Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 7

На основе такого результата вработе [21, 94] отрицается существование эффектов, предсказанных в [15],и для объяснения особенностей тонкой структуры изображения циклотронного источника излучения предлагается весьма сложное и искусственноераспределение температуры и плотности в короне над пятном.В целом, правильность представлений о циклотронной природе излучения пятенных деталей структуры АО не вызывает сомнения, однаковозможности исследования корональной плазмы с использованием этогомеханизма далеко еще не исчерпаны, особенно, если учесть неуклонное возрастание спектрального и временного разрешения наблюдений, в частностина радиотелескопе РАТАН–600. Используя новые данные, полученные понаблюдениям в радиодиапазоне, сопоставляя их с наблюдениями в других диапазонах, можно: (а) уточнить наши представления о переходнойобласти, (б) проверить, какой модели наилучшим образом соответствуетреальное магнитное поле солнечного пятна.1.3.Современные возможности наблюдения пятен в радиодиапазоне и задачи диссертацииВ настоящее время имеется понимание того, что для построения адекватной модели атмосферы над солнечным пятном и в особенности переходной области хромосфера-корона требуются наблюдения, позволяющиевыявить тонкую структуру ИЦИ.

Для этого необходимы данные, получаемые с достаточно высоким пространственным и частотным разрешением,высокой чувствительностью измерений потока и степени поляризации излучения. При этом обязательно необходима всесторонняя информация о характеристиках всей АО, неотъемлемой частью которой является рассматриваемое пятно. В настоящее время нет инструментов, соответствующихвсей совокупности этих требований. Крупные рефлекторные радиотелескопы имеют высокую чувствительность по потоку излучения, высокую точность поляризационных измерений, но имеют значительные ограниченияв пространственном разрешении. Радиогелиографы, напротив, обладаютвысоким (единицы и десятки угловых секунд) двумерным разрешением, атакже высоким временным разрешением, но имеют ограничения в чувствительности для плотности потока и точности поляризационных измерений.35Они обычно предназначены, в основном, для изучения мощных процессовна Солнце, и потому их трудно использовать для изучения слабоконтрастных объектов.Радиотелескоп РАТАН-600 является инструментом промежуточноготипа.

Он обладает высокой чувствительностью при измерении потоков излучения и исследовании поляризации и, в отличие от всех ныне действующих крупных радиотелескопов мира, имеет высокое спектральное разрешение в очень широком (несколько октав) диапазоне длин волн. В настоящеевремя спектральное разрешение доведено до 1% [8] (рис. 1.10). Возможности РАТАН-600 ограничивают одномерность изображения и отсутствиенепрерывного слежения. Эти трудности преодолеваются путем отбора активных областей, хорошо изолированных от влияния других объектов, одновременно попадающих в ножевую диаграмму направленности РАТАН600, а также использованием режима квазислежения со скважностью около 8 минут времени в течение 4-х часов вблизи момента прохождения центрального меридиана (ПЦМ) [6].Рис.

1.10: Параметры приемной солнечной аппаратуры радиотелескопа РАТАН-600 (рисунок взят с сайта http://www.spbf.sao.ru/prognoz/).В настоящее время (на начало 2017 г.) нижняя граница рабочего диа-36пазона РАТАН-600 составляет 18.2 ГГц (1.65 см), т.е. нижняя рабочая частота радиогелиографа Hobeyama 17 ГГц (1.76 см) уже входит в рабочийдиапазон РАТАН-600 и возможно прямое сопоставление их наблюдений(правда с поправкой на различие времен наблюдений). Если со временемудастся расширить диапазон РАТАНа до 0.8–1 см, то он дотянется до рабочего диапазона радиогелиографа ALMA и будет перекрыт важный слойсолнечной атмосферы – начало резкого температурного роста, до сих порне охваченный радионаблюдениями.Данные наблюдений РАТАН-600 (набор одномерных сканов на разных частотах в fits-формате) с 1997 г. по настоящее время находятся воткрытом доступе на сайте http://www.spbf.sao.ru/prognoz/. Там же находится разработанная А.Н.

Коржавиным и реализованная В.И. Гараимовым[12] программа для стандартной обработки этих наблюдений (калибровка,инструментальные коррекции, перевод из I-V в R-L и обратно, выделениелокальных источников, измерение их характеристик и т.д.), которая былаиспользована в наших исследованиях.Большое значение для правильной интерпретации радионаблюденийимеет сопоставление их результатов с результатами наблюдений в других диапазонах электромагнитного излучения. Мы старались использовать максимально широкий диапазон наблюдений как космических, таки наземных обсерваторий, в том числе: SDO, NoRH, ССРТ, BBSO и др.Полный список инструментов с адресами, откуда брались использованныенами данные, приведен в Приложении А.

Для сопоставления разновременных наблюдений была разработана специальная программа приведения кединому времени различных изображений Солнца (радио и оптических)с учетом видимого вращения Солнца, включая и его дифференциальноевращение. Программа также позволяет создавать коллажи из различныхизображений, записанных в fits-файлах, с наложением на них изофот и др.операции.37Глава 2.Особенности атмосферы пятен по наблюдениям наРАТАН-600 в коротковолновой части см диапазонаДля исследования тонкой структуры изображения пятенных источников излучения по данным наблюдений РАТАН-600, учитывая ограниченность пространственного разрешения имеющихся в нашем распоряжениинаблюдений (минимально 12–20′′ в коротковолновой части диапазона), мыотобрали несколько случаев наблюдений очень крупных одиночных пятенс размерами полутени около (60–70)′′ .

Исследованные пятна подбиралисьне только по своим размерам, но и по отсутствию или минимуму различных факторов, препятствующих однозначной интерпретации наблюдений(мощное гало, наличие активности в АО, накладывающиеся АО из противоположного пояса активности, короткий период наблюдений и т.п.).Представленные в данной главе результаты доложены на 8 конференциях, отражены в 3-х сборниках трудов конференций [1, 31, 34] и 5-истатьях [39, 50, 51, 81, 82].2.1.Наблюдения пятенных источников в активной областиNOAA 10105В настоящем параграфе приводятся первые наши результаты такогоисследования на примере АО NOAA 10105, а также дано описание методики обработки, специально разработанной для этих исследований.По ряду параметров активная область NOAA 10105 не являлась идеальной для исследования.

Однако, особое внимание к данной группе привлекло следующее обстоятельство — не просто очень большая степень поляризации циклотронного пятенного источника (такое часто встречается накоротких волнах, когда 2-й гироуровень еще находится в холодных хромосферных слоях, а 3-й уже вышел в корону), а то, что степень поляризацииоказалась значительно больше 100%.38Обычно оценивая степень поляризации источника P как P = AV /AI(см. рис.

2.1) достаточно легко получить P > 100% из-за не учета в даннойформуле излучения неполяризованного фона, который следует добавлятьк AI , и который велик в коротковолновой части диапазона. Однако, длязначительного превышения 100% по приведенной формуле требуется большое превышение поляризации источника AV над AI , что встречается внаблюдениях очень редко.Наиболее просто указанную ситуацию можно визуально обнаружитьесли рассматривать записи наблюдений не в параметрах I − V , а в параметрах R − L, как представлено на рис.

2.1 — тогда запись источника во-моде будет находится ниже фонового уровня, над котором наблюдаетсяисточник. В рассматриваемом случае фоновый уровень был близок к уровню спокойного Солнца и о-мода оказалась ниже его, что весьма необычнодля сантиметровых длинн волн и потребовало обстоятельных иследованийданного факта.Рис. 2.1: Вид скана РАТАН-600 на волне 1.83 см в параметрах I −V слева и в параметрахR − L справа.В данном случае, как и в остальных случаях, рассмотренных в данной работе, анализ наблюдательного материала в параметрах R и L оказывается более информативным, чем в параметрах I и V, которые, обычноиспользуется при обработке РАТАН-сканов Солнца. Анализ в параметрахR и L удваивает количество независимых измерений и более соответствует циклотронной природе излучения источников над пятнами, где излучение в разных поляризациях может соответствовать разным гармониками генерироваться на существенно разных высотах.

При этом значимостьнаблюдений в обыкновенной моде (о-моде) излучения определяется тем,что вследствие меньшего коэффициента поглощения в этой моде удаетсяпроникнуть в более глубокие слои атмосферы Солнца.392.1.1.Описание активной области NOAA 10105Активная область NOAA 10105 (φ = 08◦ S, момент прохождения черезцентральный меридиан (ПЦМ) — 13.2d ), наблюдавшаяся на диске Солнцав период (07–20).09.2002 г., по своей структуре состояла из большого правильного пятна, окруженного мелкими порами (см. рис. 2.2–2.4). В моментнахождения на центральном меридиане (ЦМ) диаметр полутени равнялся≈ 70′′ , а площадь группы составляла ∼ 700 м.д.п. (1 м.д.п.

= 10−6 S⊙ ,где S⊙ — площадь полусферы). Группа была причислена к классу Dki иβγ согласно морфологической и магнитной классификации пятен. Сильноемагнитное поле S-полярности было сосредоточено в основном пятне.В процессе прохождения по диску Солнца активная область медленноэволюционировала, уменьшаясь по площади.

Здесь важно отметить (длядальнейшего анализа наблюдений), что наибольшие эволюционные изменения происходили вблизи W-края пятна: здесь распадалась группа мелких пор, расположенная недалеко от западной границы полутени основного пятна, и одновременно внутри самой полутени происходило делениеосновного пятна – в западной части шел процесс образования отдельногонебольшого ядра. Восточная часть полутени была стабильной, сохраняяморфологию неизменной от восхода до захода активной области. Наиболееправильную форму пятно имело в период 10.09.2002 по 14.09.2002. Вспышечная активность активной области NOAA 10105 была слабой.2.1.2.Наблюдения и методика обработкиОсновной наблюдательный материал был получен на радиотелескопеРАТАН–600 с помощью спектрально – поляризационного комплекса приемной аппаратуры в диапазоне 1.83–6.52 см с разрешением по частоте ≈ 10%[10]. Максимальное E–W пространственное разрешение на самой короткойволне составляло 17′′ , пропорционально уменьшаясь с увеличением длины волны.