Автореферат (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 4

Предположение о том, что о-мода генерируется на 2-м гироуровне, а е-мода на 3-м приводит к тому, что накоротких волнах 2-й гироуровень оказывается горячее 3-го, а размер егобольше. Поскольку причин для этого не обнаружено, сделан вывод, чточасть излучения о-моды должна идти с 3-го гироуровня.В разделе 2.2 приведен аналогичный анализ наблюдений крупногопятна в АО NOAA 10325, которое также показывает потемнение на коротких волнах, но в отличие от пятна в АО 10105 только в пределах ± 3 дняот момента прохождения пятном центрального меридиана (ЦМ). В отличиеот пятна в АО 10105, показывающего постоянный рост размера источникас длиной волны, у этого пятна на длинных волнах размер остается постоянным.

Для объяснения этого факта Б.Рябовым [2*, 13*] была рассчитана численная осесимметричная модель с дипольным МП и неоднороднымраспределением температуры и плотности по радиусу, характеризующаясяпониженной плотностью и температурой.В разделе 2.3 приведены дополнительные примеры наблюдений «потемнений» в других АО (§ 2.3.1), и некоторые соображения по поводу причин образования «потемнений» (§ 2.3.2) и образования реверсной поляризации, не связанной с QT-областями (§ 2.3.3).В § 2.3.1 кратко рассмотрены наши наблюдения пятна в АОNOAA 10289, для которого потемнение наблюдалось вплоть до волны 2.27см. Проанализированы результаты старых работ (1991–1992 г.) других авторов на VLA (2.0 см) и NoRH (1.76 см) и свежие наблюдения на 3.5 мм,2.6 мм и 8.8 мм японских радиоастрономов, находящиеся в согласии с нашими результатами.В § 2.3.2 описаны наши попытки связать появление «потемнений»с особым характером МП – наличием в пятне участков с «открытыми»силовыми линиями и истечением плазмы вдоль них в межпланетное пространство.

Около 50% рассмотренных пятен такую связь обнаруживают,но для уверенного заключения требуется методика экстраполяции МП вкорону более точная, чем использованная нами PFSS экстраполяция.В § 2.3.3 рассмотрена статья Вурлидаса и др. 1997, посвященная анализу обнаруженного VLA преобладания в течение 3-х дней о-моды излучения на 6.4 см над пятном в АО NOAA 7123, которое не связано с пе-18ресечением излучением QT-области. Объяснение этого явления строитсяна предположении о существовании отрицательного высотного градиентатемпературы, когда 2-й гироуровень оказывается горячее 3-го. У автораэто достигается использованием гидростатической модели МП Low 1980, суменьшенной расходимостью и множеством низких горячих разнотемпературных петель.

Мы предложили другой вариант интерпретации – втеканиесверху потока холодной плазмы от расположенного рядом с пятном волокна, видимого в Hα . Один из концов волокна проникал в пятно, а знак доплеровского сдвига указывал на течение вещества в направлении к пятну.В разделе 2.4 приводятся выводы, полученные во второй главе.Результаты главы 2 опубликованы в [1*,2*,4*-6*,12*,13*,15*].Третья глава «Наблюдения солнечных пятен на РТ-32 ИПА РАНво время солнечных затмений» посвящена анализу распределений радиояркости циклотронных источников над солнечными пятнами, полученныхв результате обработки наблюдений, выполненных на двух радиотелескопах РТ-32 ИПА РАН (обс. «Светлое» и «Зеленчукская») на волнах 3.5, 6.2и 13.0 см во время солнечных затмений 2006, 2011 и 2015 г..В разделе 3.1 описаны астрономические обстоятельства затмения2011 г., методика наблюдений на радиотелескопах РТ-32 ИПА РАН иих первичной обработки, приведены оригинальные затменные кривыедля всех, наблюдавшихся объектов — АО NOAA 11140, NOAA 11141,NOAA 11142, и результаты их предварительной обработки.

Используя различные степени сглаживания затменных кривых показано, что для одиночного пятна в АО NOAA 11140, самого крупного из всех имевшихся вдень затмения, достигнуто одномерное угловое разрешение в 1–3′′ , близкоек предельному значению, ограниченному дифракцией.Раздел 3.2 посвящен детальному анализу пятна в АО NOAA 11140,которое визуально похоже на идеальное пятно и, поэтому, наилучшим образом подходит для сопоставления результатов наблюдений с результатамиих моделирования.В § 3.2.1 приведены основные наблюдательные характеристики АО.Исследуемое пятно имело правильную, круглую форму и средние размерытени ≈ (15 − 20)′′ .В § 3.2.2 представлены результаты обработки радионаблюдений пятна.

По данным измерений на РАТАН-600 спектр потока пятенной компоненты имел обычный для источников циклотронного излучения характерс максимумом в 3 с.е.п. в районе 4.5 – 8 см. Близкие результаты получены и из наблюдений на РТ-32. Благодаря высокому угловому разрешениюзатменных наблюдений были с высокой точностью измерены размеры источников и получены яркостные температуры.19Рис. 2: Результаты координатных измерений пятенного источника, полученные на затмениях 2011 г. (панели (а)–(d)) и 2015 г. (панели (e), (f), пояснения в § 3.3.3). a) Одномерныераспределения интенсивности (I), круговой поляризации (V) и степени поляризации (Р)на 6.2 см. d) Квазидвумерное распределение яркостной температуры, расcчитанное по одномерной записи, приведенной на панели (a).

b,е) Ромбиками отмечен нулевой уровеньинтенсивности на волне 6.2 см и уровень 0.5 от максимума, положение которого на картахпоказано светлой точкой. с,f) Прямые линии отмечают положения максимумов интенсивности источника на одномерном распределении при покрытии/открытии источника наразных волнах.Особенно интересными оказались результаты координатных измерений радиоисточника (см. рис. 2).

Вид асимметрии одномерной интенсивности излучения (I) пятенного источника (рис. 2а) соответствует классической модели циклотронного источника – более пологий склон направлен всторону центра Солнца, более крутой к лимбу. Наблюдаемое на разных волнах смещение максимума источника относительно геометрического центрапятна невелико (рис. 2b-c) и связано не с высотой источника, а со спецификой циклотронного излучения.В § 3.2.3 представлено квазидвумерное распределение радиояркостипо пятну, полученное А.

Н. Коржавиным [10*, 14*] с помощью классического метода восстановления двумерных изображений по одномернымсечениям в предположении круговой симметрии (в виде двух наборовконцентрических полуколец). На волне 6.2 см восстановленное распределение интенсивности (рис. 2d) имеет куполообразный асимметричный видс небольшим провалом в центре источника. Поляризация в центре пятнанебольшая с резким увеличением к краю источника, что хорошо согласуется с моделью циклотронного источника.В § 3.2.4 представлена построенная для пятна в NOAA 11140 стандартная дипольная модель МП в виде 2-го (о-мода) и 3-го (е-мода) гиро-20уровней.

Измеренные на РТ-32 во время затмения размеры радиоисточника согласуются с моделью при использовании значений МП в ≈ 3.3 кГс,полученных на станциях сети GONG. Однако, на более коротких волнах поизмерениям РАТАН-600 размеры источника оказываются больше модельных.Для устранения расхождений в § 3.2.5 предложено использовать модель МП в виде комбинации погруженных под фотосферу диполя и соленоида конечных размеров.

Рассчитаны зависимости высоты МП от ихразмеров. Добавка соленоида приводит к более медленному уменьшениюМП с высотой и изменению формы гироуровней – они становятся болееплоскими на небольших высотах. Суммарное поле становится похожим накарты модуля МП, получаемым по данным спутника HINODE. При этомполе над фотосферой остается потенциальным.В § 3.2.6 представлены основные результаты раздела 3.2.В разделе 3.3 приведено описание наблюдения солнечного затмения2015 г.. Обстоятельства затмения 2015 г. и 2011 г. оказались очень похожими.

На всем Солнце имелось только одно пятно, представлявшее интерес.Оно располагалось примерно в том же месте, что и на затмении 2011 г.,но размер его был примерно в 2 раза меньше, а спектральная плотностьпотока в 3 раза меньше. В результате эффективное угловое разрешениезатменных наблюдений в 2015 г. оказалось ниже в 2-3 раза. Описание затмения выполнено по схеме, использованной ранее в разделе 3.2, за исключением построения модели МП. Основные результаты оказались близки крезультатам полученным в 2011 г.: более пологий склон записи источниканаправлен в сторону центра Солнца, более крутой к лимбу (рис. 2е); положение максимума источника смещено в сторону лимба и с длиной волныизменяется мало (рис. 2f)(в 2015 г. максимумы практически совпадают);наблюдается двугорбость в степени поляризации. Таким образом, характер распределения яркости не зависел от размеров пятна, и, возможно,он является фундаментальным свойством одиночного правильного пятна,продемонстрированным в работах Е.

Я. Злотник в 1968 г..В разделе 3.4 приведены обобщенные свойства циклотронных источников над солнечными пятнами выявленные по результатам обработки всехнаблюдений солнечных затмений на радиотелескопах РТ-32.Результаты главы 3 опубликованы в [3*,8*-11*,14*,17*].Четвертая глава «О роли эффекта Гельфрейха–Лубышева в исследовании солнечных пятен» посвящена рассмотрению роли геометрических эффектов, характерных для источников циклотронного излучения,которые проявляются в образовании тонкой структуры изображения, в виде колец, серпов и похожих на них структур.