Диссертация (Исследование свойств атмосферы над солнечными пятнами по наблюдениям в сантиметровом диапазоне длин волн), страница 9

— в о-моде излучения восточная половинаисточника была постоянно более холодной, чем западная. Напомним, чтонаибольшие эволюционные изменения имели место в западной части пятна,где происходило его дробление.По наблюдениям на радиотелескопе РАТАН–600 в момент нахождения АО на ЦМ Солнца (13.09.2002) на рис. 2.9 приведены спектры потоков, размеров, яркостной температуры и степени поляризации излучения,позволяющие получить количественные оценки основных характеристикисточников излучения.

Спектр показан в том диапазоне, где имеют месторезкие изменения структуры изображения. Согласно этим данным, при переходе от волны 2.3 см к 2.67 см поток пятенной детали А в о-моде для возростает на порядок. Сильно падает (от 100% до 20%) степень поляризацииР. Другие характеристики менялись по диапазону более плавно. Анализспектров в течение всего периода наблюдений 11–16.09.2002 показывает,что отмеченные особенности спектров сохранялись неизменными.Первичный обзор наблюдений других АО свидетельствует, что исследованный нами случай NOAA 10105 не является единственным, хотя идостаточно редким. Такая особенность структуры изображения, как «потемнение» над центром пятна на коротких волнах в о-моде излучения наблюдается, например, в АО 10898 (рис.2.10), причем данная АО наблюдалась на радиотелескопе РАТАН–600 уже на другой аппаратуре с болеевысоким частотным разрешением ∼ 1% [7]. Предварительный анализнаблюдений позволяет заключить, что наиболее радикальные измененияструктуры изображений в этом случае имеют место примерно в том же, ноболее широком диапазоне длин волн (2.1–2.8 см).

Отсюда следует вывод,что тонкая структура переходной области меняется от случая к случаю иможет зависеть от общей морфологии АО.51Рис. 2.9: Спектры основных характеристик микроволнового излучения источника надАО NOAA 10105 по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН–600 13.09.2002 для двухдеталей структуры изображения: А — пятенная деталь, В — флоккульное уярчение.Спектры приведены раздельно по наблюдениям в е- и о-модах излучения. Внимание:в статье [39] на аналогичном рис.7 на графиках размеров и яркостных температур обозначения А и В деталей перепутаны (квадратики и ромбики относятся к пятенномуисточнику).2.1.4.ОсобенностимагнитногополяактивнойобластиNOAA 10105 на уровне фотосферыПрежде чем обсуждать результаты радионаблюдений, обратимся кмагнитограммам АО 10105 на уровне фотосферы.

На рис. 2.11 показанымагнитограммы, взятые нами из наблюдений на SOHO и ОбсерваторииКитт-Пик, причем данные SOHO/MDI взяты с учетом перекалибровки.Карты демонстрируют очень хорошее согласие между собой в областяхслабого магнитного поля и резкое расхождение в центральной зоне те-52Рис. 2.10: Распределение яркости (скан) источника микроволнового излучения надАО NOAA 10898 по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН–600 на волне 1.83 см во- и е-моде излучения. Приведены также фотогелиограмма и магнитограмма по даннымSOHO/MDI.ни пятна.

На магнитограмме SOHO/MDI, в этой зоне выделяется светлая область, сохраняющаяся весь период наблюдений. Она объясняетсяэффектами насыщения сигнала, устранить которые путем простой перекалибровки невозможно. Под обеими магнитограммами в нижней частирис. 2.11 показан разрез этих карт, выполненный по оси абсцисс через точку, близкую к области максимального поля в тени пятна. Видно, что в этойточке, согласно данным Обс. Китт-Пик, поле достигает максимума, а согласно данным SOHO/MDI, в этом месте наблюдается сильное уменьшениеМП. Оказалось, что наилучшего количественного согласия между картамиSOHO и Обсерватории Китт-Пик удается достичь, если величину МП поданным Обс. Китт-Пик умножить на поправочный коэффициент, равный2.5 ± 0.1. Тогда единообразно воспроизводится структура поля до значений ∼ 2.5 кГс по данным обеих обсерваторий (форма соответствующихизолиний на рис.

2.11, наложенных на исходное полутоновое изображение,почти полностью идентична, несмотря на некоторую разницу во времени). С учетом найденного коэффициента может быть также восстановлена и структура в области сильного поля, утраченная при наблюдениях наSOHO. Результаты этой процедуры для разрезов по обеим осям карты показаны в правой части рис. 2.11; максимальное значение восстановленногоМП составляет ∼ 4.8 кГс.Нам трудно судить о правильности абсолютных измерений на указанных обсерваториях, это должны сделать специалисты в данной области. На53Рис. 2.11: Сопоставление измерений МП на уровне фотосферы Солнца по даннымSOHO/MDI (справа) и Обс.

Китт-Пик (слева) на примере активной области NOAA 10105по наблюдениям 13.09.2002. Приведены оригинальные карты (полутоновое изображение)с наложенными на них изолиниями. Ниже дан разрез вдоль оси абсцисс через точкумаксимальной напряженности магнитного поля по данным Обс. Китт-Пик. Правые дваграфика — результат приведения данных обеих обсерваторий к одному масштабу дляразрезов по оси ординат (вверху) и оси абсцисс (внизу).основе своих наблюдений, в которых зафиксировано высокополяризованное излучение на такой короткой волне, как 1.83 см, мы можем сказать,что данные, полученные в радиодиапазоне на примере активной областиNOAA 10105, а еще ранее на примере других АО, свидетельствуют в пользубольши́х значений напряженности МП пятен.

В рамках теории циклотронного излучения для объяснения результатов радионаблюдений максимальные значения поля в пятне должны быть не менее 3 кГс, а для такогобольшого пятна как в АО 10105, вероятно, можно ожидать еще большихзначений. Что касается радиального распределения продольной составляющей поля по пятну в АО 10105, то, согласно данным обеих обсерваторийSOHO и Китт-Пик, оно было близко к гауссиане, за исключением вторичного максимума к западу от главного, скорее всего, вызванного уже упоминавшимся процессом деления тени пятна.542.1.5.Модель пятна в активной области NOAA 10105Для анализа результатов радионаблюдений воспользуемся известнойдипольной моделью КМП пятна Hz , задаваемой кольцом с током, погруженным под фотосферу на глубину hdip [63]:(Hz = H0hdiphz + hdip)3,где hz – высота над уровнем фотосферы, H0 – максимальная напряженность МП на уровне фотосферы и Hz – значение КМП на оси пятна навысоте hz .

Пользуясь магнитограммой на уровне фотосферы и методикой,изложенной в [63], можно определить hdip и использовать это значениедля вычисления hz для интересующих нас значений КМП. Для пятна вАО 10105 будем полагать H0 = 4.8 кГс, тогда оценка hdip дает значение23000 км.Ограничимся рассмотрением результатов наблюдений в диапазоне1.83–3.2 см, т.е. в непосредственной близости к обнаруженному скачкообразному изменению структуры источника над пятном в АО 10105 по наблюдениям в о-моде излучения. Поскольку характер спектров (рост потока сростом длины волны; размеры, близкие к размерам пятна; высокая степеньполяризации) согласуется с представлением о циклотронной природе излучения этого источника, будем полагать, что излучение в этом диапазонегенерируется в e-моде на 3-й гармонике гирочастоты, а о-моде — на 2-й,как чаще всего обычно делается при интерпретации наблюдений.

Значениенапряженности КМП H3 и H2 , необходимого для генерации излучения вуказанном диапазоне на обеих гармониках, можно определить с помощьювыражений H3 = 3570/λ [Гс] и H2 = 5355/λ [Гс]. Оно охватывает областьзначений 2.9–0.9 кГс.На рис. 2.12 показано, как эта область выглядит в короне, если ее поместить в модель [63], рассчитанную применительно к пятну в АО 10105,а также обозначено положение того слоя, в границах которого происходитрезкое усиление излучения в о-моде. Оно имеет место при переходе от волны 2.32 см к волне 2.67 см, что соответствует значениям МП 2.3–2.0 кГс,располагающегося в рамках принятой модели на высоте 6.4–7.8 тыс. км.Таким образом, толщина этого слоя составляет менее 1.5 тыс.

км. Очевид-55но, что при изменении параметров модели МП — максимального значениянапряженности на уровне фотосферы и глубины погружения диполя —вся картина области излучения, показанная на рис. 2.12, будет в целомсмещаться вдоль оси высот, но ее особенности останутся неизменными.Рис. 2.12: Схематическая модель ИЦИ над пятном в активной области NOAA 10105 понаблюдениям 13.09.2002 и 15.09.2002.

Отмечено положение двух слоев, пределы которыхограничены 2-м и 3-м гироуровнями для волн 2.32–2.67 см. Точки на профилях гироуровней указывают эффективный размер источника излучения в картинной плоскостипо наблюдениям на волнах 2.32–2.67 см. Стрелкой обозначены два варианта интерпретации наблюдений на волне 2.67 см, если их относить ко 2-му или 3-му гироуровню.Вдоль дополнительной оси ординат отложена напряженность МП H на оси пятна длясоответствующей высоты h.Самым ценным в наших исследованиях было бы измерение высотыисточника излучения над уровнем фотосферы из своих же наблюдений, однако их точность пока недостаточна, и в случае АО 10105 она ограничивается сложным радиальным распределением температуры по пятну. Считается, что точность отождествления радиоизображения области излучения56при его наложении на карты МП или изображения в других диапазонахэлектромагнитного излучения составляет ∼ 5 − 10′′ . Это достаточно большая величина, сравнимая с толщиной всей переходной области.

В этихусловиях едва ли возможны измерения высоты на основе собственных радионаблюдений, потому чаще всего приходиться опираться на оценки, исходя из модели магнитного поля. Такая методика была использована намии при анализе наблюдений пятна в АО 10105: в принятой модели магнитного поля, высоты источника излучения над пятном, понимаемого как 2-йили 3-й гироуровень, оказались достаточно малыми (несколько тыс. кмнад уровнем фотосферы).