Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 8

Наблюдения проводились ежедневно вблизи местного полдня≈ 9, 5h U T .Дополнительным материалом послужили результаты наблюдений свысоким двумерным пространственным разрешением 12′′ и 20′′ на радиогелиографах NoRH и ССРТ на волнах 1,76 и 5,2 см соответственно.Разница во времени между наблюдениями на РАТАН–600 и радиогелио-40Рис. 2.2: Активная область NOAA 10105 по наблюдениям 11.09.2002 г.

на SOHO (верхний ряд карт), NoRH (средний ряд карт) и ССРТ (нижний ряд карт). Карты NoRH иССРТ представлены в о-моде излучения (левые карты) и е-моде (правые карты) излучения; значения яркостной температуры указаны в тыс. К.41Рис. 2.3: То же, что на рис. 2.2, по наблюдениям 13.09.2002.42Рис. 2.4: То же, что на рис. 2.2, по наблюдениям 16.09.2002.43графах NoRH и ССРТ составляла (5–7) часов, что не сильно влияет на результаты исследований стабильных источников S-компоненты.

Для отождествления отдельных деталей структуры радиоизображений исследуемойАО, использовались данные прибора MDI космического аппарата SOHO,Обсерватории Китт-Пик и Медонской обсерватории.На диске Солнца АО 10105 была достаточно хорошо изолирована отсоседних АО, что важно для обработки особенно при наблюдениях на инструментах с одномерным разрешением. В случае АО NOAA 10105 возможное мешающее влияние соседних активных областей было оценено путемсопоставления одномерных сканов и двумерных карт при анализе результатов наблюдений — оно оказалось меньше 10%.Для детального анализа был отобран материал, полученный в период11–16.09.2002 (всего 6 дней), т.е.

вблизи момента прохождения АО черезцентральный меридиан Солнца (13.09.2002). При таком принципе отбораучитывалось, что в этот период:а) было минимально перспективное сокращение области излучения, и следовательно, было реализовано более высокое относительное пространственное разрешение инструментов;б) исследуемая АО была наиболее стабильна, как по структуре, так и величине площади пятен;в) влияние эффектов, связанных с распространением поляризованного излучения через QT-область, было наименее вероятно, ибо смена знака поляризации в диапазоне 3–5 см в большинстве случаев имеет место на долготах± 3.5d .2.1.3.Результаты наблюденийПредставление о структуре источника радиоизлучения АОNOAA 10105 и его эволюции в период (11–16).09.2002 можно получить из сопоставления различных данных наблюдений, представленныхдля 3-х дней этого периода на рис.

2.2–2.5.Согласно наблюдениям на радиогелиографах NoRH и ССРТ (картына рис. 2.2–2.4), общая структура АО соответствует протяженному источнику радиоизлучения повышенной яркости, располагавшемуся над магнитным полем, в основном S-полярности, включая как область сильного поля44(пятно), так и область слабого (флоккульного) поля, лежавшую к западуот пятна. В необыкновенной моде (е-моде) излучения наибольшая яркостьна обеих волнах 1.76 и 5.2 см достигается над тенью пятна. Однако в о-модена волне 1.76 см на карте выделяется компактный источник пониженнойяркости, с температурой на 2-4 кК ниже фоновой температуры спокойногоСолнца.

Видно, что общий характер структуры на протяжении ± 3, 5d отПЦМ менялся незначительно.Рис. 2.5: Сканы активной области NOAA 10105 по наблюдениям на радиотелескопеРАТАН–600 за 11, 13 и 16 сентября 2002 г. на волнах 1.83 см (вверху) и 4.93 см (внизу).Сканы наложены на фотогелиограммы SOHO. Отмечены основные детали структурыизображения: А — пятенная, В — флоккульная. Сканы приведены в е-моде излучения(темная линия) и о-моде излучения (более светлая линия).Аналогичные выводы можно сделать и на основе наблюдений, выполненных на радиотелескопе РАТАН–600. На рис.

2.5 показаны сканы,полученные на волнах 1.83 и 4.93 см, близких к рабочим частотам радиогелиографов NoRH и ССРТ, свидетельствующие о хорошем согласии с приве-45денными выше картами АО 10105. Видно, что в структуре источника выделяются две основные детали: компактная, яркая и сильно поляризованнаядеталь А, генетически связанная с пятном, и широкая слабо поляризованная деталь В, расположенная к западу от детали А. По наблюдениям наРАТАН–600 отождествление протяженных деталей структуры источникаизлучения, в отличие от компактных деталей, не столь очевидно. Чащевсего оно ассоциируется с плазмой, удерживаемой магнитосферой всей AОна больши́х высотах над уровнем фотосферы – обычно обозначается какдеталь Н (гало).

Однако в случае АО 10105, скорее всего, природа излучения детали В была иной — это уярчение над слабым магнитным полемфлоккула. Об этом свидетельствуют не только контуры детали В, совпадающие с контурами этого поля (рис. 2.2–2.4), но косвенно и тот факт,что на коротких волнах в случае АО 10105 удается увидеть очень глубокие холодные области внутри пятна.

Иными словами, в данном случаемагнитосфера над пятном была прозрачна, и деталь Н (гало), через которую предположительно обычно просвечивают нижележащие источникициклотронного излучения, отсутствует. В пользу такого заключения свидетельствует также отсутствие инверсии знака поляризации излучения нетолько на протяжении ± 3, 5d около момента ПЦМ, но и на бо́льших долготах АО.

В целом, структуру АО 10105 можно рассматривать как близкуюк униполярной, особенно вблизи W-лимба Солнца. В процессе эволюцииинтенсивность обеих деталей уменьшалась, причем в большей степени этоотносится к детали В — к 16.09.2002 ее вклад в общее излучение АО уменьшается на порядок (по сравнению с состоянием на 11.09.2002). Благодаряэтому обстоятельству, условия для исследования детали А, являющейсяглавным предметом наших интересов, все время улучшались.Один из самых значимых и интересных результатов, следующих изанализа изображений источника радиоизлучения над АО 10105, — это тонкая структура детали А. Оказалось, что она прослеживается только по наблюдениям в о-моде излучения и только на коротких волнах (1.76, 1.83,1.92 см).

Источник имеет вид “гантели” с размерами 15′′ × 40′′ , причемвначале (11.09.2002) самой холодной является ее северная часть, затем (к16.09.2002) более холодной становится южная часть. В начальный периодяркостная температура источника на 1.76 см опускалась до 4000 К, т.е.достигалась область температурного минимума.46Интересна динамика изображения пятна на оригинальных картах радиогелиографа NoRH на волне 8.8 мм (34 ГГц), представленных на рис. 2.6.Рис. 2.6: Сопоставление радиоизображений активной области NOAA 10105 на 17 (изофоты) и 34 (фоновый рисунок) ГГц, полученных на NoRH 11-16.09.2002.47Масштаб яркости фона (интенсивность излучения на 34 ГГц) на рисунке одинаков для всех кадров.

Изофоты на кадрах левого столбца представляют величину яркостной температуры e-моды излучения на 17 ГГц,нормированную к максимуму по карте. Изофоты на кадрах правого столбца представляют величину о-моды излучения на 17 ГГц: белые изофоты= 16000 К, черные – 10000, 9000 и 8000 К. Стрелками указано положение пятна. На фоновом рисунке видна характерная «сеточка», вызваннаянедостаточным заполнением UV-плоскости (радиогелиограф Нобеяма оптимизирован под наблюдения на 17 ГГц).

Характерный диапазон колебаний радиояркости на 34 ГГц в области нахождения пятна: 8500-9500 К –светло-голубой тон на картах, 4000-5000 К – темно-голубой тон. Для получения более точных значений яркостных температур требуется существенное сглаживание карт. В большинстве карт «понижения» в о-моде на 17ГГц совпадают с холодными областями на 34 ГГц.Достоверность наличия “холодного” источника подтверждается сопоставлением его с изображением в линии К CaII (рис. 2.7). В оптически тонком компоненте линии K1v (левый нижний фрагмент) изображение почтисоответствует изображению в белом свете, слегка замытому излучениемвышележащих слоев. В оптически толстом компоненте К3 (центр линии)изображение пятен в левой нижней (NOAA 10114) и верхней (NOAA 10107)группах полностью экранировано, а в группе NOAA 10105 осталось только часть тени пятна, причем яркость ее оказывается меньше, чем яркостьспокойного Солнца, что говорит о сильном влиянии МП данного пятна,приводящем к охлаждению вышележащей хромосферы.

Важно также отметить, что темное пятно в К3 имеет такую же гантелеобразную форму,как и в радиодиапазоне с вытянутостью в том же направлении. При этомв соседнем пятне (NOAA 10114) меньшего размера, попадающим в полезрения на рис. 2.7, эффект потемнения отсутствует как по наблюдениямна NoRH, так и в линии K3 CaII.На ССРТ в о-моде на волне 5,2 см холодная деталь отсутствует, хотяпространственное разрешение ССРТ позволяет выделить детали с размером 20′′ .

В е-моде холодная деталь не наблюдается ни на одной из волн,и пятно выглядит как самый яркий источник, похожий на гауссиану. Онпрактически не изменяется в течение ± 3 дней вблизи момента ПЦМ, т.е.эффекты, связанные с влиянием угла между лучом зрения и направлением48Рис. 2.7: Сопоставление радиоизображения активных областей NOAA 10105 иNOAA 10114, полученного на NoRH в о-моде излучения, с изображением хромосферы влинии K CaII.продольной составляющей МП пятна в случае AО 10105 не зафиксированы. В целом, спектральные особенности структуры изображения этой АОсвидетельствует о том, что физические параметры области излучения надпятном сильно меняются с изменением высоты над уровнем фотосферы.Уточнить положение слоя, где это происходит, удается, если обратитьсяк наблюдениям с более высоким частотным разрешением, выполненным спомощью радиотелескопа РАТАН-600.Анализ РАТАН-сканов АО NOAA 10105 показал, что резкие изменения структуры изображения имеют место в узком диапазоне волн — припереходе от волны 2.32 см к волне 2.67 см (рис.

2.8). Видно, что над пятном в е-моде излучения на всех волнах наблюдается яркий источник с49Рис. 2.8: Иллюстрация резкого изменения структуры изображения АО NOAA 10105,имевшего место 16.09.2002 в диапазоне 2.32–2.67 см и наблюдавшегося в о-моде излучения. РАТАН–сканы активной области наложены на фотогелиограмму SOHO.размерами, сравнимыми с размерами пятна. Эта структура изображенияв е-моде характерна для детали А и в более широком диапазоне волн,начиная с 1.83 см вплоть до 5–6 см. Совершенно другую структуру источник имеет в о-моде излучения.

На коротких волнах 1.83–2.32 см надтенью пятна прослеживается своеобразная структура изображения с минимумом в ее восточной части и максимумом в западной. При переходе отволны 2.32 см к 2.67 см эта тонкая структура изображения исчезает, и вобеих модах R и L источник начинает выглядеть одинаково. Отметим, чтоэто изменение едва ли можно объяснить падением разрешающей способности наблюдений — коренное изменение структуры изображения происходит50за счет резкого увеличения интенсивности излучения в о-моде и сохраняется на всех волнах, длиннее 2.67 см. Особенности изменений структурыизображения показаны на рис. 2.8 по наблюдениям за 16.09.2002, когдаусловия для наблюдений пятенной детали А были наиболее благоприятнывследствие деградации к этому моменту близко расположенной детали В.Анализ показывает, что эти особенности сохраняются в течение всего периода наблюдений 11–16.09.2002 г.