Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн)

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТНа правах рукописиТопчило Николай АндреевичИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ АТМОСФЕРЫНАД СОЛНЕЧНЫМИ ПЯТНАМИПО НАБЛЮДЕНИЯМ В САНТИМЕТРОВОМДИАПАЗОНЕ ДЛИН ВОЛН01.03.02 – астрофизика и звездная астрономияДиссертация на соискание учёной степеникандидата физико-математических наукНаучный руководителькандидат физико-математических наукВ. Г. НагнибедаСанкт-Петербург — 20172ОглавлениеВведение1 Атмосфера над солнечными пятнами1.1 Радиоизлучение солнечных пятен: основные механизмы иособенности радиоизлучения . . .

. . . . . . . . . . . . . . .1.2 История и результаты наблюдения радиоизлучения солнечных пятен . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1.3 Современные возможности наблюдения пятен в радиодиапазоне и задачи диссертации .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . .5232532342 Особенности атмосферы пятен по наблюдениям на РАТАН600 в коротковолновой части см диапазона2.1 Наблюдения пятенных источников в активной областиNOAA 10105 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.1.1 Описание активной области NOAA 10105 .

. . . . . .2.1.2 Наблюдения и методика обработки . . . . . . . . . . .2.1.3 Результаты наблюдений . . . . . . . . . . . . . . . . .2.1.4 Особенности магнитного поля активной областиNOAA 10105 на уровне фотосферы . . . . . . . . . . .2.1.5 Модель пятна в активной области NOAA 10105 . .

. .2.1.6 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.2 Наблюдения пятенных источников активной области NOAA10325 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.2.1 Описание активной области NOAA 10325 . . . . . . .2.2.2 Модель атмосферы пятна в активной областиNOAA 10325 . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . .2.2.3 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.3 О «потемнении» и других, близких к нему особенностях атмосферы пятен . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3737393943515460616166686932.3.1Наблюдения потемнения солнечных пятен в радиодиапазоне . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . .2.3.2 Причины потемнений . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.3.3 Смена знака поляризации . . . . . . . . . . . . . . . .2.4 Выводы ко второй главе . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .697375813 Наблюдения солнечных пятен на РТ-32 ИПА РАН во времясолнечных затмений843.1 Солнечное затмение 4 января 2011 г. . . .

. . . . . . . . . . . 863.1.1 Наблюдения и предварительная обработка . . . . . . 873.1.2 Основные результаты предварительной обработки . . 953.2 Циклотронный источник над головным пятном АО 11140 . . 983.2.1 Описание активной области NOAA 11140 . . . . . . . 993.2.2 Методика и результаты обработки . . . . . . . . . . . 993.2.3 Квазидвумерное распределение радиояркости по пятну 1043.2.4 Дипольная модель магнитного поля пятна . . . . . .

1053.2.5 Дипольно-соленоидная модель магнитного поля . . . 1093.2.6 Основные результаты . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1133.3 Солнечное затмение 20 марта 2015 г. . . . . . . . . . . . . . . 1143.3.1 Обстоятельства солнечного затмения 20 марта 2015 г. 1143.3.2 Наблюдения и предварительная обработка . . . .

. . 1153.3.3 Результаты обработки и Дискуссия . . . . . . . . . . . 1163.3.4 Основные результаты . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1203.4 Свойства радиоисточников над солнечными пятнами, полученные по результатам наблюдений солнечных затмений нарадиотелескопах РТ-32 ИПА РАН . . . . . . . . . . . . . . . 1214 О роли эффекта Гельфрейха–Лубышева в исследованиисолнечных пятен4.1 Наблюдение активной области NOAA 11899 . . . . . . . . . .4.1.1 Описание активной области .

. . . . . . . . . . . . . .4.1.2 Динамика радиоизображения пятна по наблюдениямна РАТАН–600 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .4.1.3 Динамика радиоизображения пятна по наблюдениямна радиогелиографе Nobeyama . . . . . . . . . . . . .12312412412613144.1.4Условия и особенности проявления эффекта Гельфрейха –Лубышева . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . 1334.2 Выводы к четвертой главе . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140Заключение142Литература145A Списки сокращений и условных обозначений наземных икосмических обсерваторий1575ВведениеДиссертация посвящена исследованию физических характеристик атмосферы над солнечными пятнами по результатам спектрополяриметрических микроволновых наблюдений.Актуальность темы. Присутствие магнитных полей в атмосфере Солнца является одним из важных ее особенностей и главным структурообразующим фактором. Практически все структурные элементы солнечной атмосферы, за исключением разве что фотосферной грануляции, связаны сналичием в или вокруг них магнитных полей (МП).

При этом сама величина МП (составляющая от единиц до тысяч гаусс) не является решающимфактором для образования солнечных структур, но она сильно влияет наих энергетику и динамику. И здесь наиболее выдающимся объектом являются солнечные пятна. Их сильные МП оказывают влияние на структуруатмосферы на всех высотах, от короны до подфотосферных слоев (Вильсоновская депрессия).

Пятна являются главным структурообразующим элементом активных областей (АО) – источника солнечных вспышек. И хотя сами пятна достаточно редко участвуют во вспышечных процессах, нонаиболее мощные вспышки происходят именно при тесном взаимодействиипятен, а безпятенные АО вспышек практически не дают. Также солнечныепятна как единый компактный объект, охватывающий все основные слоисолнечной атмосферы, являются удобной лабораторией для исследованияповедения плазмы в широком диапазоне температур и плотностей.Хотя регулярные исследования Солнца начались еще в середине XIXвека, исследование магнитной природы солнечной активности началисьтолько с 1908 г., когда Джордж Хейл обнаружил в спектре пятен зеемановское расщепление спектральных линий. Исследование спектральных линийпоказало, что атмосфера над пятнами отлична от атмосферы над спокойным Солнцем (более холодная), а МП пятен проникают далеко в хромосферу.

Данные радиоастрономии, возникшей в 50-х годов прошлого века,показали, что и выше, в короне, МП пятна остается компактным образова-6нием с температурой в миллионы градусов (несколько ранее в 1942 г. Элденидентифицировал линии высоко ионизованных атомов и оценил температуру короны в миллион градусов).В связи с развитием пилотируемой космонавтики с конца 50-х годовзначительно повысился интерес к изучению Солнца, в особенности к происходящим на нем активным процессам, и исследование Солнца из чистонаучного направления приобрело важное прикладное значение. Активноразвивалась служба Солнца, как оптическая, так и радиоастрономическая,строились радиотелескопы разного типа под различные диапазоны длинволн, как небольшие для измерения интегрального потока (всплесков), таки крупные для изучения характеристик различных типов солнечных образований.

Начиная с 1973 г., значительный объем информации о солнечной активности (в том числе и о АО) в УФ и рентгеновском диапазонепредоставила серия космических аппаратов (Skylab, SMM, Yohkoh, SOHO,TRACE, Hinode, Коронас-Фотон, IRIS, STEREO, SDO). К началу XXI векауспешное развитие спутниковых наблюдений с их хорошим угловым разрешением, почти непрерывным временным заполнением и огромным объемом информации заметно снизило роль наземных наблюдений. Однако,попытки решить проблемы солнечной активности (в особенности предсказание солнечных вспышек) с рассмотрением исключительно корональнойсоставляющей атмосферы пока не привели к заметным успехам.Вторым магистральным направлением развития в последнее времястало численное моделирование структуры атмосферы снизу, из-под фотосферных слоев, до уровня короны, исходя из «первых принципов» методами радиационной магнитогидродинамики (типа Bifrost code).

Этим путем предполагается значительно продвинуться в решение многих проблем,в том числе в проблеме нагрева атмосферы Солнца. Для проверки проводимых расчетов большие надежды возлагаются на наблюдения, как нановых наземных оптических телескопах, угловое разрешение которых засчет применения адаптивной оптики и спекл-реконструкции составляет доли угловой секунды (SST, BBSO/NST, KIS/VTT&GREGOR и др.), так ина только что введенном в строй радиоинтерферометре ALMA, работающем в субмм диапазоне. В случае, если это произойдет и удастся организовать более-менее регулярные наблюдения, то это может перекрыть диапазон коротких волн от субмм до примерно 9 мм (до 8 тыс.К по спокойному7Солнцу). Правда, в настоящее время полосы 1 и 2, перекрывающие длинноволновую часть диапазона ALMA еще не готовы.

Более длинные волныдолжен был обеспечить проект FASR (диапазон частот 30 MHz – 30 GHz,частотное разрешение 1-0.1%), который, к сожалению, вероятно не будетреализован. Некоторым утешением может служить строящийся радиоинтерферометр EOVSA (1–18 GHz, разрешение на 17 ГГц - 3′′ ). Но он имеетнебольшое число антенн и, вероятно, будет регистрировать только яркиеисточники. На стадии завершения находится строительство похожего наFASR спектрогелиографа в Китае CSRH (переименован в MUSER) (0.4–15 ГГц), который, к сожалению, в настоящем виде немного не дотягиваетдо миллиметрового диапазона.

К сожалению, в 2013 г. закрылся проектмодернизации VLA – EVLA (1-50 ГГц), который хотя и не предназначендля солнечных наблюдений, но благодаря высокому угловому разрешениюдаже единичные наблюдения на VLA дают ценную информацию о структуре источников. Среди крупных специализированных радиотелескопов,регулярно работающих по Солнцу в радиодиапазоне, в настоящее времяимеются: радиогелиографы: NoRH (Нобеяма, Япония, волны 1.76 и 0.88см), ССРТ (Россия, волна 5.2 см, идет модернизация по увеличению числачастот в диапазоне 4-8 ГГц), NRH (Нансе, Франция, метровый диапазон),и радиотелескоп РАТАН-600 (ст.Зеленчукская, Россия, 0.75–18 ГГц).Хотя нижние слои солнечной атмосферы – верхняя фотосфера, хромосфера и переходная область видны в оптических и УФ линиях, использование радиоизлучения для их исследования имеет определенные преимущества, так как в спокойном состоянии (при отсутствии вспышек) эти слоинаходятся в состоянии ЛТР относительно радиоизлучения, и радиотелескоп работает фактически как термометр, а при наличие магнитных полейи как магнитометр.К настоящему времени существуют различные модели атмосферынад солнечными пятнами.