Спектральные характеристики радиоизлучения активных областей и прогноз солнечной активности. Студент: Курочкин Е. А. Науч. рук. : Яснов Л. В. , Богод В. М. Рецензент: Погодин И. Е.
Содержание работы • Анализ размеров горизонтальной ДНА системы «Юг+Плоский» телескопа РАТАН-600; • Построение спектральных характеристик активных областей (АО) по наблюдательным данным РАТАН 600; • Расчет спектральных характеристик АО по исходным данным магнитного поля на уровне фотосферы; • Связь спектральных характеристик излучения АО с вероятностью вспышек АО; • Выводы. 2
«Юг+Плоский» 1974 -1991 Облучатели волноводного типа 1991 -2005 Облучатель конструкции Дикого В. Н. на резонаторах бегущей волны 2005/09/2011/09/28 Облучатели на плоских двухзаходных спиралях 2011/09/29 настоящее время cинусные антенны (зигзаг) 3 Таблица 1. Облучатели различного типа, используемые в разные периоды для наблюдений Солнца на «Юг+Плоский» РАТАН-600.
Частотное расположение каналов в приемном комплексе. Представление перекрытия частотного диапазона 0. 75 ГГц-18. 2 ГГц с помощью 112 канального анализатора 4
ДНА спиральных облучателей 5
ДНА синусных облучателей 6
Сравнение ДНА облучателей + = 7
ДНА «Юг+Плоский» с учётом ДНА облучателей и без Рис. 4 а) Спектр ширины ДНА б) Спектр отношения различных ДНА к ДНА, используемой при анализе АО. 8
Влияние горизонтального размера ДНА на измерения размера ЛИ Рис. 5 а) Полученные размеры компактной АО 10935 при использовании различных моделей ДНА. б) АО 10935 на магнитограмме SOHO MDI. 9
Пример наблюдений активного Солнца в широком диапазоне волн на РАТАН-600 26 декабря 2011 г. Многоволновый скан Солнца. Активные области с различными спектрами поляризованного потока. 10
Спектральные хар-ки АО Спокойные АО: NOAA 1354, NOAA 1384 11
Спектральные хар-ки АО Вспышечные АО: 1302, 1429, 1515 12
Спектральные хар-ки АО Сравнение спокойной (NOAA 1384) и вспышечной (NOAA 1302) АО. 13
Расчет магнитного поля АО Восстановление магнитного поля АО по магнитному полю на уровне фотосферы Приближение ∇XB=αB Метод Н. Сихафера (N. Seehafer) – рассчёт линейного безсилового магнитного поля, α=const; Метод Т. Вегельмана (T. Wiegelmann) – рассчёт нелинейного безсилового магнитного поля, α=α(x, y, z); Представление данных, полученных в ходе восстановления магнитного поля АО: X Y Z Bx By Bz … … … 14
Метод Сихафера Приближение: rot. H=αH, α=const; где , Lx и Ly – размеры активной области на фотосфере Коэффициенты Cmn определяются по наблюдаемому фотосферному полю: 15
Активная область NOAA 10008 (спокойная) Скан Солнца в канале I, полученный на радиотелескопе 16 РАТАН-600 на волне 3. 83 см за 2002. 06. 25.
a б Спектры a) потока (в единицах sfu) и яркостной температуры в канале I и б) в 17 канале V для NOAA 10008 за 2002. 06. 25.
Степень поляризации Pol=V/I 18
Спектр размеров NOAA 10008 в канале I и V. Theta – размер источника на скане, Theta_clean – истинный размер источника, полученный в предположении круговой симметрии формы источника. 19
Изогауссы реконструированного магнитного поля на высотах 0 и 2 Mm для NOAA 10008 за 2002. 06. 25. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель = 1. 98 угл. сек. ) 20
Изогауссы реконструированного магнитного поля на высотах 4 и 6 Mm для NOAA 10008 за 2002. 06. 25. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель = 1. 98 угл. сек. ) 21
Изогауссы реконструированного магнитного поля на высотах 8 и 10 Mm для NOAA 10008 за 2002. 06. 25. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель = 1. 98 угл. сек. ) 22
Измеренные размеры NOAA 10008 в канале V (Theta_clean) и размеры по реконструированному полю 23 на высоте i в Mm (Theta_i).
Попытка коррекции реконструированного МП (формула Такакуры, 1972 г. ) где B 0 - напряженность магнитного поля на уровне фотосферы, d - глубина диполя под фотосферой (d≈r - радиус пятна), h - высота над фотосферой. По MDI магнитограммам определим B 0 и r. 24
Соответствие максимальных полей по Сихаферу (BS) полю по Такакуре с d=24 Mm и d=40 Mm. 25
Рис. 8. Размеры 10008 в канале V (Theta_clean). Theta_i_d=40 – размеры по реконструированному полю по Сихаферу с коррекцией с d=40 (см. формулу 26 Такакуры) на высоте i в Mm.
Активная область NOAA 10930 (неспокойная) Скан Солнца в каналах I (зелёный) и V (синий), полученный на радиотелескопе РАТАН-600 на волне 3. 81 см за 2006. 12. 11. 27
Спектр потока NOAA 10930 (слева) и яркостной температуры (справа) в канале I 28
Спектр потока NOAA 10930 (слева) и яркостной температуры (справа) в канале V. 29
Степень поляризации V/I. 30
Изогауссы для активной области 10930 по Сихаферу на высотах 0 и 2 Мм, наложенные на фотосферное поле по MDI. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель= 1. 98 угл. сек). 31
Изогауссы для активной области 10930 по Сихаферу на высотах 4 и 6 Мм, наложенные на фотосферное поле по MDI. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель= 1. 98 угл. сек). 32
Изогауссы для активной области 10930 по Сихаферу на высотах 8 и 10 Мм, наложенные на фотосферное поле по MDI. Масштаб по осям в пикселях (1 пиксель= 1. 98 угл. сек). 33
Спектры размеров NOAA 10930 в канале I и в канале V. Theta – размер источника на скане, Theta_clean – истинный размер источника, полученный в предположении круговой симметрии формы источника. 34
Измеренные размеры NOAA 10930 в канале V (Theta_clean) и размеры по реконструированному полю на высоте i в Mm. Черные 35 линии – экстраполяция на высокие частоты.
Выводы по сравнению магн. полей и размеров АО Хар-ки излучения проанализированных активных областей (NOAA 10008 и 10930) имеют следующие особенности: 1. Высокая яркостная температура излучения в канале I на низких частотах ~(49)*106 K. 2. Высокая яркостная температура поляризованного излучения (в канале V) на низких частотах ~(1 -2)*106 K. 3. Растущая с частотой степень поляризации источников. 4. Малые размеры источников (менее 2 -3 угловых секунд) поляризованного излучения (в канале V) на низких частотах. Проделанные расчеты позволяют утверждать, что реконструированное магнитное поле по методу Сихафера не соответствует измеренным размерам на высоких частотах. Требуется заметное увеличение напряженности магнитного поля на высотах переходной области. Если предполагать, что излучение на частотах около 15 ГГц возникает на высотах около 2 Mm, то поле на этой высоте необходимо увеличить на 15 %, если это излучение возникает на высоте 3 Mm, то поле необходимо увеличить на 20%. Распределение магнитного поля по формуле Такакуры также не дает правильной зависимости размеров от частоты. Аналогичный результат был получен и в работах , V. M. and Yasnov, L. V. 2009, Astrophysical Bulletin, 64, 372 G. M. Nita, G. D. Fleishman, J. Jing, S. V. Lesovoi, V. M. Bogod, L. V. Yasnov, H. Wang, and D. E. Gary. 2011, Astrophys. J. in press.
Система анализа АО Формулировка критерия Танаки-Эноме: Tanaka H. , Enome S. , 1975 1) поток АО на длине волны 3 см превышает 10 с. е. п. 2) отношение потока на 3 см к потоку на 8 cm > 1 3) одномерное распределение поляризованного излучения на волне 3 см имеет E или P конфигурацию. 37
Классификация событий События: • A = {поток на 3 см > 10 с. е. п. И отношение потоков 3 см/10 см > 0. 8} • B = { произошла хотя бы одна вспышка класса М или Х в течение последующих трех суток с момента даты наблюдения } • • TP = (A & B) - True Positive TN = (!A & !B) - True Negative FP = (A & !B) - False Positive – «ложная тревога» (ошибка II рода) FN = (!A & B) - False Negative – пропущенные события(ошибка I рода) 38
Критерии оценки TP = (A & B) — True Positive — угадали, что будет вспышка; TN = (!A & !B) — True Negative — угадали, что вспышки не будет; FP = (A & !B) — False Positive – «ложная тревога» (ошибка II рода); FN = (!A & B) — False Negative – пропущенные события (ошибка I рода). Accuracy (ACC, «точность» ): вероятность угадать вспышку. True skill statistic ( «The Hanssen-Kuiper skill score» или «the Hanssen-Kuiper discriminant» ): POD - probability of detection - вероятность срабатывания POFD - probability of false detection - вероятность ложного срабатывания 39
Результаты проверки критерия Танаке-Эноме События Индексы эффективности ACC TSS Протонные вспышки 94% 13. 2% Вспышки класса M и X 88% 12. 8% За период с 1 июня 2011 года по 27 января 2013 проанализировано 4677 наблюдений. Для вспышек классов М и Х Для протонных событий 40
Web-страница прогноза солнечной активности http: //www. spbf. sao. ru/prognoz/db. html 41
Выводы 1. 2. 3. 4. Исследованы характеристики широкодиапазонных облучателей и их влияние на формирование многоволновых ДНА. Выводы: необходимость корректировке используемой ДНА «Юг+Плоский» в связи с более узкой ДНА спиральных и, тем более, синусных облучателей, что приводило к неверным размерам ЛИ. Изучены особенности структуры различных активных областей. Выводы: ВПАО имеют не только большую, чем другие АО, площадь. Потоки ВПАО зачастую больше (более 20 с. е. п. ) потоков спокойных или неспокойных областей (5 -20 с. е. п. ). Кроме того, крутизна спектра ВПАО больше, чем у остальных АО. Однако, как показывает наблюдение множества АО, даже у ВПАО может быть относительно небольшие потоки, порядка 10 -15 с. е. п. Стоит обратить внимание на крутизну спектров АО (у ВПАО она больше). Проведена реконструкция фотосферного магнитного поля на уровни нижней короны, из которых исходит микроволновое излучение. Проведено сопоставление расчетной структуры активной области и наблюдаемой одномерной структуры на ряде волн сантиметрового диапазона. Вывод: удалось выполнить сравнение реальных наблюдений на РАТАН 600 с реконструированным полем, которое, однако, необходимо корректировать для лучшего совпадения. Проведено исследование большого банка данных с целью проверки корректности критерия Танаки-Еноме. Предложено его развитие на основе многоволновых спектрально-поляризационных наблюдений на РАТАН-600. Создана тестовая версия системы прогноза вероятности вспышек. 42
Скачать презентацию Спектральные характеристики радиоизлучения активных областей и прогноз солнечной
Курочкин_Е.А._-_Магистерская Corr.ppt