Геомагнетизм и аэрономия, 2023, T. 63, № 1, стр. 104-111

1. ВВЕДЕНИЕ

Cолнечные затмения, несмотря на длительную историю наблюдений, продолжают оставаться одним из важных инструментов исследования физики Солнца. В радиодиапазоне они позволяют решать главную проблему – недостаток углового разрешения. Практически затмение представляет собой аналог обычных наблюдений на радиотелескопе, но с очень узкой ножевой диаграммой направленности. Кроме того, у затменных наблюдений есть очень существенное преимущество – более слабая зависимость разрешения от длины волны (~λ^–1/2), что важно при наблюдении на длинных волнах. Наиболее полно реализовать эти преимущества позволяют наблюдения затмений на крупных инструментах (с диаметром зеркала более 10 м), с помощью которых удается выделить на Солнце отдельный объект и таким образом ограничить вклад спокойного Солнца, который в данной задаче является помехой. Этот метод можно считать наилучшим вариантом “квазинулевого” способа регистрации сигнала для исследования структуры слабых деталей источника излучения.

Впервые крупный полноповоротный радиотелескоп был применен для наблюдений солнечного затмения 1966 г. [Апушкинский и Нагнибеда, 1972; Гельфрейх и др., 1972], послуживших началом развития особого “затменного” метода исследований радиоизлучения Солнца. К подобным телескопам относится и сеть радиотелескопов “Квазар-КВО” ИПА РАН [Финкельштейн и др., 2005], в составе которой работают 4 географически удаленные радиоастрономические обсерватории (РАО) – “Светлое”, “Зеленчукская”, “Бадары” и “Уссурийская АО” (https://iaaras.ru/ quasar/). Наблюдения Солнца на крупных телескопах РСДБ комплекса “Квазар-КВО” ведутся в режиме, когда входящие в ее состав инструменты РТ-32 и РТ-13 используются как одиночные зеркала и применяются в основном для наблюдений солнечных затмений. Исследования Солнца были начаты в 1999 г., и затмение 10.06.2021 г. – это восьмой случай. Именно с помощью радиотелескопа с диаметром зеркала 32 м (РТ-32) впервые было достигнуто максимальное эффективное угловое разрешение затменных наблюдений ~(1–3)″ на микроволнах [Финкельштейн и др., 2012].

ИПА РАН имеет также два малых инструмента, принимавших участие в наблюдении затмений. Это 1.5-метровый радиотелескоп РТ-2 в “Уссурийская АО” и радиометр водяного пара (РВП) [Arsaev et al., 2017], впервые принявший участие в наблюдениях затмения 10.06.2021 г. Малые инструменты, для которых Солнце является почти точечным источником, обладают своими специфическими преимуществами: не требуется заранее выбирать конкретные источники и при обработке не нужен учет реальной формы диаграммы направленности антенны (ДН). В ИПА РАН главной задачей РВП является измерение параметров земной атмосферы для определения тропосферной задержки радиосигнала в интересах фундаментального координатно-временнóго обеспечения, а также позиционирования по сигналам ГНСС.

Основной целью нашей работы являлась демонстрация возможностей и перспектив нестандартного использования сверхмалых радиотелескопов типа РВП, а именно, для наблюдений Солнца. Как показано в нашей статье, использование РВП в наблюдениях Солнца на примере затмения 10.06.2021 г., в диапазоне линии водяного пара (1.35 см) на частотах 20.7 и 31.4 ГГц, наряду с получением обычной затменной кривой и измерением средней яркостной температуры Солнца, позволяет также поставить задачу исследования влияния изменчивости поглощения в земной атмосфере на точность измерения как яркостной температуры Солнца, усредненной по всему диску, так и яркости отдельных деталей на нем.

2. ПРОЗРАЧНОСТЬ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ И РАДИОМЕТР ВОДЯНОГО ПАРА

Для основной части радиодиапазона, используемого в солнечных наблюдениях (сантиметровые – дециметровые волны), поглощение в атмосфере не велико. Но на коротковолновом краю (миллиметровые и субмиллиметровые волны) поглощение в атмосфере, а для малых антенн и ее излучение, оказывается решающим фактором (рис. 1а).

Основной вклад в поглощение вносят молекулы кислорода (O₂), паров воды (H₂O) и вода в жидкой фазе (дождь), концентрации которых в атмосфере Земли, как и вызываемое ими поглощение радиосигналов, переменны во времени, непредсказуемы и должны измеряться непосредственно во время наблюдения. Характерное время измерения для исследования Солнца во время затмения определяется полной длительностью затмения (до 3 ч).

Оценка параметров атмосферы в обсерваториях РСДБ комплекса “Квазар-КВО” проводится в режиме реального времени с помощью РВП – в настоящее время одним из высокоточных средств измерения радиояркостной температуры излучения земной атмосферы [Серов и др., 2015]: диапазон измерений антенной температуры – от 6 до 313 К, чувствительность при усреднении по 1 с – 0.1 К. Наблюдения ведутся на двух частотах – 20.7 ± 0.25 ГГц (канал А) и 31.4 ± 0.5 ГГц (канал Б), расположенных с разных сторон от линии водяного пара (рис. 1а). РВП имеет альт-азимутальную монтировку опорно-поворотного устройства, прием сигналов ведется с помощью двух независимых конических рупорно-линзовых антенн (РЛА) (см. рис. 1б). Радиометры типа РВП имеют возможность наведения антенной системы в заданную точку небесной полусферы и автоматического сопровождения источника радиоизлучения.

По результатам измерений на РВП яркостной температуры излучения атмосферы рассчитываются текущие значения оптической толщины атмосферы и интегрального коэффициента поглощения радиосигнала. Последнее используется для коррекции измеренной антенной температуры излучения космических источников за поглощение в атмосфере Земли.

Чувствительность РВП позволяет уверенно регистрировать излучение Солнца. Антенная температура Солнца в каналах РВП, как показывают измерения, лежит в пределах 50–70 К, в зависимости от величины поглощения радиосигнала в атмосфере. В период затмения 10.06.2021 г. в РАО “Светлое” антенная температура спокойного Солнца, скорректированная за поглощение в земной атмосфере, на частотах 20.7 и 31.4 ГГц, находилась на уровне 58.7 ± 2.5 К и 67.1 ± 2.5 К.

3. ОБСТОЯТЕЛЬСТВА И МЕТОДЫ НАБЛЮДЕНИЯ ЗАТМЕНИЯ 10.06.2021 г.

Астрономические обстоятельства затмения 10.06.2021 г. были следующими: центральная полоса затмения проходила значительно севернее европейской территории России (покрывалось Северное полушарие Солнца), в результате чего РАО “Зеленчукская” и “Уссурийская АО” оказались вне полосы затмения. Но для РАО “Светлое” (60.53° N, 29.78° E, Ленинградская обл.) и “Бадары” обстоятельства были неплохими – частная фаза затмения составила – 27% (см. рис. 2а) и 43% соответственно. В обеих обсерваториях были использованы крупные радиотелескопы РТ-13 и РТ-32, штатная аппаратура которых была специально отрегулирована для наблюдений Солнца. Для затмения 10.06.2021 г., учитывая слабую активность Солнца, был выбран режим, позволяющий выделять излучение деталей, для которых величина спектральной плотности потока составляла ~0.1% от полного потока Солнца, на фоне которого они наблюдались.

Методика наблюдений состояла в слежении радиотелескопом за избранным местом на диске Солнца во время его покрытия/открытия диском Луны. В программу наблюдений были включены 4 объекта – участок слабой активной области (AR), слабого флоккульного поля (FL) и точек I и IV контактов (см. рис. 2б).

Антенная система РВП обс. “Светлое” была наведена на центр диска Солнца и осуществляла непрерывное слежение за ним. Поскольку в обс. “Бадары” РВП находился в штатном положении – антенна направлена в зенит, то наблюдения обс. “Бадары” здесь рассматриваться не будут. Параметры радиотелескопов, использованных в обс. “Светлое” для наблюдения затмения, приведены в табл. 1.

4. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

В результате наблюдений были получены затменные кривые на радиотелескопах РТ-13, РТ-32 и РВП (см. рис. 3). Анализ спутниковых наблюдений GOES SXR показывает, что вспышечная активность Солнца в день затмения была небольшой (полный поток от Солнца в мягком рентгене в канале 1–8 Å не превышал 10^–6 Вт м^–2), и непосредственно в период затмения (9–12) UT полный поток еще уменьшился до <2 × 10^–7 Вт м^–2. Поэтому при анализе кривой затмения активность Солнца можно не учитывать.

В целом, ход затменной кривой на РВП на частотах 20.7 и 31.4 ГГц хорошо аппроксимируется кривой покрытия площадей – величиной незакрытой площади Солнца в оптике (см. рис. 3, жирная черная кривая). Наличие на затменной кривой РВП значительных флуктуаций сигнала, составлявших в районе I и IV контактов величину ~30%, не позволяет исследовать неоднородности в распределении радиоизлучения по диску Солнца, в особенности на его краю, но не препятствует измерению средней яркостной температуры диска Солнца.

Происхождение наблюдаемых флуктуаций обусловлено влиянием атмосферы – в отдельные моменты времени на диск Солнца закрывали легкие облака. Приведенные на рис. 3 наблюдения на радиотелескопе РТ-13 на близких к РВП частотах показывают отсутствие сильных изменений в пределах их ДН, что подтверждает не солнечный характер регистрируемых РВП флуктуаций. При этом прослеживается определенная коррелированность РВП-флуктуаций с мелкими дефектами на записях РТ-13 (например, это наиболее заметно с 9:50 до 10:00, см. рис. 3), что позволяет интерпретировать их как результат влияния переменной облачности. Благодаря тому, что РВП позволяет измерять оптическую толщину атмосферы, его данные могут использоваться для анализа наблюдений на инструментах с более узкой диаграммой направленности (РТ-13 и РТ-32), где влияние облачности (амплитудные помехи) неотличимо от физических изменений или неоднородности радиояркости Солнца. В зависимости от структурированности облачности, амплитуда помехи при наблюдении на крупных инструментах может быть на порядки меньше, чем на РВП (рис. 3), т.е. в задаче коррекции атмосферных помех большой точности от измерений на РВП не требуется.

5. ДИСКУССИЯ

Во время солнечного затмения 10.06.2021 г. в обс. “Светлое” на РВП на частотах 20.7 и 31.4 ГГц были зарегистрированы стандартные затменные кривые (изменение полного радиопотока от Солнца в ходе затмения). По своему характеру они хорошо совпадают с расчетной кривой покрытия площадей (площади открытой части Солнца, см. рис. 3), которую можно рассматривать как нижнюю, без учета влияния атмосферы, границу для кривых, полученных при наблюдении. Особенно хорошо расчетная кривая и наблюденные кривые совпадают в период времени (11:30–11:50) UT, когда их различие составляет менее 2%. Такое совпадение, несмотря на довольно высокий уровень помех, позволяет на частотах 20.7 и 31.4 ГГц моделировать Солнце равномерно светящимся диском и определить среднюю величину его яркостной температуры Т_В( f ) ( f – частота наблюдения) по известной формуле:

где Т_B и Т_А – яркостная и антенная температура источника (Солнца); Ω_ант – телесный угол диаграммы направленности антенны (использовались характеристики РВП из таблицы); Ω_ист – телесный угол источника (диска Солнца). Расчеты показали: Т_В(20.7) = 9060 ± 380 К, Т_В(31.4) = = 8050 ± 300 К.

Полученные значения согласуется с нижней оценкой яркостной температуры по литературным данным [Нагнибеда и Пиотрович, 1987; Лукичева, 2005] (см. рис. 4а).

Следует отметить, что, полученные нами оценки несколько завышены, поскольку при их вычислении в качестве размера диска Солнца использовался видимый радиус Солнца в оптическом диапазоне на день затмения (Rrad = Ropt = 15.75 угл. мин). В действительности по наблюдениям на крупных радиотелескопах распределение радиояркости по диску Солнца существенно неравномерное, с пространственными флуктуациями в рассматриваемом диапазоне длин волн до ±500 К. При измерении в масштабе всего диска эти флуктуации усредняются, и в этом смысле можно употреблять термин средняя яркостная температура. Также на Солнце есть области, где яркостные температуры систематически существенно отличаются от средних значений – это прилимбовая зона (так называемое уярчение к краю) и залимбовая зона (хромосфера и корона). В целом, обе эти зоны имеют малые размеры и их вклад в интегральный поток измеряется с большой неопределенностью, что вызывает ошибки при расчете средней Т_В диска Солнца. Статистика наблюдений и модельные расчеты показывают [Nagnibeda et al., 2021, Fig. 6 ], что для волн РВП Rrad > Ropt не более чем на 15″ (а скорее заметно меньше), и учет этого уменьшает яркостные температуры менее чем на 3% (270 и 240 К на частотах 20.7 и 31.4 ГГц соответственно).

В отличие от наших оценок (на частотах 20.7 и 31.4 ГГц – Т_В(20.7) = 9060 ± 380 К, Т_В(31.4) = = 8050 ± 300 К) в последнее время появляются наблюдения, показывающие существенно более высокие значения яркостной температуры: 9950 ± 334 К на 22.235 ГГц, 10351 ± 370 К на 26.235 ГГц и 9217 ± 375 К на 30.000 ГГц [Lei et al., 2021], близкие к верхней границе разброса данных на рис. 4а. Наблюдаемый разброс может быть частично связан с вспышечной активностью Солнца и фазой солнечного цикла. Как видно по наблюдениям на более длинных волнах, величина полного потока представляет собой чрезвычайно сильно флуктуирующий сигнал (см. рис. 4в, где представлены все данные непрерывных наблюдений на радиополяриметрах обсерваторий Toyokawa и Nobeyama в течение 6 солнечных циклов (c начала 50-х гг. по настоящее время) на 4 частотах в диапазоне 1.0–9.4 ГГц). Даже при месячном усреднении графики потоков [Shibasaki et al., 2011, Fig. 16 ] остаются сильно зашумленными. Величина отдельных выбросов в максимумах циклов доходит до ±25 с.е.п. на всех частотах. При этом, что важно, величина полного потока в минимумах солнечных циклов для частот в диапазоне 1.0–9.4 ГГц практически не зависит от номера цикла (см. рис. 4в). Для более высоких частот регулярные данные аналогичного качества, к сожалению, отсутствуют.

Для оценки величины влияния активности Солнца на регистрируемый полный поток рассмотрим временнýю динамику его спектра на примере сглаженных за год данных для 23-го цикла (рис. 4б), выбранного как среднего по характеристикам представителя из имеющихся 6 циклов. Из рисунка видно, что приращение потока (F) от минимума к максимуму солнечного цикла (F_мах–F_min) на всех волнах примерно одинаково, что соответствует модели переменного, оптически тонкого источника (корона и часть верхней хромосферы), расположенного над источником постоянной интенсивности.

Тогда относительное приращение полного потока (и соответственно яркостной температуры) по формуле Ampl = (F_мах–F_min)/F_min для 23-го цикла дает: Ampl(1 ГГц) = 225%, Ampl(2 ГГц) = 185%, Ampl(3.75 ГГц) = 135%, Ampl(9.4 ГГц) = 45%, Ampl(17 ГГц) = 10%. Экстраполяция этих значений на рабочие частоты РВП дает оценки Ampl(20.7 ГГц) = 5%, Ampl(31.4 ГГц) = 0.7% или в яркостных температурах 450 и 60 К соответственно. Это значительно меньше разброса измерений на соответствующих частотах, приведенных на рис. 4а (~1000 К).

Более того, имеющиеся наблюдательные данные в миллиметровом диапазоне длин волн часто противоречивы и не показывают явного доминирующего влияния активности Солнца на измеренную среднюю яркостную температуру Солнца. Например, из последних наблюдений, результаты [Mattioli et al., 2017] (см. рис. 4а) близки к средним значениям, при том, что наблюдения были выполнены в мае–октябре 2015 г., когда Солнце находилось в середине спада активности (среднее количество солнечных пятен – 64–76). Тогда как наблюдения [Lei et al., 2021] дают большие значения яркостной температуры, хотя наблюдения проводились в минимуме солнечной активности (в июне 2020 г., среднее число пятен – 5.8). Наши же наблюдения, выполненные в начале роста активности Солнца (июнь 2021 г., среднее число пятен – 25.0), дают минимальные значения. Причины этого пока не ясны, возможно, имеются дефекты в использованных методиках измерений. У использованного нами метода (затмение) имеется определенное преимущество, состоящее в том, что в процессе самого измерения излучение источника (Солнца) изменяется известным предсказуемым образом, что позволяет отделить эту часть излучения, от посторонних излучений, одновременно регистрируемых прибором.

То, что наши измерения яркостной температуры находятся у нижней границы наблюдательных данных (см. рис. 4а), также может служить косвенным свидетельством правильности наших результатов, поскольку, хотя измерения производились не строго в минимуме солнечного цикла, но растущий уровень активности по данным радиополяриметра Nobeyama был еще мал: минимальный поток на 17 ГГц был в июле 2019 г. F_min = = 601 с.е.п., а 9.06.2021 г. F = 623 с.е.п., т.е. превышение потока на день затмения составило ~4%, и экстраполяция его на 20.7 ГГц дает возможное превышение из-за активности Солнца ~2% или ~200 К. На 31.4 ГГц поправки на активность значительно меньше. Поэтому полученные в день затмения 10.06.2021 г. результаты могут рассматриваться как полученные в период минимума соответствующего солнечного цикла.

Опыт наблюдений солнечных затмений также свидетельствует, что влияние погодных условий на качество получаемых результатов изучено еще недостаточно. Так, при наблюдении затмения 1962 г. в Мали при совершенно безоблачном небе в момент полной фазы вокруг Солнца образовалось полупрозрачное облачко, из-за которого не удалось провести наблюдения в оптическом диапазоне, а на микроволнах они оказались среднего качества [Петерова и др., 1963]. Другой пример, затмение 1976 г., при наблюдении которого в Архызе в условиях густого тумана, была получена затменная кривая (волна 4.0 см) – одна из лучших (по соотношению сигнал/шум) в истории наблюдений затмений на микроволнах [Boldyrev et al., 1978]. Этот опыт диктует целесообразность продолжения исследований влияния поглощения в атмосфере на наблюдения Солнца, в том числе и с использованием наблюдений на РВП, который может служить одновременно и как прибор контроля за состоянием атмосферы (возможно с функцией независимого калибратора), и как самостоятельный наблюдательный инструмент. Ближайшая возможность таких наблюдений представится в октябре 2022 г.

6. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

1. По результатам наблюдения солнечного затмения на РВП получены высокоточные значения яркостной температуры излучения диска Солнца на частотах 20.7 и 31.4 ГГц – Т_в(20.7) = = 9060 ± 380 К, Т_в(31.4) = 8050 ± 300 К соответственно.

2. Сделан вывод, что в диапазоне частот (20.7–31.4) ГГц, как и в диапазоне 1–17 ГГц, величина яркостной температуры Солнца в период прошедшего глубокого минимума 11-летнего цикла солнечной активности осталась неизменной (не зависящей от номера солнечного цикла). Поэтому говорить о радикальных изменениях радиоизлучения Солнца на этапе 25-го цикла преждевременно.

3. Показана целесообразность использования наблюдений на РВП как отдельно, так и в сочетании с параллельными наблюдениями на крупных радиотелескопах.