Title: Радиоизлучение внешних слоёв атмосферы Солнца по данным наблюдений солнечного затмения 29
Author: Olga
Last saved by: var
Company: Home

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ВНЕШНИХ СЛОЁВ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 29.03. 2006 НА РАТАН-600

Голубчина О.А. ^1, Коржавин А.Н. ^1, Богод В.М. ^1, Тохчукова С.Х. ^1
^1Санкт-Петербургский филиал Специальной Астрофизической обсерватории, РАН

RADIO EMISSION OF EXTERNAL LAYERS OF THE SOLAR ATMOSPHERE ACCORDING TO OBSERVATIONS OF SOLAR ECLIPSE ON 29 MARCH, .2006 AT RATAN-600

Golubchina O.A, Korzhavin A.N., Bogod V.M., Tokhchukova S.Kh. ^1

Abstract
Results of simulation of centimetric radio emission of the maximal phase of the solar eclipse of 29.03.2006 are presented. The results are compared with observations of the eclipse at radio telescope RATAN-600.  The main goal of the work is to study the brightness temperature distribution in the solar atmosphere at distances from one  up to two radiuses of the Sun.
Наблюдения. Наблюдение максимальной фазы солнечного затмения 29 марта 2006 г выполнено почти одновременно на Южном  и Северо-восточном секторах радиотелескопа РАТАН-600 в диапазоне длин волн от 1.03 см до 30 см. Максимальная фаза затмения Ф = 0.998 приходилась на момент 11:17 UT, при этом открытой оставалось ~0.2 % оптического диска Солнца. В данной работе моделируются наблюдения на Южном секторе с Перископом. Многочастотные наблюдения в диапазоне длин волн (1.8÷5.0) см выполнены с помощью спектрально-поляризационного комплекса с высоким разрешением [1] в азимуте 29.5^о. Позиционный угол наблюдений составлял -23.5^0. Горизонтальный размер ДНА растет пропорционально длине волны и на 1.84см составлял 16 угл.сек., на 5.02 см – 44 угл.сек. Смещение центра ДНА по высоте относительно центра оптического диска Солнца составляло +22 угл. мин.
По результатам наблюдений было выделено 3 объекта для исследования (рис.1) Перечислим эти объекты, и их видимость по спектру:
1) (K(E), K(W)) Радиоизлучение короны. Значительно за пределами оптического диска Солнца на волне 5.02 см,  но практически исчезает на короткой волне 1.84 см
2) (P) Компактный источник радиоизлучения, отождествлённый с высокоширотным протуберанцем. Излучает во всем рассматриваемом диапазоне длин волн.
3) (PS) Полярный радиоисточник (над северным полюсом Солнца). Его контраст растёт с уменьшением длины волны наблюдения. 

Рис.1. Наблюдения затмения на РАТАН-600. Нижняя кривая  - наблюдение радиоизлучения Луны на волне 1.84 см в азимуте 29.5 ^o накануне затмения. При обработке потоки радиоизлучения Луны вычитались из затменных сканов на соответствующих длинах волн.
Все эти источники расположены за пределами диска Солнца, и их наблюдение стало возможно благодаря затмению Луной мощного радиоизлучения от спокойного Солнца. 
Некоторые результаты анализа полученного материала наблюдений были приведены в работах [2, 3].
Моделирование. Принимаемый сигнал от источника описывается уравнением свертки: 
Т_А (ϕ) = ∫ А(ϕ + β) Т(β) d(β),                                      (1)
где Т_А (ϕ) - полученная из наблюдений антенная температура источника, А(ϕ) – ДНА, Т(β) - истинное распределение яркостной температуры  по наблюдаемому источнику.
Как известно, решение уравнения свёртки позволяет, зная Т_А(ϕ), определить Т(β). В этой работе мы решаем обратную задачу, т.е. ищем такое Т(β), чтобы при известной А(ϕ), результат свертки максимально совпадал с наблюдаемым Т_А(ϕ). Решение обратных задач проводится, как правило, в рамках некоторой математической модели исследуемого объекта. Солнце и Луны моделировались нами в виде концентрических колец с равномерным и симметричным распределением яркости внутри кольца. Значения яркостной температуры Луны задавалось известными значениями из литературы. Для Солнца, яркостные температуры от центра оптического диска до расстояния 1.2 R задавались согласно теоретическим данным, а также данным, полученным из наблюдений Солнца на РАТАН-600 [4]. На расстояниях от 1.2 R  до 2 R яркостные температуры Солнца рассчитывались следующим образом. Для кольца Солнца с заданным радиусом r температура определяется согласно формуле:
T_b (r) = T_e *μ ( r^1)* ΔL,                                       (2)
где ΔL – элемент оптического пути по лучу зрения; r^1 – расстояние от центра Солнца до текущей точки по лучу зрения. 

Рис. 2. Распределение яркостной температуры по диску Солнца на волне 2 см. Слева- вся кривая, справа – участок от 1.2 до 2R выведен в большем масштабе.

Берем ΔL = 2*10^9см. Электронная температура Солнца известна, и равна: T_e = 1.4 * 10^6 = const (для короны) и   T_e = 10^4 = const (для хромосферы ).   Коэффициент поглощения определяется по формуле: 
μ(r^1) = 10 ^-22* 0.19 n_e^2 T_e^-3/2λ^2.                                (3)
Где злектронная концентрация  n _e (r^1) рассчитывается согласно формуле  Баумбаха-Аллена: 
n _e (r^1) = 10^8 [1.55 (r^1/ R_s)^-6 + 2.99(r^1/ R_s)^-16].                 (4)
Для каждого элемента пути ΔL рассчитывается соответствующая яркостная температура:
T_b (r^1) = T_e * μ ( r^1) *ΔL                                    (5)
И наконец, суммируем полученные в (5) значения  по лучу зрения:
T_b(r)= Σ T_b(r^1).                                           (6)
Таким образом, мы рассчитали яркостную температуру  T_b(r) для кольца Солнца с заданным радиусом. Процедура повторяется для всех заданных колец Солнца. Аналогично выполняется моделирование для радиоизлучения Луны. На рис. 2 приведены  значения яркостных температур, полученных нами в результате моделирования.
Далее, согласно полученным T_b(r) рассчитывается T_А(r). Для ее расчета, для заданного количества моментов (300)  течение 2,5 минут до и 2,5 минут после максимальной фазы затмения, рассматривается взаимное расположение Луны, Солнца, ДНА РАТАН-600, и учитывается вклад каждого кольца в результирующий сигнал. При правильном подборе параметров модели (распределения яркостной температуры хромосферы и короны ) полученная модельная кривая солнечного затмения должна совпасть с записью реального наблюдения. Результат моделирования приведён на рисунке 3.

Рис.3. Сравнение результата моделирования кривой солнечного затмения 29.03.2006 г. и реальных наблюдений  на РАТАН-600 на волне 2 см. 1 и 2- реальная и моделированная затменные кривые; 3- расчетный вклад Солнца в затменную кривую, 4 и 5- реальный и моделированный сканы (результаты свертки с ДНА) излучения Луны.

Выводы. Из рис. 3 видно, что реальный скан солнечного затмения (1) несколько отличается от скана, полученного нами в процессе моделирования (2). Это означает, по всей видимости, что представление о  двумерном Солнце, как системе колец с равномерным и симметричным распределением яркости, является несколько упрощенным, недостаточно точно описывающим реальное распределение яркости во внешних слоях солнечной атмосферы. При дальнейшем развитии модели предполагается учесть неоднородность распределения яркости на уровнях хромосферы и короны Солнца.
Работа выполнена при поддержке РФФИ 08-02-00378а и 06-02-17034а

Литература
1.	БогодВ.М. Тезисы докладов Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца, 7-12 июля 2008 г, с. 19
2.	О.А. Голубчина, В.М. Богод, А.Н. Коржавин, Н.Н. Бурсов, С.Х. Тохчукова, Астрофизический Бюллетень, 2008, том 63, №1, с. 36-44.
3.	В.М. Богод, О.А.Голубчина, Г.Н.Жеканис, А.Н.Коржавин, В.С.Котельников, Н.А.Нижельский, П.Г.Цыбулев, Астрофизический Бюллетень, 2007, т.62, №4, с.379-388.
4.	Боровик В. Н. Автореф. дис. на соискание учен. степени д-ра физ.-мат. наук. -Н. Архыз, 1997.