Сопоставление наблюдений крупномасштабных хромосферных потоков с помощью EUV и их свойств на определенных высотах с использованием данных Nobeyama на частоте 17 ГГц: I. Дифференциальный профиль вращения, разработанный S. Routh и соавторами.

Явление дифференциального вращения Солнца, описываемое уравнением1, где A — скорость вращения экватора, A и C — широтные градиенты, а $theta$ — широта, является краеугольным камнем теории солнечного динамо. В то время как гелиосейсмология и отслеживание характеристик в оптическом и сверхвысокочастотном диапазонах помогли составить карту этого профиля на поверхности и в глубоких недрах, в верхних слоях солнечной атмосферы сохраняется неопределенность, в основном из-за неопределенности в высоте излучения от чувствительных к температуре сверхвысокочастотных индикаторов.

[Omega= A + Bsin^ 2{theta} + C sin ^ 4{theta}] (уравнение 1)

В недавнем исследовании Routh et al. (2025) используется индикатор независимый подход к корреляции изображений с использованием радиоизображений на частоте 17 ГГц, полученных с помощью радиогелиографа Nobeyama (NoRH), который фиксирует относительно четко определенную высоту в верхней хромосфере (~3000 ± 500 км), для анализа дифференциального вращения солнечной атмосферы на той же высоте и сравнения с EUV и белым светом-основанные на наблюдениях. Радиодиагностика на этой частоте в основном основана на тепловом тормозном излучении, что делает их гораздо менее чувствительными к колебаниям температуры по сравнению с каналами EUV (Zirin, 1988).

Данные и анализ

Рисунок 1: Набор изображений на (а) 7 марта 2014 г. и (б) 8 марта 2014 г. из набора данных Нобеямы после преобразования в гелиографические координаты Стоунихерста. B1 и B2 отображают области, к которым применяется корреляция изображений. Области T1 и T2 отображают доминирующие яркие элементы в тех же областях, которые вносят существенный вклад в корреляцию, что подтверждается адаптивным пороговым значением интенсивности.

Мы используем 28-летние ежедневные полнодисковые радиоизображения на частоте 17 ГГц (1992-2020) и применяем автоматизированный метод корреляции изображений, не зависящий от трассировки. Разделяя каждое солнечное изображение на перекрывающиеся широтные ячейки (шириной 15$^ {circ}$) и максимизируя двумерную взаимную корреляцию разделенных во времени сегментов (B1 и B2 на рис. 1), метод определяет скорости вращения звездной системы, не полагаясь на видимые особенности, такие как солнечные пятна или пляжи. Важно отметить, что метод хорошо работает даже во время солнечного минимума, когда объекты малочисленны. Это делает его мощным инструментом для надежного долгосрочного отслеживания крупномасштабных потоков в хромосфере.Сравнивая профиль вращения солнечной хромосферы с профилем, полученным для солнечных пятен и фотосферной плазмы, мы обнаруживаем гораздо более высокие скорости вращения на всех широтах, а также сравнительно меньшую дифференциацию в их вращении (рис. 2; Левая панель). Ранее Раут и др. (2024) изучали тенденцию к увеличению скорости вращения экватора, и текущие результаты соответствуют указанной тенденции (рис. 2; Правая панель).

Рисунок 2: Профиль вращения для 17 ГГц по сравнению со значениями, полученными при сравнении с профилями вращения, полученными от 1Snodgrass (1983, 1984), 2Howard и др. (1984), 3poljanˇcic Beljan и др. (2017), 4Ruždjak и др. (2017), 5Jha и др. (2021) и 6 Routh и др. (2024).

Также обнаружена слабая отрицательная корреляция скорости вращения экватора (A) с солнечной активностью (рис. 3), что еще раз подтверждает тот факт, что при увеличении солнечной активности дифференциальное вращение может подвергаться явлению, известному как магнитное торможение.

Рисунок 4: График корреляции скорости вращения экватора (A; выделен красным) и широтного градиента (B; выделен синим) с годовым числом солнечных пятен и их оценкой погрешности в направлениях y и x соответственно.

Выводы

Наши результаты подтверждают потенциал радионаблюдений для изучения динамики солнечной хромосферы с уменьшенной неопределенностью по высоте. Совпадение скорости вращения экватора (A), обнаруженной в этом исследовании, с таковой для 304°AA в режиме EUV дополнительно подтверждает мнение о том, что скорость вращения экватора увеличивается с высотой над фотосферой. Будущие скоординированные исследования на длинах волн с более четким формированием по высоте будут иметь решающее значение для дальнейшего понимания сложной динамики солнечной атмосферы.

Дополнительная информация

Основано на недавнем исследовании С. Раута “Изучение крупномасштабных хромосферных потоков с использованием радионаблюдений Нобеямы на частоте 17 ГГц: I. Дифференциальный профиль вращения”, Astronomy and Astrophysics Letters, том 700, артикул №. L3, 2025. doi:10.1051/0004-6361/202555364

Коды для выделения ярких областей и корреляции изображений можно найти здесь:

https://github.com/srinjana-routh/Bright-Regions-Nobeyama, https://github.com/srinjana-routh/Image-Correlation

Ссылки

Полянчич Бельян, И., Юрдана-Шепич, Р., Брайша, Р. и др., 2017, Астрономия и астрофизика, 606, A72

Раут, С. и др., “Исследует динамический профиль вращения более горячей солнечной атмосферы: A Многоволновой подход с использованием данных SDO/AIA”, The Astrophysical Journal, том 975, 158, IOP, 2024

Другие новости:

---