Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 6

1.4), которыепоказали значительное падение потока АО на коротких сантиметрах, чтопротиворечило свойствам теплового тормозного механизма и указывало нато, что основная часть потока генерируется каким-то иным механизмом.Рис. 1.4: Спектр потока активной области – (а) измерения А. П. Молчанова ([28], Рис.1);(б) данные Какинумы и Сварупа ([62], Fig3.)Предложенный в [16] и [62] для объяснения спектров АО механизм –29циклотронный механизм значительно отличался по свойствам от тормозного.

Во-первых: он линейчатый и, следовательно, открывает более широкиевозможности, чем непрерывный тормозной, например, возможность болееточно измерять МП и, по крайней мере теоретически, объяснить любойвид спектра, даже непрерывный при подборе подходящего распределенияМП. Но, во-вторых: одновременная генерация на нескольких гармоникахгирочастоты (fs = sfB ) и различия в угловой зависимости для разныхгармоник (рис. 1.5 и 1.7) сильно затрудняют расчеты и анализ спектра.Рис. 1.5: Общая формула для оптической толщины гироуровней с номером гармоникиkT 1/2s ≥ 2 из работы Злотник [19].

Переменные u = 1/s2 , βT = υT /c = ( mc– отношение2)тепловой скорости электронов υT к скорости света, k – постоянная Больцмана, N –концентрация электронов, λ – длина волны регистрируемого излучения (= c/f , не c/fB−1 – характерный масштаб изменения МП вдоль луча зрения. Знак «+» в), LB = ( B1 dBdl )формуле используется для e-моды, «-» – для o-моды.В применении к атмосфере Солнца надо учитывать, что βT ∼ 10−2для короны и βT ∼ 10−3 для хромосферы, т.е. оптические толщины гироуровней быстро убывают с увеличением номера гармоники. При этом,ширина циклотронных линий △f /f ≈ βT cos(α) будет небольшая, а с нейбудут небольшими и геометрические толщины гироуровней (за исключением особых областей с однородным МП).

Также если рассмотреть зависимость оптической толщины от параметров плазмы для циклотронногоизлучения, то τ ∝ N T s и она значительно меньше зависит от плотности игораздо сильнее от температуры по сравнению с тормозным излучением.Используя формулы для оптической толщины и имея некоторую модель распределения физических параметров с высотой можно оценитьвклад различных механизмов в излучение на разных частотах для конкретных солнечных образований. Для АО видно (рис. 1.6), что в спокойнойатмосфере циклотронный механизм играет главную роль от 1-2 до примерно 20 ГГц, а ниже, в хромосфере, и выше в короне (до 100 МГц) доминируеттормозной механизм.Для получения радиоизображения нужно взять точные формулы длякоеффициентов поглощения, задать 3-D модель распределения физических30Рис. 1.6: Зависимость оптической толщины солнечной атмосферы над активной областью от частоты наблюдения для различных механизмов радиоизлучения ([55], Fig.4.1).⃗ и по формулам вида (1.1) расчитать распределениепараметров (Te , ne , B)яркостных температур в обеих нормальных модах в зависимости от угланаблюдения источника.Рис.

1.7: Формулы для оптической толщины 2, 3 и 4 гироуровней [19]. Переменные: Nв 109 см−3 , T в 103 K, λ в см.Впервые, в 1968 г. для солнечного пятна такие расчеты были продемонстрированы в наглядном виде в работе Злотник [20] с использованиемформул для 2-4 гармоники гирочастоты (см. рис. 1.7) для дипольной мо-31дели МП и плоско-параллельной атмосферы (распределение плотности итемпературы по вертикали – 2-х и 3-х кусочные зависимости в логарифмической шкале). Были расчитаны центральные распределения в о- и е-модахна 3-х волнах (4, 9 и 20 см) и на 9 см показана зависимость сечений от углазрения (рис. 1.8).Рис. 1.8: Распределение радиояркости пятна в сечении проходящем через его центр взависимости от угла наблюдения на 9 см из работы Злотник ([20], рис.7).

(а)– необыкновенная мода излучения, (b) – обыкновенная мода.Значительно позже, в 1979 г. Гельфрейхом и Лубышевым [15] для такой же модели МП, но с короной постоянной температуры и плотности ибез учета нижележащих слоев, были продемонстрированы расчеты двумерного изображения пятна для 7 волн в диапазоне 2.3-9.0 см (рис. 1.9).Рис. 1.9: Модельный расчет распределения радиояркости источника циклотронного излучения над солнечным пятном, показывающий его изменения в диапазоне (2.3–9.0) смв зависимости от угла зрения (0–50 град.) – композиция из рисунков, приведенных встатье Гельфрейха и Лубышева [15].32Несмотря на определенную условность этих моделей, вызванную весьма ограниченными вычислительными возможностями, имевшимися в те годы, полученные результаты достаточно хорошо описывают качественныеособенности циклотронных источников.

Это является следствием того, чтоосновная специфика циклотронного излучения заключается в угловой зависимости и наличии гармоник. Обе они хорошо описываются использованными формулами, а использованная модель МП – вертикальный дипольдостаточно адекватно описывает реальные МП пятен. Предложены былии другие модели источника циклотронного излучения [26, 49, 66, 71, 88], вобщих чертах они все согласуютсяся с результатами наблюдений.Основные ожидаемые особенности циклотронных источников:• Только несколько первых гармоник (2–4) гирочастоты дают заметныйвклад в наблюдаемое излучение при температурах, плотностях и напряженности магнитного поля характерных для солнечной короны.• Радиоисточники, ассоциирующиеся с солнечными пятнами, имеют размеры сравнимые с размерами нижележащих пятен.• Поскольку, обычно в модельных распределениях электронная температура монотонно возрастает с увеличением высоты над уровнем хромосферы, спектр яркостной температуры на высоких частотах имеет отрицательный наклон, поскольку гироуровни, вносящие вклад в излучение, с увеличением частоты располагаются все глубже в атмосфере Солнца.• Для таких атмосфер ожидается, что радиоизлучение будет поляризовано с преобладанием е-моды, потому что оптическая толщина е-моды всегдабольше чем для o-моды для той же гармоники.

Кроме того, двумерное распределение круговой поляризации для пятна с круговой симметрией будетиметь вид кольца или полумесяца в зависимости от угла зрения. Кольцо должно быть поляризовано в е-моде с центральной неполяризованнойдырой.1.2.История и результаты наблюдения радиоизлучения солнечных пятенРазвитый аппарат циклотронного механизма открыл широкие возможности для детального исследования физических параметров области33излучения, главным образом магнитного поля, а также высотного распределения электронной температуры и плотности корональной плазмы, находящейся в сильном магнитном поле. При этом в изображениях возможнопоявление мелкомасштабных деталей, для обнаружения которых необходимы наблюдения с высоким разрешением вплоть до одной угловой секунды.Тонкие особенности изображения ИЦМИ впервые были замечены принаблюдениях солнечного затмения 7 марта 1970 г.

на волне 4.5 см [22]. Награнице одного из крупных пятен была обнаружена узкая кайма, шириной ∼ 4′′ , со степенью круговой поляризации излучения, близкой к 100%.Дальнейшие возможности наблюдения с разрешением (2–5)′′ , необходимымдля изучения тонкой структуры солнечных пятен появилась после создания крупных радиоинтерферометров аппертурного синтеза WSRT, VLAи OVRO. К сожалению, они не специализировались на солнечных наблюдениях и, несмотря на достаточно большое число (∼ 50) исследованныхактивных областей в диапазоне 2–20 см [46, 70, 73, 76, 88, 94] и др., наблюдения редки и выполнены на малом числе частот.Разрешающая же способность крупных радиотелескопов, ведущих регулярные наблюдения Солнца (NoRH, ССРТ и РАТАН–600), не превышает12′′ .

Этого недостаточно для планомерного обнаружения тонких эффектов,предсказываемых теорией гирорезонансного излучения, ибо размер среднего пятна составляет обычно 20′′ .В литературе имеется всего ∼ 10 случаев исследования пятенныхисточников, наблюдавшихся на VLA и WSRH в течение (1–3) дней [21, 46–48, 67, 68, 70, 87, 89, 90, 94]. В этих наблюдениях зафиксированы особенности тонкой структуры изображения циклотронных источников излучения (кольца, серпы, депрессия в центре), предсказываемые в [15].

Однако только в работе [48] исследование доведено до сопоставления результатов наблюдений с модельными расчетами, учитывающими зависимостьинтенсивности циклотронного излучения от угла между лучом зрения инаправлением продольной составляющей магнитного поля, и показано ихдостаточно хорошее согласие. Но даже в этой работе расчет произведентолько для одного дня наблюдений, хотя наблюдения проводились последовательно в течение 3-х дней. В большинстве работ ссылка на работу [15]при интерпретации своих наблюдений дается без достаточных обоснований.Имеются случаи, прямо противоречащие модельной морфологии пятенного34источника излучения, рассчитанной в [15].