Явление дифференциального вращения на Солнце
Явление дифференциального вращения на Солнце описывается уравнением (1), где $A$ — скорость вращения на экваторе, $B$ и $C$ — широтные градиенты, а $\theta$ — широта. Это явление является краеугольным камнем теории солнечного динамо.
$\Omega = A + B \sin^2{\theta} + C \sin^4{\theta}$ (Уравнение 1)
Хотя гелиосейсмология и отслеживание особенностей в оптическом и EUV-диапазонах помогли составить карту этого профиля на поверхности и в глубоких слоях, в верхних слоях солнечной атмосферы остаётся неоднозначность, во многом из-за неопределённости высоты излучения от чувствительных к температуре EUV-датчиков.
В недавнем исследовании Routh et al. (2025) используется независимый от трассера подход корреляции изображений с использованием радиоизображений на частоте 17 ГГц из радиогелиографа Нобеяма (NoRH), которые отображают относительно чётко определённую высоту в верхней хромосфере (~3000 ± 500 км), для анализа дифференциального вращения солнечной атмосферы на той же высоте и сравнения с наблюдениями в EUV и белом свете.
Данные и анализ
Рисунок 1. Набор изображений (а) 7 марта 2014 года и (b) 8 марта 2014 года из набора данных Нобеяма после преобразования в гелиографические координаты Стонира. B1 и B2 изображают ячейки, к которым применяется корреляция изображений. Ячейки T1 и T2 изображают доминирующие яркие особенности в тех же ячейках, которые в значительной степени способствуют корреляции, как показано адаптивным порогом интенсивности.
Мы используем 28 лет ежедневных полнодисковых радиоизображений на частоте 17 ГГц (1992–2020) и применяем автоматизированную технику корреляции изображений, независимую от трассера. Разделив каждое солнечное изображение на перекрывающиеся широтные ячейки (шириной 15°) и максимизируя двумерную взаимную корреляцию разделённых по времени сегментов (B1 и B2 на рис. 1), метод определяет скорости сидерического вращения, не полагаясь на видимые особенности, такие как солнечные пятна или факелы.
Важно отметить, что метод хорошо работает даже во время солнечного минимума, когда особенности редки. Это делает его мощным инструментом для надёжного долгосрочного отслеживания крупномасштабных потоков в хромосфере.
При сравнении профиля вращения солнечной хромосферы с профилями для солнечных пятен и фотосферной плазмы мы обнаруживаем гораздо более высокие скорости вращения на всех широтах, а также сравнительно менее выраженный дифференциальный характер их вращения (рис. 2, левая панель). Ранее Рут и соавторы (2024) изучали тенденцию к увеличению экваториальных скоростей вращения, и текущие результаты соответствуют этой тенденции (рис. 2, правая панель).
Рисунок 2. Профиль вращения для 17 ГГц по сравнению со значениями, полученными для солнечных пятен и фотосферной плазмы.
Рисунок 3. Слабая отрицательная корреляция экваториальной скорости вращения (A) также обнаружена с солнечной активностью, что согласуется с тем фактом, что дифференциальное вращение может подвергаться явлению, известному как магнитное торможение, когда солнечная активность увеличивается.
Рисунок 4. График корреляции экваториальной скорости вращения (A; красным) и широтного градиента (B; синим) с годовым числом солнечных пятен и оценкой погрешности в направлениях y и x соответственно.
Выводы
Наши выводы подтверждают потенциал радионаблюдений для исследования динамики солнечной хромосферы с уменьшенной неоднозначностью высоты. Перекрытие экваториальной скорости вращения (A), обнаруженное в этом исследовании, с данными для 304 Å в EUV-диапазоне подтверждает представление о том, что экваториальные скорости вращения увеличиваются с высотой над фотосферой.
Будущие скоординированные исследования на длинах волн с более точно определённой высотой формирования будут иметь решающее значение для дальнейшего понимания сложной динамики солнечной атмосферы.
Дополнительная информация
Исследование основано на недавней работе Routh, S., «Insights into chromospheric large-scale flows using Nobeyama 17 GHz radio observations: I. The differential rotation profile», Astronomy and Astrophysics Letters, vol. 700, Art. no. 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
Poljanči´c Beljan, I., Jurdana-Šepi´c, R., Brajša, R., et al. 2017, Astronomy & Astrophysics, 606, A72
Routh, S., et. al, «Exploring the Dynamic Rotational Profile of the Hotter Solar Atmosphere: A Multi-wavelength Approach Using SDO/AIA Data», The Astrophysical Journal, vol. 975, 158, IOP, 2024