Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков

Предмет и цель работы: Исследуется распространение радиоизлучения солнечных всплесков в солнечной короне, источники которых находятся на обратной стороне Солнца по отношению к наблюдателю на Земле....

Повний опис

Збережено в:

Бібліографічні деталі
Дата:	2016
Автор:	Станиславский, А.А.
Формат:	Стаття
Мова:	Russian
Опубліковано:	Радіоастрономічний інститут НАН України 2016
Назва видання:	Радиофизика и радиоастрономия
Теми:	Радиоастрономия и астрофизика
Онлайн доступ:	http://dspace.nbuv.gov.ua/handle/123456789/106425
Теги:	Додати тег Немає тегів, Будьте першим, хто поставить тег для цього запису!
Назва журналу:	Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine
Цитувати:	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков / А.А. Станиславский // Радиофизика и радиоастрономия. — 2016. — Т. 21, № 1. — С. 3-13. — Бібліогр.: 21 назв. — рос.

Репозитарії

Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine

id	irk-123456789-106425
record_format	dspace
spelling	irk-123456789-1064252016-09-29T03:01:58Z Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков Станиславский, А.А. Радиоастрономия и астрофизика Предмет и цель работы: Исследуется распространение радиоизлучения солнечных всплесков в солнечной короне, источники которых находятся на обратной стороне Солнца по отношению к наблюдателю на Земле. Предмет і мета роботи: Досліджується поширення радіовипромінювання сонячних сплесків у сонячній короні, джерела яких знаходяться на зворотному боці Сонця відносно спостерігача на Землі. Purpose: The radio emission propagation of solar radio bursts in the solar corona which sources are located on the far side of the Sun relative to the observer on Earth is studied. 2016 Article Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков / А.А. Станиславский // Радиофизика и радиоастрономия. — 2016. — Т. 21, № 1. — С. 3-13. — Бібліогр.: 21 назв. — рос. 1027-9636 PACS number: 96.60.-j http://dspace.nbuv.gov.ua/handle/123456789/106425 523.9, 520.27 ru Радиофизика и радиоастрономия Радіоастрономічний інститут НАН України
institution	Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine
collection	DSpace DC
language	Russian
topic	Радиоастрономия и астрофизика Радиоастрономия и астрофизика
spellingShingle	Радиоастрономия и астрофизика Радиоастрономия и астрофизика Станиславский, А.А. Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков Радиофизика и радиоастрономия
description	Предмет и цель работы: Исследуется распространение радиоизлучения солнечных всплесков в солнечной короне, источники которых находятся на обратной стороне Солнца по отношению к наблюдателю на Земле.
format	Article
author	Станиславский, А.А.
author_facet	Станиславский, А.А.
author_sort	Станиславский, А.А.
title	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
title_short	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
title_full	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
title_fullStr	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
title_full_unstemmed	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
title_sort	роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков
publisher	Радіоастрономічний інститут НАН України
publishDate	2016
topic_facet	Радиоастрономия и астрофизика
url	http://dspace.nbuv.gov.ua/handle/123456789/106425
citation_txt	Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков / А.А. Станиславский // Радиофизика и радиоастрономия. — 2016. — Т. 21, № 1. — С. 3-13. — Бібліогр.: 21 назв. — рос.
series	Радиофизика и радиоастрономия
work_keys_str_mv	AT stanislavskijaa rolʹéffektovrasprostraneniâradiovolnvsolnečnojkoronedlâinterpretaciizalimbovyhvspleskov
first_indexed	2025-07-07T18:28:23Z
last_indexed	2025-07-07T18:28:23Z
_version_	1837013827316613120
fulltext	ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 3 Радиофизика и радиоастрономия. 2016, Т. 21, № 1, c. 3–13 © А. А. Станиславский, 2016 ÐÀÄÈÎÀÑÒÐÎÍÎÌÈß È ÀÑÒÐÎÔÈÇÈÊÀ А. А. СТАНИСЛАВСКИЙ Радиоастрономический институт НАН Украины, ул. Краснознаменная, 4, г. Харьков, 61002, Украина E-mail: alexstan@ri.kharkov.ua Харьковский национальный университет имени В. Н. Каразина, пл. Свободы, 4, г. Харьков, 61022, Украина ÐÎËÜ ÝÔÔÅÊÒÎÂ ÐÀÑÏÐÎÑÒÐÀÍÅÍÈß ÐÀÄÈÎÂÎËÍ Â ÑÎËÍÅ×ÍÎÉ ÊÎÐÎÍÅ ÄËß ÈÍÒÅÐÏÐÅÒÀÖÈÈ ÇÀËÈÌÁÎÂÛÕ ÂÑÏËÅÑÊÎÂ Предмет и цель работы: Исследуется распространение радиоизлучения солнечных всплесков в солнечной короне, источ- ники которых находятся на обратной стороне Солнца по отношению к наблюдателю на Земле. Методы и методология работы: C использованием кусочно-линейной аппроксимации траектории луча в различных моделях электронной концентрации короны оценивается влияние таких моделей на эффекты распространения радио- излучения из залимбовой области в приближении геометрической оптики. Результаты работы: Показано, что если в качестве модели солнечной короны выбрать монотонно убывающую зависи- мость электронной плотности плазмы с расстоянием от фотосферы, то радиоизлучение залимбовых источников в такой короне не может быть зарегистрировано наземными радиоастрономическими инструментами в силу его отражения в сторону от Земли. Заключение: Предлагается объяснение возможности наземных наблюдений залимбовых всплесков за счет влияния выб- росов корональной массы из активных областей вблизи солнечного лимба, порождающих полости с пониженной элек- тронной плотностью. Ключевые слова: Солнце, верхняя корона, декаметровое радиоизлучение, распределение электронной плотности, неодно- родно-слоистая среда УДК 523.9, 520.27 PACS number: 96.60.-j 1. Ââåäåíèå Радиоастрономические наблюдения радиоизлу- чения Солнца в период высокой солнечной ак- тивности демонстрируют большое разнообразие типов и подтипов солнечных всплесков в дека- метровом диапазоне длин волн, а также показы- вают наличие в них сложной тонкой структуры в виде субвсплесков [1]. Такое важное достиже- ние солнечной радиоастрономии стало возмож- ным, прежде всего благодаря интенсивному раз- витию современных радиоастрономических ин- струментов и техники регистрации результатов наблюдений, что позволило проводить радиоас- трономические наблюдения с высоким частот- но-временным разрешением и в широкой полосе частот. Существенный вклад в эти исследова- ния вносят интенсивные наблюдения, выполняе- мые с помощью украинских радиотелескопов УТР-2, УРАН-2 и ГУРТ. Самой многочисленной группой радиособытий солнечной активнос- ти являются всплески III типа и сопутствующие им всплески IIIb типа [2]. Значительно реже на- блюдаются всплески II и IV типов. Кроме того, регистрируются дрейфующие пары, S-всплески, U-всплески, стриа и др. При очень сильной активности солнечные всплески разных типов могут возникать независимо в близкие времена и на близких частотах, что чрезвычайно услож- няет анализ динамических спектров таких радио- наблюдений, а тем более их интерпретацию [3]. Все это говорит о сложности и разнообразии тех физических процессов в солнечной короне, кото- рые приводят к наблюдаемым событиям, а зна- чит требуется развитие разнообразных методик и подходов к исследованию солнечных явлений. Неудивительно, что при этом стало весьма по- пулярным одновременное использование как 4 ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 А. А. Станиславский наземных, так и космических наблюдений для анализа солнечной активности и космической погоды. В последнее время возник заметный интерес к солнечным декаметровым всплескам, имею- щим так называемую высокочастотную отсеч- ку на динамическом спектре [4, 5]. Напомним, что низкочастотная отсечка в солнечных всплес- ках возникает благодаря ионосфере, которая не пропускает космическое радиоизлучение с частотой ниже 10 15 МГц на широтах радио- телескопа УТР-2. В других местах на земном шаре эта граница может быть и ниже, т. е. дости- гать, например как на Тасмании, значения 2 МГц. Высокочастотная отсечка имеет, по-видимому, совсем другую природу, поскольку лежит она в высокочастотной области спектра за предела- ми ионосферной отсечки. Анализ явлений в сол- нечной короне, порождающих декаметровые всплески с высокочастотной отсечкой, с помо- щью космических аппаратов STEREO и SOHO убедительно показывает, что их источник заро- дился на обратной стороне солнечного лимба для наблюдателя, использующего наземные ра- диоастрономические инструменты. В работе [6] предложена интерпретация особенностей таких событий, основанная на исследовании поляриза- ционных свойств этих всплесков, которые пока- зывают, что уровень поляризации не превышает 10 15 %. Такие значения поляризации харак- терны для радиоизлучения всплесков III типа на второй гармонике. На основании полученного результата, а также из чисто геометрических соображений (см. рис. 5 в [6]) можно объяснить выход излучения из залимбовой области в нуж- ном направлении. В настоящей работе мы рас- смотрим эту задачу с точки зрения распростра- нения радиоизлучения указанных всплесков в солнечной короне, чего не было сделано ранее. Этот вопрос не следует упускать из виду, по- скольку в рассматриваемом случае преломле- ние и отражение радиолучей в плазме короны играет важную роль. Представленная статья организована следую- щим образом. В разделе 2 наше рассмотрение начинается с представления распространения радиоволны произвольной частоты в приближе- нии геометрической оптики в плазме, описывае- мой сферически симметричной в пространстве электронной плотностью, согласно известным из литературы моделям солнечной короны. Это по- зволяет нам наиболее просто оценить харак- терные особенности распространения радиоволн от залимбовых источников в короне. Затем в сле- дующем разделе, используя кусочно-линейную аппроксимацию траектории луча в эллиптичес- кой модели короны, мы оцениваем влияние такой модели на эффекты распространения радиоиз- лучения из залимбовой области. В разделе 4 мы анализируем результаты численного модели- рования распространения лучей в плазме короны, в которой происходит изменение электронной кон- центрации из-за коронального выброса массы (КВМ), и сравниваем их с результатами распро- странения лучей в сферической модели элект- ронной концентрации короны. В последнем раз- деле подведены итоги исследований, проведен- ных в работе. 2. Çàêîí Ñíåëëèóñà ïðè ñôåðè÷åñêîé ñèììåòðèè çàäà÷è è åãî ñâîéñòâà Как показано в [7, 8], исследование направления распространения радиоволн в солнечной короне в зависимости от изменения ее электронной кон- центрации можно проводить в рамках приближе- ния геометрической оптики. Для простоты ана- лиза воспользуемся сферически симметричной моделью электронной концентрации короны, кото- рая позволяет применить подход, изложенный в работе [9]. Поскольку для рассматриваемых высот в короне Солнца электронная плазменная частота pef обычно значительно выше электрон- ной циклотронной частоты, можно пренебречь влиянием магнитного поля на траекторию луча. Выберем полярную систему координат, начало ко- торой совпадает с центром Солнца. Траектория луча характеризуется двумя величинами: гелио- центрическим расстоянием  в радиусах Солнца и углом  между радиальными направлениями на точку на луче и на точку наблюдения (см. рис. 1). В таком случае закон Снеллиуса представляется в виде ( ) sin ,n a    (1) где ( )n  – показатель преломления среды (плаз- мы короны), зависящий от величины ;  – уголол между касательной к траектории луча и радиаль- ным направлением на точку с координатами ( , );  ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 5 Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков a – расстояние между асимптотой луча (для боль- ших значений , где 1n  и где можно записатьть приведенную выше формулу в упрощенном виде, sin )a   и параллельной ей линией, проходящей через центр Солнца (рис. 1). Показатель прелом- ления можно записать как 2 2 1 ,pef n f   где f – частота, МГц, а электронная плазменная частота ,pef МГц, связана с плотностью элект- ронов в плазме ,eN см–3, формулой 2 78.06 10 .pe еf N  Из простых геометрических соображений (рас- сматривая треугольник с катетами d  и d на рис. 2 в [9]) для любого луча можно найти тра- екторию в дифференциальной форме: d tg , d       которую легко преобразовать к виду 2 2 2 d . d a n a        В результате удается найти уравнение луча: 2 2 2 d . x a x n x a       (2) Следует отметить, что уравнения (1) и (2) связа- ны друг с другом и при нахождении траектории луча их нужно рассматривать вместе. Траекто- рия луча имеет точку поворота при угле 2.   Обозначив положение этой точки как ( , ),a a  ее можно определить отдельно с помощью соотно- шений: 2 2 2 d ( ) , . a a a an a a n a             (3) Подынтегральное выражение в формуле (2) имеет сингулярность при .a   Тем не менее она интегрируема, и это позволяет вычислить траекторию луча в полярных координатах. Следует отметить, что на основании такого под- хода в работе [10] была предложена процедура для нахождения положения источника солнеч- ных всплесков километрового диапазона длин волн из наблюдений с помощью космических аппаратов STEREO (Ahead и Behind). В таком виде задачу вычисления траектории луча, в том числе и нахождение точки поворота, можно решить численно с помощью компьютера. Для этой цели мы воспользуемся адаптивным алгоритмом, предложенным в работе [11], для аппроксимации интегралов, имеющих сингу- лярность на конце интервала интегрирования. Существенное преимущество данного подхода состоит в том, что он позволяет организовать процесс вычислений так, чтобы они проводились на всех подынтервалах одновременно, а это дает возможность выполнять очень быстрые вы- числения интегралов программными средствами. Остается только выбрать модель электрон- ной концентрации плазмы в солнечной короне, и здесь возможны варианты. Дело в том, что в литературе предлагаются различные модели электронный концентрации в зависимости от положения источника радиоизлучения в короне. Это и понятно, поскольку в общем случае коро- Рис. 1. Геометрия задачи для траектории луча в солнечной плазме согласно [8]. Большая окружность (штрихпунктир- ная линия) показывает положение уровня плазменной частоты 20 МГц для сферической модели короны Солнца. Меньшая окружность (непрерывная линия) отображает фотосферу Солнца, а жирная кривая показывает траекто- рию луча. Жирная точка на траектории соответствует пово- роту луча и имеет полярные координаты ( , ).a a  По осям графика отложено расстояние в радиусах Солнца 6 ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 А. А. Станиславский на имеет разные законы изменения электронной концентрации по высоте в зависимости от ра- диального направления в короне. Кроме того, ко- рона разная для спокойного Солнца и в период высокой солнечной активности, вблизи корональ- ных дыр и активных областей и не только в таких случаях. Поэтому ниже мы рассмотрим несколь- ко наиболее часто используемых видов сфери- чески симметричных моделей электронной кон- центрации (в сантиметрах в минус третьей сте- пени) плазмы короны. Согласно работе [4], залимбовый всплеск на- блюдался в период затянувшегося минимума сол- нечной активности. Поэтому первая модель элек- тронной концентрации, которую мы будем прини- мать во внимание – это модель Ньюкирка [12]: 4 4.324.2 10 .eN    Вблизи активных областей часто используют модель Баумбаха–Аллена [13, 14], в которой элек- тронная плотность удовлетворяет выражению сте- пенного характера 8 6 101.55 10 (1 1.93 ).eN       Применительно к всплескам III типа использует- ся модель Манна [15]: 9 1 5.14 10 exp 13.83 1 .eN           Результаты численного расчета координат точки поворота траектории луча для разных значений a при частоте излучения 20f  МГц в данных мо- делях представлены на рис. 2. Как видно из этих рисунков, при 0a  величина a тоже стремит- ся к нулю. Другими словами, из соотношений (3) в этом случае можно найти ,a Ca    где 0.6186C  для модели Ньюкирка, 0.6828C  для модели Бумбаха–Аллена и 0.5982C  для моде- ли Манна. Этот факт имеет вполне понятную ин- терпретацию – луч проникает наиболее глубоко в солнечную корону, когда он направлен к центру Солнца. Только в таком случае радиоизлучение достигает в короне высоты (и отражается), где плазменная частота окружающей плазмы равна частоте зондирующего радиоизлучения. Если луч направлен иначе (под углом), то он проходит по траектории в короне заметно выше высоты, соот- ветствующей плазменной частоте. Указанные Рис. 2. Изменение полярных координат точки поворота луча в зависимости от параметра a для моделей Ньюкирка (a), Баумбаха–Аллена (б) и Манна (в). Штрихпунктирной линией показана величина a (вертикальная ось слева, в радиусах Солнца), а пунктирной – a (вертикальная ось справа, в градусах). Частота радиоизлучения выбрана равной 20 МГц ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 7 Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков свойства имеют место в любой сферически сим- метричной короне с монотонно спадающей функ- цией электронной концентрации плазмы. Конкрет- ная функциональная форма модели короны, как показано выше, влияет только на величину C. Оказывается, рассмотренные модели короны при- водят к строгим выводам относительно возмож- ности наблюдения залимбовых всплесков. Дело в том, что радиус Солнца в 109 раз больше рад- иуса Земли. Чтобы луч попадал на Землю, пара- метр a должен быть весьма мал. Следовательно, в рамках рассмотренных моделей электронной плотности солнечной короны регистрация залим- бовых всплесков наземными инструментами вряд ли возможна. Тем не менее они наблюдаются, а значит, для анализа залимбовых событий необ- ходимо использовать другие представления о свойствах солнечной короны. 3. Ðàñïðîñòðàíåíèå ðàäèîèçëó÷åíèÿ â ýëëèïòè÷åñêîé ìîäåëè êîðîíû Следующую возможность, которую следует про- верить – это отказаться от представления о сфе- рической симметрии электронной концентрации в короне Солнца. Более реалистическая модель короны имеет эллипсоидную форму [16, 17]. В этом случае аналитическое представление, рас- смотренное выше, уже не применимо. Для ана- лиза эллиптической модели короны можно ис- пользовать кусочно-линейную аппроксимацию гладкой траектории луча, в которой корона раз- бивается на слои, а направление преломленного луча находится из закона Снеллиуса. Именно такой подход был успешно апробирован в рабо- те [8], и в ней же можно ознакомиться со всеми подробностями данного алгоритма. Используя подходящее выражение для электронной концен- трации плазмы в такой модели короны (напри- мер, приведенное в [18]), удается шаг за шагом построить движение луча в ней при разных на- чальных условиях (таких как частота радиоиз- лучения и направление входа луча в корону в трех измерениях). Результаты численного моделиро- вания траекторий лучей представлены на рис. 3. Основной вывод, вытекающий из такого анализа, близок к выводам предыдущего раздела. Луч от- ражается от плазменного уровня, если он первона- чально направлен к центру Солнца, вокруг которо- го находится эллиптическая по форме корона. В остальных случаях отражение происходит выше, а значит, регистрация залимбовых всплес- ков в этой модели короны наземными инструмен- тами тоже проблематична. К этому нужно до- бавить, что даже в случае трехмерной модели электронной концентрации с несимметрично спа- дающей функцией (с более сложной поверхнос- тью, чем сферическая или эллиптическая моде- ли) с расстоянием от фотосферы в разных направ- лениях солнечной короны залимбовые всплески все равно оказываются недоступными для назем- ных радиоастрономических наблюдений. Следует отметить, что на основании наблю- дений можно сделать вывод, что структура ре- альной солнечной короны весьма динамичная во времени и в пространстве. Она очень сильно зависит от состояния активности Солнца и тех процессов, которые на нем происходят (вспыш- ки, КВМ и др.). Их воздействие на электронное содержание (электронную плотность) короны весомое. Поэтому в следующем разделе мы попробуем учесть влияние КВМ на эффекты рас- пространения радиоизлучения в солнечной ко- роне применительно к залимбовым источникам Рис. 3. Отражение лучей в эллиптической модели короны. В качестве примера показаны лучи, которые входят в коро- ну под разными углами из одной точки. Один луч направ- лен к центру эллипсоида, а другой – под наклоном. Если луч изначально не направлен к центру эллипсоида, то он искривляется, не доходя до уровня плазменной частоты, и отражается в противоположную сторону. Эллипсоид по- казывает поверхность в солнечной короне, где соот- ветствующая плазменная частота равна 20 МГц. Центры Солнца и эллипсоида совпадают, но размеры Солнца меньше (не показаны). По осям отложено расстояние в радиу- сах Солнца 8 ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 А. А. Станиславский всплесков. Почему мы уделяем особое внима- ние в анализе данного вопроса именно КВМ? Во-первых, наблюдения залимбовых всплесков 17–19 Августа 2012 г. сопровождались многочис- ленными КВМ. Во-вторых, сам КВМ обладает весьма интересными свойствами, а именно, он порождает внутри себя полости с пониженной электронной плотностью [19], которые могут срав- нительно долго существовать во время движе- ния КВМ в солнечной короне. Если КВМ слу- чаются вблизи лимба, то через такие полости с низкой электронной плотностью излучение всплес- ков от залимбовых источников может перенаправ- ляться в сторону наблюдателя на Земле. 4. ÊÂÌ è èõ âîçìîæíîå âëèÿíèå íà ðàñïðîñòðàíåíèå ðàäèîâîëí â ñîëíå÷íîé êîðîíå Сначала обратим внимание на особенности сол- нечных событий, которые сопровождали всплес- ки с высокочастотной отсечкой. Наблюдавшаяся 17–19 августа 2012 г. солнечная активность была связана в основном с зарождением новой группы солнечных пятен NOAA11548 на обратной сторо- не солнечного лимба. Их удалось наблюдать с помощью космического аппарата STEREO, ко- торый находился в подходящем месте на орбите Земли, но вдали от нее. При этом появлялась воз- можность вести наблюдения событий на Солнце под иным углом, чем наблюдения с Земли. В это же время другой спутник GOES регист- рировал вспышки в рентгеновском диапазоне (рис. 4). Можно видеть, что это была длительная серия, следующих друг за другом вспышек клас- са С и М, которая сопровождалась множеством КВМ, происходивших вблизи лимба и связанных с активной областью NOAA11548 (см. табл. 1). Наибольшее количество вспышек, КВМ и всплес- ков с отсечкой наблюдалось 18 августа 2012 г. Что касается отдельного события 3 июня 2011 г., описанного в [3], то его тоже удалось связать с ак- тивностью залимбовой группы пятен NOAA1222, которая сопровождалась КВМ. Как известно [20], электронная плотность в КВМ – неоднородная, с изменяющимся на много порядков значением, функция расстояния в коро- не от фотосферы Солнца (или, иначе говоря, функ- ция времени). В течение КВМ в солнечную ко- рону выбрасывается примерно 14 1610 10 г вещества. Структура КВМ хорошо видна на изоб- ражениях, полученных с помощью космического инструмента LASCO (рис. 5). Плотность плазмы в КВМ распределена очень неравномерно: в ли- дирующем ярком крае она выше, а в темном теле Рис. 4. Плотность мощности рентгеновского излучения, зарегистрированного 17–19 августа 2012 г. спутником GOES-15 в диапазонах мягкого и жесткого рентгена (http://www.swpc.noaa.gov/) c шагом 1 мин. Солнечная ак- тивность сопровождалась следующими друг за другом вспышками классов С и М Тип Время UT Частичное гало, яркое извержение 00:48 Частичное гало, узкое извержение 03:36 05:12 Узкое извержение 06:12 08:48 09:48 Слабое извержение 10:12 10:48 11:24 12:36 Узкое извержение 13:26 14:48 Частичное гало, узкое извержение 16:24 17:36 19:48 21:12 Яркое узкое извержение 23:36 Таблица 1. Времена регистрации КВМ 18 августа 2012 г. и их свойства (дополнительную информацию можно найти на сайте http://cdaw.gsfc.nasa.gov/ CME_list/UNIVERSAL/) ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 9 Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков за ним существенно меньше. Поскольку скорость радиационных потерь пропорциональна квадрату электронной концентрации, плотность КВМ КВМn непосредственно определяется из наблюдаемой яркостной температуры КВМ [20] 1 2 2 2 КВМ0.2 ,b eT T f n L  где L – линейные размеры КВМ, eT – электрон- ная температура окружающей плазмы. Следует отметить, что яркостная температура спокойного Солнца заметно меньше яркостной температуры лидирующего края КВМ. Рассмотрим распространение радиоизлучения солнечных всплесков в присутствии полости, имеющей пониженную электронную плотность по сравнению с окружающей плазмой в короне, возникновение которой связано с КВМ. В каче- стве модели плотности окружающей плазмы можно использовать, например, формулу Нью- кирка, упомянутую выше, хотя это не принци- пиально. Возьмем для описания плотности са- мой полости ту же самую модель, что и для окружающей плазмы, но с плотностью в 10 раз меньшей. Пусть форма полости будет в виде сектора кольца, внутренний радиус которого равен 2.15 а внешний – 3.4 радиусов Солнца. Центр воображаемого кольца совпадает с цен- тром лимба (окружности) Солнца. Сектор коль- ца охватывает угол от 5 до 70 . Для простоты анализа считалось, что на его границах значе- ния электронной концентрации резко меняются, но это условие необязательно и может быть при необходимости изменено. Теперь направим луч в данную полость и отследим его движение в солнечной короне, используя кусочно-линейную аппроксимацию траектории луча, подчиняю- щуюся закону Снеллиуса. Результаты числен- ного моделирования представлены на рис. 6. Для сравнения рассмотрены два случая – без полости и при наличии полости. Как можно ви- деть из рисунка, они кардинально отличаются друг от друга. Как уже отмечалось выше, ана- лиз модели с монотонно спадающей электрон- ной концентрацией показывает, что в этом слу- чае происходит отражение излучения залимбо- вых всплесков в сторону от Земли, в то время как появление полости на пути луча играет роль своего рода канала, по которому луч попадает на наземные радиоастрономические инструменты. В этой связи полезно упомянуть недавнюю ин- тересную статью [21], авторы которой сооб- щают о том, что они добились распространения радиосигнала из Аляски в Антарктиду с мини- мальными потерями через ионосферный вол- новод. Его активация достигалась с помощью ионосферного нагревного стенда HAARP. Можно предположить, что нечто похожее происходит в случае залимбовых всплесков. В этом случае КВМ формирует своего рода “корональный” волновод (из полости с пониженной плотностью), по которому сигнал доставляется в точку, где указанные всплески удается зарегистрировать наземными средствами. Следует отметить, что КВМ – это изменяющееся во времени образо- вание, при большом количестве солнечных всплесков, возникающих на обратной стороне Солнца (по отношению к наблюдателю на Зем- ле), часть из них может перенаправляться че- рез такой волновод в сторону Земли. Весьма вероятно, что залимбовые всплески – это обыч- Рис. 5. Эволюция во времени одного из КВМ 18 августа 2012 г. Он имеет яркий лидирующий край с повышенной плотно- стью и следующее за ним темное тело с пониженной плотностью. По мере удаления этого КВМ от фотосферы появляется следующий КВМ (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/) 10 ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 А. А. Станиславский ные всплески III типа, источниками которых являются электронные пучки, движущиеся со скоростью 3,c где с – скорость света. Этоо вполне ожидаемо, поскольку всплески III типа – самая большая по численности популяция среди наблюдаемых всплесков. Учитывая скорость их источников, вероятность попадания в “коро- нальный” волновод всплесков III типа суще- ственно выше, чем для других типов солнечных всплесков. Отметим также, что отражающая по- верхность такого волновода может быть доволь- но произвольной формы. Что касается морфоло- гических особенностей залимбовых всплесков на динамическом спектре регистраций, они не всегда напоминают всплески III типа. Дело в том, что полости в КВМ имеют нерегулярную структуру (см. рис. 5). Это приводит не только к рефракции радиоизлучения в них, но и к ряду других явлений (дифракции, многократным отражениям, рассеянию и пр.). Они могут по-разному себя проявить на различных часто- тах (высотах короны). Все это может приводить к искажению динамического спектра залимбо- вых всплесков, к задержке отдельных их частей (с влиянием на скорость частотного дрейфа та- кого всплеска), появлению у всплесков дополни- тельной необычной тонкой структуры. Поэтому неудивительно, что в статье [4] зарегистриро- ванный залимбовый всплеск получил название “гусеница” из-за его внешнего вида на динами- ческом спектре солнечного радиоизлучения. 5. Âûâîäû В работе установлено существенное влияние эф- фектов распространения радиоизлучения в сол- нечной короне на результаты интерпретации сол- нечных всплесков, источники которых возника- ют в залимбовой области Солнца по отношению к наземному наблюдателю. Детальный анализ траекторий луча в сферически симметричных и эллиптических моделях электронной концент- рации солнечной короны показывает, что излу- чение залимбовых всплесков отражается коро- ной не в сторону Земли. Следовательно, в этих случаях они не могут быть зарегистрированы наземными радиоастрономическими инстру- ментами. В настоящей работе отмечена важная роль КВМ, которую они играют в процессе рас- пространения залимбовых всплесков. Если КВМ возникают вблизи лимба и радиоизлучение за- лимбовых источников направлено в сторону полости с пониженной электронной плотностью в КВМ, через них излучение залимбовых ис- Рис. 6. Моделирование распространения лучей в отсут- ствие (a) и при наличии (б) полости с низкой плотностью (из-за КВМ) на луче зрения для источников залимбовых всплесков. В центре круг символизирует Солнце. Окруж- ностями отмечены плазменные уровни от 15 до 30 МГц с шагом 2 МГц. Штрихпунктирными линиями показаны лучи, стрелкой – направление движения источника излу- чения, пунктирными линиями – касательные, проведенные из точек излучения к соответствующим плазменным уров- ням, направленные в сторону Земли. Благодаря существо- ванию полости лучи могут достигнуть Земли ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 11 Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков точников может достигнуть Земли. Такое пред- ставление о причинах обнаружения залимбовых всплесков наземными инструментами откры- вает возможности для диагностики плазмы в самих КВМ, если рассматривать залимбовые всплески в качестве зондирущих сигналов. Автор благодарен Тишковцу В. П. за полезные замечания по улучшению качества представле- ния результатов настоящей работы. Отдельная благодарность командам обеспечения космичес- ких миссий GOES, SOHO и STEREO за свобод- ный доступ к данным наблюдений. Работа была выполнена при частичной поддержке Целевой ком- плексной программы НАН Украины научных кос- мических исследований 0115U004085. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 01. Mel’Nik V. N., Konovalenko A. A., Abranin E. P., Do- rovskyy V. V., Stanislavsky A. A., Rucker H. O., and Le- cacheux A. Solar sporadic radio emission in the decametre waveband // Astron. Astrophys. Trans. – 2005. – Vol. 24, Is. 5. – P. 391–401. DOI: 10.1080/10556790600568854 02. Железняков В. В. Радиоизлучение Солнца и планет. – М.: Наука, 1964. – 560 с. 03. Stanislavsky A. A., Konovalenko A. A., Koval A. A., Do- rovskyy V. V., Zarka P., and Rucker H. O. Coronal Mag- netic Field Strength from Decameter Zebra-Pattern Obser- vations: Complementarity with Band-Splitting Mea- surements of an Associated Type II Burst // Sol. Phys. – 2015. – Vol. 290, Is. 1. – P. 201–218. DOI: 10.1007/ s11207-014-0620-9 04. Браженко А. И., Мельник В. Н., Коноваленко А. А., Доровский В. В., Французенко А. В., Рукер Х.О., Пан- ченко М., Станиславский А. А. Необычный солнечный всплеск в декаметровом диапазоне длин волн. 1. На- блюдения // Радиофизика и радиоастрономия. – 2012. – Т. 17, № 2. – С. 99–105. 05. Браженко А. И., Мельник В. Н., Французенко А. В., Рукер Х. О., Панченко М. Необычные солнечные дека- метровые радиовсплески с отсечкой на высоких час- тотах // Радиофизика и радиоастрономия. – 2015. – Т. 20, № 1. – С. 10–19. 06. Мельник В. Н., Браженко А. И., Коноваленко А. А., Доровский В. В., Французенко А. В., Рукер Х. О., Пан- ченко М., Станиславский А. А. Необычный солнеч- ный всплеск в декаметровом диапазоне длин волн. 2. Интерпретация // Радиофизика и радиоастрономия. – 2012. – Т. 17, № 3. – C. 199–206. 07. Ramesh R. Low frequency radio emission from the “quiet” Sun // J. Astrophys. Astron. – 2000. – Vol. 21, Is. 3. – P. 237–240. DOI: 10.1007/BF02702398 08. Станіславський О. О., Коваль А. О. Еліптична модель корони Сонця // Радиофизика и радиоастрономия. – 2013. – Т. 18, № 1. – С. 3–11. 09. Bracewell R. N. and Preston G. W. Radio reflection and refraction phenomena in the high solar corona // Astro- phys. J. – 1956. – Vol. 123. – P. 14–30. DOI: 10.1086/ 146125 10. Thejappa G. and MacDowall R. J. Localization of a ty- pe III radio burst observed by the STEREO spacecraft // Astrophys. J. – 2010. – Vol. 720, No. 2. – P. 1395–1404. DOI: 10.1088/0004-637X/720/2/1395 11. Shampine L. F. Vectorized adaptive quadrature in MATLAB // J. Comput. Appl. Math. – 2008. – Vol. 211, Is. 2. – P. 131–140. DOI: 10.1016/j.cam.2006.11.021 12. Newkirk G., Jr. A model of the electron corona with re- ference to radio observations // IAU Symposium no. 9 and URSI Symposium no. 1. – 1959. – Ed. Bracewell R. N. – Stanford: Stanford University Press. – P. 149–158. 13. Baumbach S. Strahlung, Ergiebkeit und Elektronendicht der Sonnekorona // Astron. Nachr. – 1937. – Vol. 263. – P. 121–134. 14. Allen C. W. Interpretation of electron densities from co- ronal brightness // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. – 1947. – Vol. 107, Iss 5-6. – P. 426–432. DOI: 10.1093/mnras/ 107.5-6.426 15. Mann G., Jansen F., MacDowall R. J., Kaiser M. L., and Stone R. G. A heliospheric density model and type III radio bursts // Astron. Astrophys. – 1999. – Vol. 348. – P. 614–620. 16. Saito K., Makita M., Nishi K., and Hata S. A non-sperical axisymmetric model of the solar K corona of the minimum type // Ann. Tokyo Astron. Obs. – 1970. – Vol. 12. – P. 51–173. 17. Kathiravan C., Ramesh R., and Subramanian K. R. Metric Radio Observations and Ray-tracing Analysis of the Onset Phase of a Solar Eruptive Event // Astrophys. J. – 2002. – Vol. 567, No. 1. – P. L93–L95. DOI: 10.1086/339801 18. Абранин Э. П., Базелян Л. Л. Декаметровое излучение спокойного Солнца: Препр. / Институт радиофизики и электроники АН УССР, № 304.– Харьков: 1986. – 32 c. 19. Reeves K. K., Gibson S. E., Kucera T. A., Hudson H. S., and Kano R. Thermal Properties of a Solar Coronal Cavity Observed with the X-Ray Telescope on Hinode // Astro- phys. J. – 2012. – Vol. 746, No. 2. – id. 146. DOI: 10.1088/ 0004-637X/746/2/146 20. Aschwanden M. Physics of the Solar Corona: An Introduc- tion with Problems and Solutions. – Chichester: Springer Praxis Books, 2005. – 924 p. 21. Najmi A., Milikh G., Yampolski Y. M., Koloskov A. V., Sopin A. A., Zalizovski A., Bernhardt P., Briczinski S., Sief- ring C., Chiang K., Morton Y., Taylor S., Mahmoudian A., Bristow W., Ruohoniemi M., and Papadopoulos K. Studies of the ionospheric turbulence excited by the fourth gyro- harmonic at HAARP // J. Geophys. Res. Space Phys. – 2015. – Vol. 120, Is. 8. – P. 6646–6660. DOI: 10.1002/ 2015JA021341 REFERENCES 01. MEL’NIK, V. N., KONOVALENKO, A. A., ABRANIN, E. P., DOROVSKYY, V. V., STANISLAVSKY, A. A., RU- CKER, H. O. and LECACHEUX, A., 2005. Solar spora- dic radio emission in the decametre waveband. Astron. 12 ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 А. А. Станиславский Astrophys. Trans. vol. 24, is. 5, pp. 391–401. DOI: 10.1080/ 10556790600568854 02. ZHELEZNYAKOV, V. V., 1970. Radio Emission of the Sun & Planets. Oxford: Pergamon Press. 03. STANISLAVSKY, A. A., KONOVALENKO, A. A., KO- VAL, A. A., DOROVSKYY, V. V., ZARKA, P. and RU- CKER, H. O., 2015. Coronal Magnetic Field Strength from Decameter Zebra-Pattern Observations: Complemen- tarity with Band-Splitting Measurements of an Associated Type II Burst. Sol. Phys. vol. 290, is. 1, pp. 201–218. DOI: 10.1007/s11207-014-0620-9 04. BRAZHENKO, A. I., MELNIK, V. N., KONOVALEN- KO, A. A., DOROVSKYY, V. V., FRANTSUZENKO, A. V., RUCKER, H. O., PANCHENKO, M. and STANIS- LAVSKY, A. A., 2012. An unusual burst at decameter wave- lengths. 1. Observations. Radio Physics and Radio As- tronomy. vol. 17, no. 2, pp. 99–105 (in Russian). 05. BRAZHENKO, A. I., MELNIK, V. N., FRANTSUZEN- KO, A. V., RUCKER, H. O. and PANCHENKO, M., 2015. Unusual solar decameter radio bursts with high frequency cut off. Radio Physics and Radio Astronomy. vol. 20, no. 1, pp. 10–19 (in Russian). 06. MELNIK, V. N., BRAZHENKO, A. I., KONOVALEN- KO, A. A., DOROVSKYY, V. V., FRANTSUZENKO, A. V., RUCKER, H. O., PANCHENKO, M. and STANIS- LAVSKY, A. A., 2012. An unusual burst at decameter wave- lengths. 2. Interpretation. Radio Physics and Radio Astronomy. vol. 17, no. 3, pp. 199–206 (in Russian). 07. RAMESH, R., 2000. Low frequency radio emission from the “quiet” Sun. J. Astrophys. Astron. vol. 21, is. 3, pp. 237–240. DOI: 10.1007/BF02702398 08. STANISLAVSKY, A. A. and KOVAL, A. A., 2013. Solar corona elliptical model. Radio Physics and Radio Astro- nomy. vol. 18, no. 1, pp. 3–11 (in Ukrainian). 09. BRACEWELL, R. N. and PRESTON, G. W., 1956. Radio reflection and refraction phenomena in the high solar corona. Astrophys. J. vol. 123, pp. 14–30. DOI: 10.1086/ 146125 10. THEJAPPA, G. and MACDOWALL, R. J., 2010. Loca- lization of a type III radio burst observed the STEREO spacecraft. Astrophys. J. vol. 720, no. 2, pp. 1395–1404. DOI: 10.1088/0004-637X/720/2/1395 11. SHAMPINE, L. F., 2008. Vectorized adaptive quadrature in MATLAB. J. Comput. Appl. Math. vol. 211, is. 2, pp. 131–140. DOI: 10.1016/j.cam.2006.11.021 12. NEWKIRK, G., Jr., 1959. A model of the electron corona with reference to radio observations. In: R. N. Brace- well, ed. IAU Symposium no. 9 and URSI Symposium no. 1. Stanford: Stanford University Press, pp. 149–158. 13. BAUMBACH, S., 1937. Strahlung, Ergiebkeit und Elek- tronendicht der Sonnekorona. Astron. Nachr. vol. 263, pp. 121–134. 14. ALLEN, C. W., 1947. Interpretation of electron densities from coronal brightness. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. vol. 107, iss. 5-6, pp. 426–432. DOI: 10.1093/mnras/ 107.5-6.426 15. MANN, G., JANSEN, F., MACDOWALL, R. J., KAI- SER, M. L. and STONE, R. G., 1999. A heliospheric den- sity model and type III radio bursts. Astron. Astrophys. vol. 348, pp. 614–620. 16. SAITO, K., MAKITA, M., NISHI, K. and HATA, S., 1970. A non-sperical axisymmetric model of the solar K corona of the minimum type. Ann. Tokyo Astron. Obs. vol. 12, pp. 51–173. 17. KATHIRAVAN, C., RAMESH, R. and SUBRAMA- NIAN, K. R., 2002, Metric Radio Observations and Ray- tracing Analysis of the Onset Phase of a Solar Eruptive Event. Astrophys. J. vol. 567, no. 1, pp. L93–L95. DOI: 10.1086/339801 18. ABRANIN, E. P. and BAZELYAN, L. L., 1986. Decamet- ric radiation of quiet Sun. Preprint. is. 304. Kharkіv: Insti- tute for Radiophysics and Electronics of Academy of Sciences of USSR (in Russian). 19. REEVES, K. K., GIBSON, S. E., KUCERA, T. A., HUD- SON, H. S. and KANO, R., 2012. Thermal Properties of a Solar Coronal Cavity Observed with the X-Ray Tele- scope on Hinode. Astrophys. J. vol. 746, no. 2, id. 146. DOI: 10.1088/0004-637X/746/2/146 20. ASCHWANDEN, M., 2005. Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Chichester: Springer Praxis Books. 21. NAJMI, A., MILIKH, G., YAMPOLSKI, Y. M., KO- LOSKOV, A. V., SOPIN, A. A., ZALIZOVSKI, A., BERN- HARDT, P., BRICZINSKI, S., SIEFRING, C., CHIANG, K., MORTON, Y., TAYLOR, S., MAHMOUDIAN, A., BRIS- TOW, W., RUOHONIEMI, M. and PAPADOPOU- LOS, K., 2015. Studies of the ionospheric turbulence excited by the fourth gyroharmonic at HAARP. J. Geo- phys. Res. Space Phys. vol. 120, is. 8, pp. 6646–6660. DOI: 10.1002/2015JA021341 A. A. Ѕtaniѕlavѕky Institute of Radio Astronomy, National Academy of Sciences of Ukraine, 4, Chervonopraporna St., Kharkiv, 61002, Ukraine V. Kazarin National University of Kharkiv, 4, Svoboda Sq., Kharkiv, 61022, Ukraine THE ROLE OF RADIO WAVE PROPAGATION EFFECTS IN THE SOLAR CORONA TO INTERPRET THE BEHIND-LIMB BURSTS Purpose: The radio emission propagation of solar radio bursts in the solar corona which sources are located on the far side of the Sun relative to the observer on Earth is studied. Design/methodology/approach: Using the piecewise linear ap- proximation of the beam path in various models of electron den- sity in corona, we find out the impact of these models on the propagation effects of radio emission from the far side of the Sun in approximation of geometric optics. Findings: It is shown that if as a model of the solar corona one chooses the plasma density decreasing in solar corona with distance from photosphere, the radiation of limb-behind burst sources cannot be recorded by ground-based radio astronomy instruments due to radio emission reflection in the direction out- ward the Earth. Conclusions: The arguments to explain the possibility of ground- based observations of limb-behind bursts due to the influence of ISSN 1027-9636. Радиофизика и радиоастрономия. Т. 21, № 1, 2016 13 Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков coronal mass ejections on the solar corona density from active spots near the solar limb are proposed. Key words: Sun, upper corona, decameter radio emission, elec- tron density distribution, inhomogeneous layered medium О. О. Станіславський Радіоастрономічний інститут НАН України, вул.Червонопрапорна, 4, м. Харків, 61002, Україна Харківський національний університет імені В. Н. Каразіна, м. Свободи, 4, м. Харків, 61022, Україна РОЛЬ ЕФЕКТІВ ПОШИРЕННЯ РАДІОХВИЛЬ У СОНЯЧНІЙ КОРОНІ ДЛЯ ІНТЕРПРЕТАЦІЇ ЗАЛІМБОВИХ СПЛЕСКІВ Предмет і мета роботи: Досліджується поширення радіо- випромінювання сонячних сплесків у сонячній короні, дже- рела яких знаходяться на зворотному боці Сонця відносно спостерігача на Землі. Методи та методологія роботи: З використанням кусоч- но-лінійної апроксимації траєкторії променя в різних моде- лях електронної концентрації корони оцінюється вплив таких моделей на ефекти поширення радіовипромінювання з залімбовой області в наближенні геометричної оптики. Результати роботи: Показано, що якщо в якості моде- лі сонячної корони вибрати монотонно спадаючу залеж- ність електронної концентрації плазми з відстанню від фото- сфери, то радіовипромінювання залімбових джерел у такій короні не може бути зареєстровано наземними радіоастро- номічними інструментами в силу його відбиття в сторону від Землі. Висновок: Пропонується пояснення можливості наземних спостережень залімбових сплесків за рахунок впливу викидів корональної маси з активних областей поблизу сонячного лімба, що породжують порожнини зі зниженою електрон- ною щільністю. Ключові слова: Сонце, верхня корона, декаметрове радіо- випромінювання, розподіл електронної густини, неоднорід- но-шарувате середовище Статья поступила в редакцию 24.12.2015

Роль эффектов распространения радиоволн в солнечной короне для интерпретации залимбовых всплесков

Репозитарії

Схожі ресурси