Анализ волновых процессов по модуляциям электромагнитного излучения космических объектов

Электромагнитное излучение астрофизических объектов является основным источником информации о физических условиях и эволюции этих обычно недоступных для контактных измерений небесных тел. В настоящее время исследователи располагают большим арсеналом средств для изучения космических объектов, в числе которых многочисленные радиои оптические обсерватории [1−5], наблюдения при помощи аппаратуры на искусственных спутниках Земли (например, [6−8]). Изучению модуляций электромагнитного излучения и реконструкции процессов и условий на астрофизических объектах и посвящена данная диссертационная работа.

В данной диссертационной работе основное внимание уделено изучению некоторых процессов, протекающих на Солнце, и их проявлениям в наблюдаемых модуляциях солнечного микроволнового излучения (главы 2 Ч- 3 настоящего исследования), а также рассмотрению некоторых особенностей эк-зопланетных систем (приложение 1 диссертационной работы). В рамках работы был проведен подробный анализ некоторых наблюдений, выполненных обсерваториями «Метсахови» на частотах 11,7 ГГц и 37 ГГц [3, 4], а также радиогелиографами и радиополяриметрами обсерватории «Нобеяма» на частотах 1, 2, 3,75, 9,4, 17 и 35 ГГц [1, 2]. В некоторых случаях рассматривались также наблюдения Сибирского солнечного радиотелескопа на частоте 5,6 ГГц [5].

В диссертационной работе для обработки записей радиоизлучения Солнца применялось преобразование Вигнера-Виля [9−11] в сочетании с преобразованием Фурье со «скользящим» окном. Для предварительной обработки данных был разработан пакет программ, используемый для предварительной чистки" сигнала от помех, устранения неэквидистантности данных (если это необходимо), удаления трендов и среднего, частотной фильтрации различных типов. Применение данного метода в астрономии описывается в [12, 13], а также в работе [14], где представлены алгоритмы подготовки данных и алгоритмы спектрально-временного анализа, а также программное обеспечение, использованнное для анализа. К преимуществам данного метода можно отнести высокую чувствительность и хорошую разрешающую способность как на временной, так и на частотной шкалах, к недостаткам — вызванное нелинейностью метода возникновение в спектрах артефактов, то есть линий искусственного происхождения. Новизна предложенной в главе 1 методики заключается в возможности благодаря предложенной улучшенной предварительной обработке избежать появления в спектрах артефактов и искажений и получить спектры с высоким временным и частотным разрешением [9, 14]. Предложенный алгоритм позволяет, например, уверенно выделять в спектрах модуляционные линии с линейной частотной модуляцией, которые практически невозможно обнаружить с применением одного лишь быстрого преобразования Фурье.

В настоящее время, несмотря на обширный накопленный материал [1518], при интерпретации модуляций излучения Солнца до сих пор не решены некоторые вопросы. Остановимся более подробно на некоторых из них.

Как известно, солнечная корона имеет достаточно сложную неоднородную структуру [19−21]. Как на каждую отдельную заряженную частицу, так и на плазму в целом действует магнитное поле, что приводит к огромному многообразию возникающих в солнечной короне структур и явлений (магнитные петли, протуберанцы, корональные выбросы массы, факелы, пятна и так далее). Корональные магнитные петли (КМП) представляют собой длинные узкие плазменные жгуты, в которых давление плазмы уравновешивается давлением магнитного поля, связанного с веществом. В плазме корональных магнитных петель, также как и в космической плазме [22−24], могут существовать различные типы магнитогидродинамических осцилляций [15−18], кроме того, наблюдаются также колебания КМП как целого (так называемые кинк-колебания петель). Кинк-мода КМП была рассмотрена в ряде работ [6, 25−29]. В разделе 2.3 данной диссертационной работы, а также в работах [29, 30] впервые проведено сравнение проявлений кинк-осцилляций КМП в различных диапазонах, а именно, наблюдений на частотах 11,7 и 37 ГГц и наблюдений спутника TRACE в ультрафиолете. Получено хорошее согласование наблюдаемых периодов, что указывает на наличие физической связи геометрических кинк-осцилляций с модуляциями микроволнового излучения.

В литературе можно найти также множество источников, в которых рассматриваются магнитогидродинамические колебания корональных магнитных петель и механизмы, благодаря которым осцилляции такого типа могут моделировать исходящее из петли излучение. Различными авторами рассматривались альфвеновские (например, [15, 17, 31, 32]), быстрые [15, 33−35] и медленные магнитозвуковые [15, 31, 36] колебания в КМП. Интерес представляют также колебания корональных магнитных петель как эквивалентного электрического контура. В рамках такого подхода магнитная петля рассматривается как виток с током, обладающий определенными индуктивностью и емкостью. Впервые такая модель была предложена в работе [37] и впоследствии успешно развивалась [25, 26, 38, 39]. Так как в данной модели частота собственных колебаний магнитной петли зависит от протекающего в петле тока, наблюдательные данные о модуляции микроволнового излучения можно использовать для диагностики тока, текущего в КМП.

В разделе 2.2 диссертационной работы представлена реализация данного подхода. В частности, показано, что развитию вспышки в магнитной петле предшествует резкое, в несколько раз, увеличение силы тока. Повышенная диссипация тока приводит к резкому увеличению энерговыделения и, в конечном итоге, к возникновению вспышки. Данный результат свидетельствует о важной роли тока в развитии солнечных вспышек, механизм возникновения которых до сих пор окончательно не изучен.

Следует также отметить, что корональные магнитные петли наблюдаются не только в солнечной короне, но и на других звездах поздних спектральных классов. В ряде работ [40−43] авторами рассматривались осцилляции коро-нальных магнитных петель, заполняющих короны этих звезд.

В то время как большинство квазипериодических колебаний в КМП имеют периоды от нескольких до нескольких сотен секунд, на Солнце наблюдаются также так называемые долгопериодические (с периодами в десятки минут) и сверхдолгопериодические осцилляции [44−46]. Считается, что квазипериодические колебания с такими периодами обусловлены колебаниями солнечных пятен. Осцилляции солнечных пятен были рассмотрены в ряде работ [47−50], однако, несмотря на это, долгопериодические колебания до сих пор изучены в меньшей степени по сравнению с более краткопериодически-ми осцилляциями с периодами 1 -=- 10 минут. В работах [51, 52] авторами была предложена так называемая модель «мелкого» солнечного пятна, в рамках которой солнечное пятно рассматривается как изолированная магнитная структура, формирующаяся из всплывшей квазивертикальной магнитной силовой трубки и проникающая в фотосферу на незначительную глубину порядка 3 4- 4 тысяч километров. В данной модели возможно несколько типов собственных колебаний солнечного пятна [51]: крутильные, радиальные, широтные и, наконец, долготные моды, каждая из которых имеет определенные периоды. В разделе 2.1 главы 2 данной диссертационной работы рассматриваются долгопериодические колебания, обнаруженные при исследовании модуляций микроволнового излучения Солнца. Оценена частота появления низкопериодических линий с различными периодами и получен новый результат, согласно которому наиболее часто в низкочастотных спектрах солнечного микроволнового излучения встречается линия с периодом около 30 минут. Показано, что наблюдаемые модуляционные периоды 20 -т- 90 мин могут соответствовать радиальной или крутильной моде колебаний солнечных пятен. Новым результатом является также получение оценок яркостной температуры колебаний. В разделе 2.1 показано, что яркостная температура колебаний в зависимости от уровня активности Солнца может различаться более, чем на порядок.

Следует отметить, что в ряде случаев наблюдаемые осцилляции солнечного микроволнового и оптического излучения могут быть вызваны глобальными осцилляциями скорости солнечной фотосферной конвекции. При этом в спектре наблюдается большой диапазон частот и периодов с максимумом, приходящимся на 5 мин (так называемые 5-минутные колебания). Проявления 5-минутных осцилляций скорости фотосферной конвекции в излучении Солнца и возможность их проникновения в корону рассматривались в ряде работ [39, 53−55]. Считается, что 5-минутные осцилляции не могут непосредственно проникать в корону, так как их частота находится ниже так называемой частоты отсечки, вследствие чего они отражаются от области температурного минимума. В работе [54] авторами впервые был предложен механизм параметрического резонанса для объяснения связи 5-минутных колебаний, выступающих в роли накачки, с 10- и 3-минутными осцилляциями, которые во многих случаях присутствуют в спектрах модуляций солнечного радиоизлучения одновременно с 5-минутной линией. В случае параметрического резонанса в солнечной короне 10- и 3-минутная линии выступают в роли субгармоники и первой верхней частоты параметрического резонанса соответственно.

Впоследствии предложенный в [54] механизм, объясняющий особенности модуляций по наблюдениям на частоте 37 ГГц, был подтвержден также по наблюдениям на частоте 11,7 ГГц [55]. Основные результаты данной работы представлены в разделе 3.1.1. Подтверждение проявления параметрического резонанса на частоте 11,7 ГГц свидетельствует о существовании механизма, благодаря которому 5-минутные осцилляции проникают высоко в корону, что может быть особенно важно для понимания ее нагрева.

Проблема нагрева солнечной и звездных корон остается одной из актуальных проблем современной астрофизики [56]. На протяжении многих десятилетий не удается понять, почему происходит быстрое возрастание температуры солнечной атмосферы от нескольких тысяч градусов на уровне фотосферы до миллионов и даже десятков миллионов градусов в короне, так как в короне нет видимых источников энергии, которые могли бы объяснить столь сильный разогрев [19, 20, 57−65]. В настоящее время в литературе обсуждаются несколько основных механизмов нагрева короны, в числе которых нагрев микровспышками, нагрев за счет затухания различных типов волн, нагрев за счет пересоединения магнитных линий, а также нагрев за счет диссипации токов. Однако, каждый из этих механизмов имеет свои ограничения. В литературе рассматривается как возникновение микровспышек за счет пересоединения магнитных линий [66], так и за счет ускорения электронов в корональ-ных магнитных петлях [67, 68]. Однако, в случае нагрева микровспышками в ряде работ высказываются сомнения о том, что микровспышки действительно происходят в солнечной короне с необходимой частотой [61, 69]. Тем не менее, в ряде работ утверждается и обратное [66, 70]. Следует отметить, что на современном уровне развития инструментов непосредственное наблюдение микровспышек в большинстве случаев пока еще невозможно, в связи с чем применяются косвенные методы оценки их количества (см., например, [57]). Несмотря на приведенные сложности, микровспышки, возможно, вносят свой вклад в нагрев короны, и этот механизм в некоторых случаях можно рассматривать как перспективный.

Нагрев короны и корональных магнитных петель за счет диссипации токов рассматривался, например, в работе [71]. При этом было показано, что для эффективного нагрева корональных магнитных петель требуются токи, превышающие I > 1015 А, в то время как наблюдаемые значения, как правило, не превышают Ю10 -г 1011 А. В разделе 2.2 данной диссертационной работы показано, что развитию вспышки предшествует кратковременное резкое (в несколько раз) увеличение силы тока, повышенная диссипация которого может приводить к дополнительному прогреву петли.

Нагрев короны волнами также имеет свои ограничения. Альфвеновские волны недостаточно хорошо затухают, чтобы обеспечить необходимый уровень нагрева. Нагрев короны могли бы обеспечить глобальные 5-минутные осцилляции скорости фотосферной конвекции, несущие большую энергию, однако, как уже упоминалось выше, они не могут непосредственно проникать в корону.

В главе 3 данной диссертационной работы обсуждаются два возможных механизма нагрева солнечной короны. В разделе 3.1 главы 3 исследуется возможность нагрева корональных магнитных петель за счет звуковых колебаний, возбуждаемых в КМП в результате параметрического резонанса с 5-минутными фотосферными осцилляциями. Впервые получены оценки плотности энергии звуковых колебаний. В разделе показано, что благодаря эффективному затуханию звуковые колебания могут объяснить происхождение горячих КМП с температурами (3 ч- 4) х 106 К.

В разделе 3.2 на основе подхода к диагностике токов, обсуждавшегося ранее в главе 2, рассматривается проявление микровспышек в модуляции микроволнового излучения КМП. В предложенном механизме периодическое изменение тока, текущего вдоль петли, вызванное модуляцией электродвижущей силы в основаниях петли 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной конвекции, приводит к возникновению в петле переменного электрического поля. Это поле, в свою очередь, ускоряет электроны в вершине петли, где условия для ускорения оказываются наиболее благоприятными. Электроны движутся вдоль магнитных силовых линий от вершины к основаниям КМП, где в результате более частных столкновений передают свою энергию окружающей плазме. Согласно приведенным в разделе оценкам, нагрев за счет такого механизма может в ряде случаев оказаться достаточно эффективным, чтобы полностью компенсировать (а в некоторых случаях и превысить) потери КМП на излучение. К плюсам данного механизма можно отнести постоянное действие, так как 5-минутные осцилляции существуют в фотосфере вне зависимости от уровня солнечной активности. В предложенном механизме микровспышки должны происходить не в вершине, но в основаниях петли, что хорошо согласуется с некоторыми работами [69].

В приложении 1 диссертационной работы рассматривается использование предложенного в главе 1 алгоритма для анализа световых кривых так называемых «экзопланет», то есть планет, находящихся за пределами Солнечной системы. Всего спустя четыре года после открытия первой экзоплане-ты 51 Pegasi Ь в 1995 году была открыта первая транзитная экзопланета ГГО 209 458Ь [72, 73]. Метод транзитной фотометрии — способ обнаружения экзопланет, основанный на наблюдениях прохождений планеты на фоне звезды («транзитов»), В настоящее время (по состоянию на февраль 2012 года) известно уже более 750 экзопланет, и с каждым днем поступают сообщения об открытии все новых, что позволяет сделать вывод о многочисленности планетных систем в нашей Галактике, а также в непосредственных окрестностях Солнца [8, 74].

В силу некоторых инструментальных особенностей все первые открытые экзопланеты относились к классу так называемых «Горячих Юпитеров», то есть обладали массой, сравнимой или превышающей массу Юпитера М/ыр, и обращались по очень близким орбитам вокруг своих родительских звезд. В случае «Горячего Юпитера» Ехо2Ь, исследованного в приложении 1, большая полуось орбиты составляет всего 0,0281 ± 0,0009 а.е. Благодаря небольшому расстоянию между планетами такого типа и родительскими звездами «Горячие Юпитеры» получают от своих звезд огромный поток энергии, что приводит к значительному разогреву и расширению планетарной атмосферы. В ряде работ (например, [75−79]) рассматривались различные механизмы взаимодействия родительской звезды и близко расположенного «Горячего Юпитера». В приложении 1 данной диссертационной работы рассматривается возможность применения разработанного алгоритма обработки для анализа записей световых кривых планеты Ехо2Ь по наблюдениям спутника COROT. В приложении 1, а также в работах [80−83] показана возможность анализа активности родительской звезды и исследования взаимодействий в системе «звезда — планета» по данным транзитных световых кривых.

В настоящее время исследования экзопланет представляют значительный интерес, так как исследование активности звезд различных типов позволяет получить информацию в том числе и о прошлом Солнечной системы. Как показывают результаты исследований эволюции звезд солнечного типа, на начальных стадиях эволюции звезды ее активность значительно превосходит современный уровень (более частые вспышки, корональные выбросы массы, больший поток коротковолнового излучения) [84, 85]. Следует отметить, что менее массивные красные карлики сохраняют высокий уровень активности на протяжении более длительного времени, чем звезды солнечного типа [84, 85], что должно оказывать большое влияние на эволюцию планет в системах таких звезд. Так как «Горячие Юпитеры» расположены очень близко к своим родительским звездам, эффекты взаимодействия в таких системах выражены наиболее сильно, что делает планеты такого типа весьма интересным объектом для исследований. Несомненно, исследования экзопланет различных типов, в том числе «Горячих Юпитеров», являются в настоящее время весьма актуальными и представляют значительный интерес.

Целью настоящей диссертационной работы является разработка методики обработки записей излучения астрофизических объектов, исследование колебательных процессов в солнечной атмосфере и в системе «звезда-планета» применительно к экзопланетным системам.

• Адаптация метода Вигнера-Виля применительно к астрофизическим объектам, разработка методики подготовки к обработке и непосредственно обработки записей излучения.

• Исследование модуляций солнечного излучения различных типов и физических процессов в источниках излучения.

• Рассмотрение двух механизмов нагрева корональных магнитных петель и оценка их эффективности на основе данных о модуляциях солнечного излучения.

• Определение параметров транзитных экзопланет и исследование проявлений активности родительских звезд по модуляциям световой кривой.

Решению первых трех из поставленных задач посвящены отдельные главы диссертации, приложение алгоритма для исследований экзопланетных систем рассматривается в приложении 1.

Научная новизна проведенных исследований заключается в следующем:

• Разработан новый алгоритм предварительной обработки записей излучения астрофизических объектов с последующим применением метода Вигнера-Виля в сочетании с методом Фурье-анализа со «скользящим окном».

• Впервые получено подтверждение проявлений параметрического резонанса на 11,7 ГГц, что указывает на проникновение 5-мин осцилляций скорости фотосфериой конвекции высоко в корону. Проведено исследование частоты встречаемости догопериодических линий в низкочастотных спектрах солнечного микроволнового излучения, получены оценки яркостной температуры колебаний. Показано, что развитию вспышки в корональной магнитной петле предшествует резкое увеличение силы тока, текущего в петле, что указывает на важную роль токов в развитии вспышек. Получено хорошее согласование периодов кинк-осцилляций магнитных петель с периодами низкочастотных модуляций в спектрах микроволнового излучения Солнца, указывающее на наличие физической связи между кинк-осцилляциями петель и их микроволновым излучением.

• Впервые определена плотность энергии медленных магнитозвуковых колебаний в корональных магнитных петлях в случае параметрического резонанса. Показано, что механизм нагрева петель медленными магни-тозвуковыми колебаниями позволяет объяснить происхождение горячих рентгеновских петель с температурами (3 -г 6) х 106 К. Предложен новый механизм развития микровспышек в корональных магнитных петлях и их детектирования с использованием анализа модуляций микроволнового излучения Солнца, показано, что микровспышки при определенных параметрах петли могут приводить к ее эффективному нагреву.

• Разработана новая методика исследования звездной активности на основе анализа световых кривых транзитных экзопланет, впервые с применением разработанного алгоритма исследованы световые кривые «Горячего Юпитера» Ехо2Ь.

Структура и объем диссертации

.

Диссертация состоит из введения, трех глав, приложения 1, заключения.

Выводы.

В данном Приложении были рассмотрены некоторые процессы, возможные в экзопланетных системах. В частности, были представлены возможные методы обработки световых кривых звезд на примере световой кривой планеты Ехо2Ь, открытой спутником COROT в 2007 году. По результатам проведенного анализа световых кривых планеты Ехо2Ь, записанных спутником COROT, установлена принципиальная возможность исследований астросейсмической активности звезд путем наблюдений прохождений планет через их диски, используя фотометрические данные спутников. В частности, наблюдаемые искажения световой кривой могут свидетельствовать о неравномерном свечении диска звезды, то есть о проявлении активности.

Результаты, представленные в данном Приложении, освещаются в работе [89], а также в трудах и тезисах конференций [80, 81, 83].

Заключение

.

Сформулируем кратко основные результаты диссертации.

1. Предложен новый алгоритм обработки данных, включающий в себя предварительную подготовку записей излучения (удаление трендов и среднего, «чистку» сигнала от спектральных составляющих инструментального происхождения) с последующим спектрально-временным анализом с применением билинейного метода Вигнера-Виля в сочетании с методом Фурье-анализа со «скользящим окном». Показана возможность широкого применения предложенного алгоритма в астрономии для анализа данных в различных диапазонах длин волн. В частности, в диссертационной работе алгоритм был использован для анализа микроволнового излучения различных солнечных объектов, а также для исследования световых кривых экзопланеты Ехо2Ь.

2. Исследованы модуляции микроволнового излучения Солнца в диапазоне 20 + 80 минут. Показано, что в данном диапазоне наиболее часто встречается линия с периодом около 30 минут, которая может быть объяснена как радиальная или крутильная мода собственных колебаний солнечных пятен. Показано, что яркостная температура осцилля-ций в случае вспышечных событий более чем на порядок превосходит аналогичную температуру осцилляций «спокойного» Солнца. В диапазоне 3 + 10 минут наиболее часто встречаются колебания с периодами 3,3, 5 и 10 минут. Соотношение ширин и интенсивностей линий свидетельствует о том, что данные линии являются проявлением параметрического резонанса в солнечной короне, когда взаимодействие глобальных 5-минутных осцилляций скорости фотосферной конвекции с корональными магнитными петлями приводит к возбуждению в последних медленных магнитозвуковых волн. Обнаружение характерных для параметрического резонанса линий в модуляции излучения на частоте 11,7 ГГц свидетельствует о том, что данный механизм позволяет 5-минутным фотосферным осцилляциям проникать высоко в корону.

3. На основе анализа данных спутника TRACE и обсерватории «Метсахови» показано наличие связи между крупномасштабными кинк-осцилляциями корональных магнитных петель и модуляционными парами, обнаруженными в низкочастотных спектрах микроволнового излучения. При этом в спектрах микроволнового излучения присутствуют линии с частотой, совпадающей с основной частотой кинк-осцилляций, и превышающей ее в два раза. Данную особенность можно использовать для детектирования петель, в которых кинк-осцилляции инициируются вспышкой, по данным микроволнового излучения.

4. Проведена диагностика текущих в корональных магнитных петлях токов по данным о низкочастотной модуляции солнечного микроволнового излучения. Показано, что развитию солнечных вспышек в магнитных петлях предшествует резкое (в несколько раз) увеличение силы тока, приводящее к допольнительному прогреву петли. Данный результат указывает на важную роль токов в развитии солнечных вспышек. В качестве возможной причины резкого усиления тока может выступать желобковая неустойчивость.

5. Исследован особый тип КМП, находящихся в режиме параметрического резонанса с 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной конвекции. Это приводит к возбуждению медленных магнитозвуковыхзвуко-вых колебаний в петлях с «резонансными» длинами 2×109 см < I <

2х 1010 см и к сильному дополнительному нагреву таких петель. Показано, что эффект параметрического резонанса в короне может объяснить существование наблюдавшихся спутником Yohkoh горячих рентгеновских петель с температурой 3 -г 6 миллионов градусов, существенно превышающей температуру окружающей короны (1 2 миллиона градусов).

6. Показано, что в результате взаимодействия 5-минутных осцилляций скорости фотосферной конвекции с токонесущими петлями происходит модуляция электрического тока, текущего в петле и, как следствие, генерация индукционного электрического поля. Это приводит к появлению группы убегающих электронов вблизи вершины петли, где поле Драйсера минимально. Когда ускоренные электроны достигают оснований петли, наблюдается микровспышка. Показано, что в зависимости от параметров петли за счет микровспышек возможна полная компенсация радиационных потерь, а также превышение нагрева над потерями на излучение.

7. Разработана новая методика исследования звездной активности на основе анализа световых кривых транзитных экзопланет. Выполнена предварительная и итоговая обработка световых кривых экзопланеты Ехо2Ь по наблюдениям спутника Corot. Показана возможность исследования звездной активности с использованием наблюдений транзитных экзопланет.