Автореферат (1149581), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Работы по исследованию активных образований на Солнце начались с самого момента возникновения радиоастрономии во второй половине ХХ века. Во второй половине 70-х годов благодаря созданию крупных радиотелескопов и радиоинтерферометров появилась возможность разделить АО на отдельные пространственные образования, в том числе выделить и исследовать излучение отдельных пятен. Приэтом значительное преимущество радиоинтерферометров в пространственном разрешении и двумерности получаемых радиоизображений со временем оттеснило на второй план использование крупных одиночных антенндля исследовании объектов с малыми угловыми размерами.
В нашей работе для исследования характеристик солнечных пятен мы постаралисьиспользовать имеющиеся преимущества радиотелескопа РАТАН-600: большой диапазон принимаемых частот (0.8–30 см), высокое частотное разрешение (до 200 МГц), длинные ряды непрерывных наблюдений, сочетание,которое трудно получить при использовании интерферометров.Работа проводилась по трем направлениям, большинство полученныхрезультатов являются оригинальными или существенно уточняющими существующие представления.1. Исследование случаев «аномальных» параметров атмосферы над солнечными пятнами по данным спектрально-поляризационных наблюденийс высоким частотным разрешением на РАТАН-600:— Впервые по результатам наблюдений на радиотелескопе РАТАН600 крупных солнечных пятен в активных областях NOAA 10105,NOAA 10325 и ряде других АО обнаружены «потемнения» в омоде радиоизлучения на коротких сантиметровых волнах в диапазоне1.76–2.27 см, яркость которых ниже уровня спокойного Солнца.
Ранее (Nagnibeda 1987) считалось, что в радиодиапазоне пятна из ярких8становятся темными (как в оптике) в мм-диапазоне на волнах короче3–4 мм.— Наличие «потемнения» подтверждено наблюдениями депрессии радиоизлучения на радиогелиографе Нобеяма на волнах 1.76 см и 8.8 мм,а также наблюдениями на 2.6 мм и 3.5 мм на 45-м радиотелескопе обс.Нобеяма и на 2.0 см на VLA.
Наблюдения потемнений также соответствует изображениям хромосферы в линии K CaII и He I 10830 Å.Наличие «потемнения» плохо согласуется с современными моделямиатмосферы солнечных пятен и вероятно потребует их пересмотра.— По предварительным данным установлено, что потемнение наблюдается в период ± 3 дня от момента прохождения пятном центральногомеридиана Солнца. Для крупных пятен период наблюдения можетбыть больше.— Обнаружена связь потемнения с открытыми линиями магнитного поля. Сопоставление участков депрессии для небольшого числа пятенс открытыми линиями магнитного поля, рассчитанными по PFSSмодели показало, что связь обнаруживается в 50% случаев.— Благодаря высокому пространственному и частотному разрешения радиотелескопа РАТАН-600 для ряда пятен выявлено скачкообразноеизменение структуры изображения пятенного источника в о-моде вдиапазоне 2.3–2.7 см, сопровождающееся резким увеличением размераи яркостной температуры источника.
Толщина слоя, в котором происходит этот скачок, по оценкам в рамках дипольной модели магнитногополя пятна составляет менее 1.5 тыс. км.— Анализ полученных на радиотелескопе РАТАН-600 спектров яркостных температур и радио размеров ряда пятен показал, что простаямодель атмосферы с дипольным МП в плоскопараллельной среде, гдетемпература растет с высотой, а излучение в о-моде генерируется на2-й гармонике гирочастоты, а в е-моде на 3-й, не может удовлетворитьнаблюдательным данным во всем диапазоне длин волн. Для устранения противоречивости яркостных температур о- и е-мод, требуетсячтобы часть излучения в о-моде генерировалась на 3-м гироуровне.— По результатам численного моделирования параметров атмосферынад пятном в АО 10325 и частотным спектрам, полученным на радиотелескопе РАТАН-600, показано, что депрессии радиоизлучениявызваны понижением плотности и электронной температуры по всейвысоте атмосферы над пятном.— Приведены свидетельства заметного влияния на параметры атмосфе-9ры над пятном и на характеристики его радиоизлучения динамических явлений типа течений: вытекание вещества вдоль открытых линий МП и втекание вдоль закрытых силовых линий (видимые в EUVпетли и протуберанцы).2.
Построение и анализ изображений пятен с высоким пространственнымразрешением по наблюдениям солнечных затмений на радиотелескопахРТ-32 ИПА РАН (исследованы два пятна на волнах 3.5, 6.2 и 13.0 см вNOAA 11140 (поток F6.2 = 3 с.е.п. (0.01 Fsun ), тень 15–20′′ ) и в NOAA 12303(поток F6.2 = 1 с.е.п. (0.003 Fsun ), тень 10′′ ):— Впервые, благодаря использованию крупных полноповоротных радиотелескопов РТ-32, в затменных наблюдениях достигнуто предельноеугловое разрешение в 1–3′′ , что продемонстрировано на примере 2-хнебольших солнечных пятен (поток пятен ∼ 0.01 − 0.003 Fsun ).— Показано, что для обоих пятен квазидвумерные распределения радиояркости качественно соответствуют традиционным моделям циклотронного радиоисточника для изолированного одиночного пятна,наблюдаемого под достаточно большим углом: одномерные распределения яркости асимметричны и имеют максимум, смещенный в сторону солнечного лимба, распределение степени поляризации образуеткайму (кольцо) с максимумом, направленным к центру диска Солнца.— Показано, что максимумы распределений радиояркости на разныхволнах находятся в районе границы тень-полутень; с увеличениемдлины волны максимум смещается в направлении лимба.
Если трактовать смещение максимума как эффект проекции, то радиоисточникнад исследованными пятнами находится низко: для большего пятна вАО 11140 на высоте 3–4 тыс.км (для волны 3.5 см) и менее 5 тыс.кмна волне 6.2 см, для пятна меньших размеров ≈ 2.5 тыс.км на всехволнах.— Построена двумерная модель распределения яркостной температурыдля пятна в NOAA 11140 в виде двойного набора полуколец с ширинойкольца в 4′′ , показавшая повышенные значения яркостной температуры пятна на стороне обращенной к лимбу и максимум в центральнойчасти пятна.— Установлено, что измеренные размеры пятна в NOAA 11140 в диапазоне (3,5 – 13) см удовлетворительно соответствуют дипольной моделиисточника циклотронного излучения, но измерения на более короткихволнах ∼ 2 см (РАТАН-600, NoRH) вступают с ними в резкое проти-10воречие – в области нижней короны размеры источника оказываютсябольше, чем это допускает дипольная модель МП.— Для устранения этого противоречия предложено использовать комбинированную модель из модифицированных вариантов диполя и соленоида.3.
Поиск «идеальных» одиночных солнечных пятен и анализ свойств ихрадиоизлучения по материалам наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600(исследовано пятно в активной области NOAA 11899):— Впервые приведены результаты наблюдений на РАТАН-600, с большойдостоверностью подтверждающие существенное специфическое влияние угла зрения на изображения солнечных пятен при наблюдениях на микроволнах, выражающееся в появлении в изображении кольцеобразных и серповидных структур (эффект Гельфрейха-Лубышева(Г–Л)).— Показаны преимущества наблюдения эффекта Г–Л в коротковолновом диапазоне длин волн, где из-за резкого градиента температур эффект проявляется наиболее контрастно.— Наглядно продемонстрировано, что влияние эффекта Г–Л необходимовсегда учитывать при измерениях высоты источника циклотронногоизлучения, лежащего в короне над солнечным пятном.— Показано, что необходимым условием правильной интерпретации радионаблюдений солнечных пятен является строгий учет временной динамики радиоизображений, возникающей за счет поворота луча зрения при вращении Солнца, в сочетании с требованием высокого частотного разрешения.— Впервые по радионаблюдениям благодаря учету эффекта Г-Л выявлено отклонение МП пятна от вертикали, увеличивающееся с увеличением длины волны.
Изгиб, типа магнитной петли, происходит в характерном для биполярных АО направлении.— Продемонстрировано на одном примере, как отсутствие учета возможного изгиба МП может заметно исказить видимое распределение радиояркости по пятну и вызвать значительные артефакты при восстановлении распределения физических параметров плазмы в атмосференад пятном.— Отмечена необходимость проведения регулярных (ежедневных) наблюдений, что возможно только при использовании специализированных солнечных инструментов.11Научная и практическая значимость. В настоящее время в солнечной физике происходит переход от упрощенных моделей атмосферы к полномасштабному численному моделированию, и для его адекватного выполнения требуются расчеты (и соответственно наблюдения) по всей высотеатмосферы — от подфотосферных слоев до короны. Наблюдениями хужевсего перекрыта область верхней хромосферы и переходной области.
Информацию в этом диапазоне температур с успехом могли бы обеспечить радионаблюдения. Также удобно, что радиоизлучение очень чувствительно кмагнитному полю, измерение которого сильно затруднено в других диапазонах волн. К сожалению радионаблюдения пока не обладают достаточнымугловым разрешением, что сильно ограничивает их практическое использование. Работающие и строящиеся интерферометры обладают более высоким, чем у РАТАН-600 разрешением, но каждый имеет свой определенныйнеустранимый недостаток. Наш опыт работы с материалами наблюденийСолнца на РАТАН-600 свидетельствует о том, что с помощью этого инструмента можно было бы проверять вводимые в строй интерферометры, какрезультаты их наблюдений, так и результаты моделирования.Из полученных нами результатов с точки зрения Физики Солнца итеории солнечной плазмы интересно, прежде всего, обнаруженное «потемнение», которое пока плохо вписывается в существующие модели атмосферы над пятном и требует как дальнейшей проверки самого явления, так ипопыток построения совместной радио-оптической модели для конкретногопятна.Для интерпретации наблюдений интересен также результат исследования эффекта Гельфрейха-Лубышева, уточняющий наши представленияо корональном МП солнечных пятен и требующий при моделировании источников циклотронного излучения использования более сложных (чем дипольная) моделей МП, с учетом его искривления, особенно в тех случаях,когда пятно входит в состав биполярной АО.Результаты, выносимые на защиту.• Впервые по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600 обнаруженыв нескольких крупных солнечных пятнах «потемнения» на коротких (до≈ 2.3 см) волнах, связанные с существенной перестройкой атмосферы надпятном, вызванной сильным магнитным полем пятна.• Впервые, благодаря использованию крупных полноповоротных радиотелескопов РТ-32 ИПА РАН, получены во время солнечных затмений наиболее достоверные одно- и квазидвумерные распределения излучения солнечных пятен с предельным угловым разрешением 1–3′′ на волнах 3.5, 6.212и 13.0 см, имеющие характерный для циклотронного механизма излучения вид.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
