою очередь, регистрация колебаний в переходной области активных областей в радиодиапазоне (Gelfreikh et al., 1999) открыла новые возможности исследования динамики активных областей с использованием радиоданных. Структура хромосферы в большой степени определяется конфигурацией магнитных полей, в то время как хромосферная динамика диктуется нижележащими неоднородностями структуры и их динамическим поведением. Взаимодействие между распространяющими в хромосфере возмущениями и магнитными полями в условиях сложной геометрии определяет хромосферу как самый интригующий слой солнечной атмосферы. Для спокойных и активных областей на Солнце характерны разные конфигурации магнитного ноля. В спокойном Солнце магнитное поле организовано в виде мелкомасштабных магнитных силовых трубок, сконцентрированных на границах супергранул, и создающих практически регулярную структуру. Магнитные конфигурации в активной области являются значительно неоднородными и часто имеют сложную структуру. В целом, хромосферные магнитные поля являются связующим звеном между корональными магнитными структурами и их фотосферны-ми основаниями, т.е. образуют переход от фотосферных силовых трубок к корональным петлям и открытым силовым линиям. Предположительно для связи фотосферных и корональных образований служат такие структуры магнитного поля, как магнитный купол, холодные и горячие петли, а так же наклонные силовые линии. Измерения магнитного поля на хромосферных высотах, используя стандартную технику зеема-новского расщепления линии, затруднены тем фактом, что большинство чувствительных к эффекту хромосферных линий являются размытыми и оптически толстыми, более того обладают сложным механизмом формирования. Поэтому для верхней хромосферы и переходного слоя уникальной является возможность прямой оценки магнитного поля активных областей на основе радиоданных (Гельфрейх, 1972; White к Kundu, 1997; Lee et al., 1999). Особенность хромосферного излучения заключается в том, что наблюдения в разных диапазонах приводят к противоречащим друг дру- гу выводам. С одной стороны, наблюдения хромосферы в УФ-линиях свидетельствуют о наличии на всем солнечном диске яркой ячеистой структуры с высокой температурой вещества. В то же время, в спектре хромосферы присутствуют излучение молекул, например моноксида углерода СО, которое генерируется на тех же высотах, что и УФ-излучение, но требует относительно низких температур (около 4000 К). Подобные противоречия можно устранить использованием данных, полученных в радиодиапазоне, в частности на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Миллиметровые волны объединяют в себе преимущества как линий молекулы СО, которые чувствительны к холодному газу, так и УФ-линий и оптического континуума, которые, в основном, несут информацию о горячем газе. В начале 70х годов в предисловии к американскому изданию книги "Спокойное Солнце" Эдварда Гибсона директор Национальной обсерватории Китт-Пик Лео Голдберг писал: "Самой важной из неразгаданных тайн, окружающих спокойное Солнце, все еще остается причина, вызывающая резкое возрастание температуры солнечного вещества от 4500 К в фотосфере до 2000000 К в короне без нарушения первого закона термодинамики". За прошедшие 30 лет был достигнут значительный успех в понимании строения солнечной атмосферы и развитии модельных представлений. В настоящее время принято считать, что вне областей концентрации магнитного поля нижней хромосферы нагрев происходит за счет диссипации звуковых волн, в то время как нагрев верхней хромосферы и короны происходит, очевидно, за счет магнитных эффектов. Но тем не менее, окончательные ответы на вопросы о строении атмосферы, о нагреве внешних слоев атмосферы и создаваемом им распределении температуры еще не найдены. Актуальность Интерес к солнечной хромосфере объясняется тем, что она находится между хорошо изученными "холодной" фотосферой и "горячей" магнит- ной короной. Физические характеристики вещества в хромосфере определяются процессами, проходящими в более глубоких и плотных зонах солнечной атмосферы - фотосфере и подфотосферных слоях, фактически являясь их отражением и развитием. В свою очередь, хромосфера выступает в роли критического пограничного слоя, который определяет само существование и свойства короны. Без четкого представления о хромосферных явлениях невозможно понять корональные процессы. Хромосфера представляет собой слой, где фотосфера с преобладанием влияния вещества над магнитным нолем (0 > 1, 0 = fff/gn) переходит в корону с доминирующим влиянием магнитных сил (0 < 1). Изучение хромосферы и ее взаимодействия с другими слоями можно, несомненно, считать решающим для понимания строения солнечной атмосферы в целом. Одним из актуальных и широко обсуждаемых вопросов солнечной физики является вопрос о том, можно ли хромосферу рассматривать как стационарную среду, в которой динамические эффекты играют второстепенную роль и не определяют ее структуру, или же хромосфера находится в крайне динамичном состоянии, когда усредненные по времени характеристики не могут достоверно описать ее строение. В настоящее время существуют два основных типа моделей солнечной атмосферы. К первому типу относятся стандартные стационарные модели, такие как VALIII (Vernazza et al., 1981) и FAL (Fontenla et al., 1993), построенные полуэмпирически на основе данных далекого УФ, с привлечением наблюдений оптического и частично радио диапазонов. Второй тип -это динамические модели, представляющие собой самосогласованное решение гидродинамических уравнений совместно с уравнением переноса излучения, и описывающие распространение звуковых волн в атмосфере (модель CS - Carlsson к Stein, 1992, 1995, 1997, 2002). Многочисленные наблюдения хромосферы, выполненные в УФ и оптическом диапазонах, не позволяют сделать окончательный выбор между указанными двумя подходами к строению атмосферы ввиду значительной "нелинейности" диагностики солнечной плазмы в этих диапазонах. Поэтому в диссертации предлагается использовать для диагностики наблюдения солнечного радиоизлучения в коротковолновой части радиодиапазона (миллиметровые волны). Преимущество радиодиапазона заключается в том, что интенсивность радиоизлучения линейно зависит от яркостной температуры, известны механизмы и источники непрозрачности, при этом для радиоизлучения в хромосфере практически всегда выполняются условия ЛТР. Таким образом, появляется новая, удобная и независимая возможность тестирования моделей атмосферы. Кроме диагностики солнечных моделей существует три актуальных направления использования данных миллиметрового излучения. К ним относятся: исследование тонкой структуры спокойной и активной хромосферы, исследование хромосферных динамических процессов в спокойном Солнце и в активных областях, а также изучение магнитосфер активных областей. Исследование структуры хромосферы но мм данным дает прямую информацию о пространственном распределении атмосферных параметров и о строении хромосферных слоев. Изучение локальных колебаний и волн в спокойном и активном Солнце на мм волнах позволяет продвинуться в решении актуальных вопросов переноса энергии во внешние слои и нагрева хромосферы. А использование радионаблюдений для количественных оценок магнитного поля в хромосфере и переходном слое активной области является практически единственным способом получения информации о магнитном поле на этих высотах. К сожалению, во многих случаях существующие радионаблюдения миллиметрового диапазона не обладают необходимой пространственной разрешающей способностью чтобы обнаружить отдельные тонкоструктурные образования хромосферы (элементы хромосферной сетки, осциллирующие элементы, характерные для динамических моделей, мелкомасштабные магнитные структуры в активных областях). Поэтому особый интерес представляют наблюдения на интерферометрических системах ВША (Berkely-Illinois-Maryland Millimeter Array, США) и NoRH (Nobeyama Radioheliograph, Япония) с разрешением около 10" (угл. сек.), использование которых дает уникальную возможность исследования строения хромосферы в спокойном и активном состояниях, ее тонкой структуры и локальных магнитных конфигураций. Анализ временных рядов таких наблюдений может стать ключевым для определения роли хромосферной динамики и, возможно, способствовать пониманию истинной природы солнечной хромосферы. В диссертации представлены результаты исследования солнечной хромосферы по всем выше указанным направлениям. Цель работы. В диссертации ставятся и решаются следующие задачи: 1. Уточнение наблюдаемой зависимости радиояркости спокойного Солнца от длины волны, используя опубликованные данные измерений в миллиметровом диапазоне длин волн, и исследование зависимости полученного спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности. Получение расчетных спектров радиояркости спокойного Солнца на основе стандартных стационарных и динамических моделей атмосферы, сопоставление полученных результатов с уточненным наблюдаемым спектром. 2. Анализ миллиметрового излучения, генерируемого в условиях динамической атмосферы, описываемой моделью CS: определение вклада разных атмосферных слоев в интенсивность выходящего излучения, оценка модельных вариаций радиояркости, исследование спектральных характеристик модельных вариаций; оценка возможности использования миллиметровых наблюдений для исследования хромосферной динамики. 3. Обнаружение и исследование тонкой структуры спокойной хромосферы и активных областей по наблюдениям в миллиметровом диапазоне с высоким угловым разрешением. 4. Исследование квазипериодических колебаний радиояркости спокойного Солнца но данным интерферометрических наблюдений в миллиметровом диапазоне, изучение наблюдательных характеристик обнаруженных колебаний, поиск структурных образований в хромосфере, ответственных за динамическое поведение миллиметрового излучения. Сопоставление наблюдаемых в миллиметровом излучении вариаций радиояркости и модельных оценок колебаний по динамической модели CS. 5. Исследование колебательных мод в коротковолновом радиоизлучении активных областей разного типа, изучение природы колебаний путем сопоставления радиоколебаний с конфигурацией магнитного поля в активных областях и динамикой изменения магнитной структуры. Определение характеристик магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области по наблюдениям миллиметрового диапазона. Научная новизна. В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов: 1. Получены первые свидетельства циклических вариаций радиоизлучения миллиметрового диапазона (для волн длиннее 3.5 мм) на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности. 2. Впервые исследованы свойства миллиметрового радиоизлучения в динамической хромосфере спокойного Солнца, представленной моделью CS. Получен вывод о высокой чувствительности излучения мм диапазона к динамическим процессам, связанным с распространением ударных волн в хромосфере. 13 3. Предложен и использован новый метод диагностики состояния хромосферы и тестирования стационарных и динамических моделей спокойного Солнца, который заключается в сопоставлении рассчитанных по моделям и наблюдаемых характеристик мм излучения, таких как радиояркость разных структурных образований и изменения радиояркости со временем. 4. На основе анализа интерферометрических наблюдений на волне 3.5 мм получены первые наблюдательные подтверждения наличия колебаний радиояркости в миллиметровом излучении, предсказываемых динамическими моделями солнечной хромосферы. Выполнено сопоставление результатов наблюдений и модельных динамических расчетов. 5. Исследована двумерная тонкая структура коротковолнового радиоизлучения областей спокойного Солнца и активных областей на масштабах порядка 10", что для миллиметрового диапазона было выполнено впервые. 6. Исследованы квазипериодические колебания в интенсивности и поляризации для активных областей тормозного типа, при этом впервые анализ выполнен для разных структурных образований в активной области с привлечением данных об изменениях фотосфер-ного магнитного поля и ноля догшлеровских скоростей. Научная и практическая значимость работы Диссертация посвящена исследованиям солнечной хромосферы по данным наблюдений на миллиметровых волнах радиодиапазопа. В работе продемонстрировано, что мм наблюдения как спокойного Солнца, так и активных областей, выполненные с высоким пространственным разрешением, могут быть использованы для решения основных задач современной физики солнечной атмосферы и хромосферы, в частности. Внастоящее время основными источниками информации о солнечной хромосфере являются наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, для которых характерна значительная нелинейность диагностики. Поэтому, в обобщенном смысле, научная значимость представленных в диссертации результатов заключается в привлечении внимания солнечных исследователей к уникальным возможностям и преимуществам, предоставляемым наблюдениями солнечной хромосферы в мм диапазоне длин волн, и в обосновании необходимости дальнейших наблюдений на инструментах с высокими пространственной и временной разрешающими способностями. Вывод о чувствительности мм излучения к динамическим процессам в хромосфере, полученный в диссертации, открывает новые возможности для исследования истинной природы хромосферы и поиска ответа на вопрос о ее стационарном или динамическом состоянии. В свою очередь, обнаружение и исследование колебаний радиояркости в спокойном Солнце позволяет сопоставлять полученные из наблюдений вариации с модельными расчетами и тестировать разные динамические модели. Выводы о наличии в мм радиоизлучении спокойного Солнца и активных областей тонкой структуры на пространственных масштабах ~ 10", для которой характерны квазипериодические изменения, а также о существовании депрессии мм излучения в области над солнечными пятнами, несомненно, являются важными для построения более полных представлений о структуре солнечной хромосферы. Апробация работы Основные результаты диссертации изложены в 17-ти печатных работах и были представлены в 15-ти докладах на российских и международных конференциях: XXVII радиоастрономическая конференция "Проблемы современной радиоастрономии" (С.-Петербург, 10-14 ноября, 1997), Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-98 (Prague, 9-12 September, 1998), научная конференция "Достижения и проблемы сол-нсчной радиоастрономии" (С.-Петербург, 6-9 октября, 1998), 8th SOHO Workshop "Plasma Dynamics and Diagnostics in the Solar Transition Region and Corona" (Париж, Франция, 22-25 июня, 1999), школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия на пороге XXI века" (Пущино, 10-11 апреля, 2000), Joint European and National Astronomical Meeting 2000 JENAM-2000 (Москва, 29 мая - 3 июня, 2000), Solar and space weather Euroconference 'The Solar Cycle and Terrestrial Climate" (Santa Cruz de Tenerife, Spain, 25-30 September, 2000), International Meeting "THEMIS and the new frontiers of solar atmosphere dynamics" (Rome, 19-21 March, 2001), конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца" (КрАО, п. Научный, Крым, Украина, 4-9 июня, 2001), Всероссийская Астр, конференции ВАК-2001 (С-Петербург, 6-12 августа, 2001), конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (Н.Новгород, 2-7 июня, 2003), IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity" (С.Петербург, 14-19 июня, 2004), а также докладывались на семинарах АИ СПбГУ. Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения, Приложения и списка цитируемой литературы. Во Введении обоснована актуальность темы диссертации, показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований, дано развернутое описание целей выполненной работы, показаны ее новизна, научная и практическая значимость. Сформулированы основные положения, выносимые автором на защиту. Глава 1 посвящена анализу опубликованных в литературе наблюдательных данных но радиоизлучению спокойного Солнца в миллиметровом диапазоне длин волн; рассматриваются спектральные, эволюционные и динамические характеристики радиоизлучения, проводится сравнение с соответствующими расчетными величинами, полученными на основе основных современных моделей атмосферы (Loukitcheva &; Nagnibeda, 1999, 2000; Loukitcheva et al., 2004). Во введении дано описание теории миллиметрового радиоизлучения спокойного Солнца, обосновано преимущество использования данных о миллиметровом излучении для исследования солнечной хромосферы по сравнению с данными других спектральных диапазонов. Описано историческое развитие модельных представлений о солнечной атмосфере, приведен обзор основных современных моделей солнечной атмосферы, как стационарных (VALIII, FAL), так и динамических (CS), с указанием существующих противоречий между моделями и наблюдательными данными. Во втором параграфе представлен критический и детальный анализ опубликованных в литературе данных о яркостной температуре спокойного Солнца во всем диапазоне мм и субмм волн с привлечением информации об ошибках проведенных измерений, характеристик инструментов и дат измерений, с добавлением полученных диссертантом новых данных о радиояркости на волне 3.4 мм. На основе таким образом отобранных и рафинированных данных подобрана функция, наилучшим образом аппроксимирующая наблюдаемый спектр радиояркости на мм волнах (логарифмический полином второго порядка). Проведен анализ циклических вариаций радиояркости спокойного Солнца, в результате которого получены первые свидетельства существования вариаций яркостной температуры спокойного Солнца в мм диапазоне для волн длиннее 3.5 мм на масштабах 11-лстнего цикла активности. Однако невысокий уровень достоверности полученных результатов (68%) свидетельствует о необходимости дальнейших исследований. Тем не менее, в третьем параграфе приведены дополнительные подтверждения существования циклических вариаций мм радиоизлучения, полученные на основе сравнения данных наблюдений с модельными оценками, и свидетельствующие о наличии

Список литературы

Цена, в рублях: (при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)	1425

Скачать бесплатно	23129.doc

Найти готовую работу

ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:

Связаться

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ

15.04.24 Задачи, условия и этапы организации экспериментальной работы

15.04.24 Критерии качества преподавания

15.04.24 Категория нормы в обучающей деятельности

Архив материала для курсовых и дипломных работ

Ссылки:

Счетчики:

© 2006-2022. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.