Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 10

Эта оценка хорошо согласуется с результатамизатменных наблюдений, обладающих гораздо большей точностью координатных измерений.Важно отметить, что на основе наблюдений на РАТАН–600 мы можемдать оценку положения переходного слоя в короне над пятнами. Анализ показывает, что в рамках принятой нами модели МП во всем коротковолновом диапазоне РАТАН–600 для данного пятна граница излучающих слоевне опускается ниже 4000 км в обеих модах (величина незначительно меняется день ото дня в зависимости от напряженности МП). Данный результатрасходится с оценками на основе результатов наблюдений в оптическомдиапазоне и УФ [49, 53], дающими резкий рост температуры на высотахоколо 2000 км.

Однако наблюдения в субмм диапазоне [58] потребовали повышения высот примерно вдвое. Отмеченное нами отсутствие излученияв линии K3 CaII также наводит на мысль, что в области сильного (более4 кГс) МП пятна граница хромосфера–корона лежит на большей высотенад уровнем фотосферы по сравнению с участками спокойного Солнца.Казалось бы, результаты исследования пятна в АО 10105 в очередной раз подтверждают правильность представлений о природе микроволнового излучения над солнечными пятнами. Однако ниже мы покажем,что они входят в противоречие с принятыми нами предположениями. Выявилось это благодаря методике обработки наблюдений, в которой R- иL-составляющие излучения анализируются независимо (ранее анализ данных РАТАН-600 производился главным образом в параметрах I и V).Пересчитаем измеренные спектры из шкалы частот в шкалу высот.Для этого сначала, фиксировав номер гармоники излучения (3-я гармоника для L-поляризации, соответствующая в случае АО 10105 e-моде из-57лучения, и 2-я для R-поляризации – о-мода), переводим спектры в шкалу напряженности МП для слоя откуда идет излучение.

Затем переводимспектры в шкалу высот, пользуясь принятой нами моделью КМП. Высота здесь означает максимальную высоту гироуровня откуда идет излучение, хотя излучает весь уровень и эффективная высота излучения меньше.Неравномерность распределения температуры по слою отражается в размере источника. Результаты такого представления показаны на рис. 2.13.Видно, что яркостная температура излучения в о-моде систематически превышает температуру в e-моде, особенно сильно в слое, лежащем на высотах8–9.5 тыс. км. Иными словами, из наблюдений получается, что 2-й гироуровень горячее 3-го, что сильно расходится с представлениями, основанными на общепринятой модели ИЦИ.

Расхождение демонстрируют такжерезультаты спектральных наблюдений эффективных размеров источникаизлучения (правый график рис. 2.13): размер источника при отнесенниио-моды к второму гироуровню значительно превышает размер источникав e-моде, что также противоречит принятой модели источника.Рис. 2.13: Эффективная яркостная температура (Tb ) и размеры ИЦИ над пятном вактивной области NOAA 10105 по наблюдениям в о- и e-модах, пересчитанные в зависимости от высоты соответствующих 2-го и 3-го гироуровней над уровнем фотосферы врамках дипольной модели МП [63]. Для о-моды показаны два варианта интерпретации,в которых излучение в этой моде приписывается 2-му (о-мода-2) или 3-му (о-мода-3)гироуровням.Практически одновременно такое же противоречие было зафиксировано Коржавиным и др.

[23] при анализе другой активной области(NOAA 10848) c применением аналогичной методики обработки — в параметрах R и L. По своим характеристикам АО 10848 очень сильно отличалась от АО 10105: она имела симметричную биполярную структуру, малуюплощадь и меньшую напряженность поля в пятнах — максимальная напря-58женность составляла ∼ 3 кГс. Тем не менее, обе пятенные детали структуры источника излучения продемонстрировали ту же самую особенностьповедения яркостной температуры, измеренной в е- и о-модах излучения.Результаты, полученные при анализе более мощной АО NOAA 10105, более надежны, так что они существенным образом подтверждают выдвинутое в [23] предположение, что реальная структура области излучениясложнее принятой модели. Более того, они указывают на то, что подмеченное противоречие носит общий характер, не зависящий от масштабовпятна и морфологии АО.

Это позволяет предположить, что в виде набора 2-го и 3-го гироуровней модель представима только в коротковолновойчасти спектра, на волнах меньше 2.3 см. На более длинных волнах модельупрощается, если остается только 3-й гироуровень, который наблюдается вобеих (е- и о-) модах излучения, или усложняется, если в о-моде работаютодновременно 2-й и 3-й гироуровни. На рис. 2.13 результаты первой модификации показаны путем смещения кривых, полученных по наблюдениямв о-моде, вдоль шкалы высот на уровень генерации 3-ей гармоники гирочастоты.

Видно, что с учетом модификации устраняются противоречия вповедении, как температуры, так и размеров. На рис. 2.12 значения эффективных размеров источника излучения в е- и о-модах по наблюдениям13.09.2002 и 15.09.2002 на волнах 2.32 и 2.67 см сопоставлены с профилями соответствующих гироуровней — они помечены точками. Оказывается,что эффективный размер источника в R-поляризации на волне 2.67 см, если его отнести ко 2-му гироуровню, превышает общий (по нулям) размер2-го гироуровня в картинной плоскости (соответствующая точка попадаетв холодную область — ниже штриховой линии).

Гораздо естественнее положение этой точки выглядит, если ее поместить на высоту 3-го гироуровня.Видно, что тогда в целом размеры в обеих модах можно рассматривать какэффективные для источника, яркость которого спадает от максимальнойна оси пятна до минимальной на высоте того слоя, где 3-й гироуровеньобрывается, уходя в нижнюю холодную область атмосферы.

В том случае,если на основе аналогичных рассуждений усложнять модель путем включения в рассмотрение 4-го гироуровня, оказалось бы, что “работает” тольковершина 4-го гироуровня, в то время как он весь практически находится вобласти горячей короны.Еще более контрастно это проявляется 15.09.2002 на более длинных59волнах, когда значение размеров источника в о-моде излучения, отнесенное ко второму гироуровню, начинает превышать размеры гироуровня науровне фотосферы.Уместно вспомнить, что противоречия при интерпретации наблюдений в рамках модели источника циклотронного излучения в виде набора 2-го и 3-го гироуровней были замечены давно [3, 30]. При анализеспектрально-поляризационных наблюдений, выполненных еще с умеренным пространственным разрешением (1′ –3′ ), была использована идеология,близкая к развиваемой в данной работе.

Получена зависимость яркостнойтемпературы излучения от высоты Tb (h), согласно которой наиболее крутое нарастание температуры от хромосферных к корональным значениямимеет место в диапазоне высот 2–5 тыс. км, что качественно согласуется ссовременным представлением о переходной области как достаточно тонкомслое и часто используется в модельных расчетах. Однако уже тогда в [30]было отмечено некоторое несоответствие результатов расчета тем основным положениям, исходя из которых он был произведен.Подобное предположение, что обе моды (о и е) могут генерироваться 3-м гироуровнем, было рассмотрено в [88] при интерпретации сложногослучая распределения яркости излучения пятенного источника по наблюдениям на VLA на 8.4 ГГц, исходя из совпадения размеров источника вобеих модах [88] (Там были и еще большие проблемы с реверсной поляризацией.

Более подробное рассмотрение этого случая приведено в § 2.3.3).Наше предположение, кроме размеров, аргументировано главным образомрезультатами исследования яркостной температуры в о-моде излучения.Благодаря высокому частотному разрешению РАТАН–600 был определентот слой, на границе с которым, генерируемая о-мода излучения, переходитот 2-го к 3-му гироуровню.В каком направление следует менять модель МП и других параметров для получения перехода можно определить только путем расчетов всейструктуры атмосферы, что выходит за рамки данной работы. Исходя изопыта [88] возможно следует двигаться в направлении уменьшения расходимости МП в нижних слоях атмосферы с последующим скачкообразнымрасширением.602.1.6.ВыводыПри исследовании крупного солнечного пятна в активной областиNOAA 10105 по наблюдениям на микроволнах с помощью радиотелескопаРАТАН–600 и радиогелиографов NoRH и ССРТ получены новые данные,касающиеся свойств источников циклотронного излучения.1.

Обнаружено потемнение в центре пятна на 2–4 КК ниже температурыспокойного Солнца. Оно наблюдается на коротких волнах 1.76–1.92 см итолько в о-моде излучения. Наличие потемнения подтверждается наблюдениями на радиогелиографе Нобеяма на волнах 1.76 см и 8.8 мм. Ранее[29] считалось, что в радиодиапазоне пятна из ярких становятся темными(как в оптике) в мм-диапазоне на волнах короче 3–4 мм.2.

Выявлено скачкообразное изменение структуры изображения пятенногоисточника излучения в о-моде излучения в диапазоне 2.3–2.7 см, сопровождающееся резким увеличением размера и яркостной температуры источника. Толщина слоя, в котором происходит этот скачок, по оценкам в рамкахдипольной модели магнитного поля пятна составляет менее 1.5 тыс. км.3.

Не зафиксировано явных особенностей тонкой структуры изображения(серпы, кольца), предсказанных в [15], которые можно было бы интерпретировать как обусловленные изменением угла между лучом зрения инаправлением продольной составляющей магнитного поля. Некоторые намеки на нее можно найти на рис. 2.5, где на волне 4.93 см (нижний рядкадров) можно разглядеть обращение асимметрии записи при прохождении ЦМ. Однако, сильное, переменное во времени флоккульное уярчениене позволяет сделать однозначных выводов.

Более подробно этот вопросбудет рассматриваться в Главе 4.На основе полученных результатов сделано заключение, что в целом онисогласуются с общепринятым представлением о циклотронной природе источников микроволнового излучения над солнечными пятнами. Однако модель этих источников нуждается в существенном уточнении, вплоть до частичного отказа от модели в виде набора 2-го и 3-го гироуровней и рассмотрения других вариантов — в частности, как мы предлагаем для интерпретации наблюдений в длинноволновой части спектра (λ > 2.67 см),модели в виде одного 3-го гироуровня.612.2.НаблюденияпятенныхисточниковактивнойобластиNOAA 10325Рассмотренное в предыдущем параграфе явление потемнения в пятненаблюдается довольно редко, что указывает на многочисленные возникающие ограничения, как инструментального характера (ограничения по пространственному разрешению, по частотному диапазону, чувствительности,поляризации и др.), так и связанными с условиями наблюдений (расположение активной области относительно меридиана, окружающая структура, влияние QT эффектов, недостаточные размеры пятен, напряженностьмагнитного поля в пятне и др.).Первые наши результаты такого исследования на примере активнойобласти NOAA 10105, а также описание методики обработки, специально разработанной для этих исследований, приведены выше в разделе 2.1.В отличие от группы NOAA 10105, рассмотренная в данном разделе АОNOAA 10325 имела “типичную” (среднестатистическую) структуру и размеры и, что очень существенно для выделения пятна и его анализа, значительно более слабое «гало».2.2.1.Описание активной области NOAA 10325Активная область NOAA 10325 (φ = 11◦ N, момент прохождения центрального солнечного меридиана ≈ 02.04.2003), наблюдавшаяся на дискеСолнца в период (28.03–10.04).2003 г., по своей структуре состояла из правильного пятна средней величины, вблизи которого в отдельные дни отмечались мелкие поры (см.