Диссертация (1149582), страница 11
Текст из файла (страница 11)
рис. 2.18). В момент ПЦМ диаметр полутениравнялся ≈ 50′′ , а площадь группы составляла ∼ 350 м.д.п.. Группа была причислена к классу Ehi и B согласно морфологической и магнитнойклассификации пятен. Сильное магнитное поле N-полярности было сосредоточено в основном пятне и предположительно замыкалось на обширнуюобласть слабого поля противоположной полярности в хвостовой части АО.В процессе прохождения по диску Солнца cтруктура АО NOAA 10325 поданным наблюдений в оптическом диапазоне оставалась практически неизменной, вспышечная активность была слабой.Измерения продольного магнитного поля на SOHO/MDI после коррекции за эффект проекции показали, что полная величина магнитного по-62ля со временем немного уменьшалась. При этом яркость радиоисточника поданным радиогелиографа Nobeyama волне 1.76 см изменялась существенно(рис.
2.14). Однако особенность, связанная с прохождением центральногомеридиана была видна хорошо в обеих поляризациях.Рис. 2.14: Динамика изменения магнитного поля пятенного источника АО 10325 с30.III.2003 по 06.IV.2003 (слева внизу). Нулевой день соответствует 03.IV.2003 – днюпрохождения пятна через центральный меридиан Солнца.
В верхнем ряду представленавременная динамика максимальной яркостной температуры для е-моды и минимальнойтемпературы для о-моды для наблюдения на радиогелиографе Нобеяма на частоте 17ГГц. Справа внизу – степень поляризации.Наилучшим образом это представлено на двумерных изображенияхАО (рис. 2.15). В момент прохождения ЦМ (02.IV.2003) на короткой волне(NoRH) в о-моде излучения над центральной частью тени пятна отчетливовидно потемнение на 4000 К по сравнению с фоновым излучением спокойного Солнца (10000 К). На длинной волне (ССРТ) потемнение отсутствует.Наблюдаемое потемнение максимально при нахождении АО вблизи ЦМ впериод (01–04).IV.2003.
По мере приближения к лимбу (симметрично E иW) источник в обеих модах (е и о) становится ярче фонового излучения.Ранее в АО 10105 аналогичный эффект наблюдался в более широком диапазоне долгот, что вероятно вызвано большей величиной магнитного поляв АО 10105.Сопоставление наблюдений на NoRH с наблюдениями на РАТАН-600и ССРТ показывает, что и на этих инструментах наблюдается ослаблениео-моды при прохождении ЦМ (рис. 2.16).
Также наблюдается отчетливое63Рис. 2.15: Левый кадр: Карты АО NOAA 10325 по наблюдениям вблизи момента прохождения центрального меридиана Солнца (2.IV.2003). Верхний ряд: данныеSOHO/MDI; средний ряд: радиогелиограф NoRH (λ = 1.76 см); нижний ряд: ССРТ(λ = 5.2 см). Радиокарты приведены в о-моде излучения (слева) и е-моде (справа). Значения яркостной температуры на изофотах даны в тыс. град. Правый кадр: Динамикаосновного пятна NOAА 10325 за (31.III–06.IV) 2003 г.
по наблюдениям на NоRH. Левыйстолбец – о-мода излучения, правый – е-мода.понижения яркости на 8.8 мм (NoRH) (рис. 2.17).Рассмотрение изображения пятна в других диапазонах (рис. 2.17)также позволяет получить некоторые качественные характеристики атмосферы пятна: относительно слабое свечение пятна в мягком рентгене говорит о пониженной температуре по отношению к основной части АО, а яркоесвечение в Не I о пониженной плотности в пятне на высотах ∼ 2 тыс.км.Оба этих факта также свидетельствуют в пользу реальности наблюдаемых64Рис. 2.16: Сопоставление наблюдений пятна в АО 10325 в разных диапазона за периоднаблюдений с 29.III.2003 по 7.IV.2003.
Картинки слева направо: Сканы РАТАН-600 наволне 2.24 см в о- и е-модах (сплошная и пунктирные линии соответственно); МП поданным SOHO/MDI; NoRH 17 ГГц (1.76 см, о- и е-моды); ССРТ (5.2 см, о- и е-моды);фотогелиограмма; линия СаII K.потемнений.Наблюдения на РАТАН-600 также позволили уточнить значение частоты, на которой происходит скачкообразное изменение характера изображения в о-моде излучения, когда ее яркость значительно увеличивается.65Рис. 2.17: Сопоставление NoRH-наблюдений АО 10325 для 2.IV.2003 на частотах 34 ГГц(8.8 мм, параметр I) и 17 ГГц (1.76 см, моды о- и е-) – верхний ряд.
Стрелками отмеченоположение пятна. В среднем ряду, слева направо, приведены фотогелиограмма, снимок вHα и магнитограмма. В нижнем ряду приведено сопоставление изображения NOAА 10325в белом свете (изофоты границ тени и полутени) с фоновыми изображениями этой АОв рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.
По осям приведены координаты отцентра диска в секундах дуги.На центральном меридиане это имеет место при переходе от волны 2.32 смк волне 2.67 см (см. нижний ряд кадров на рис. 2.18). При удалении от ЦМположение скачка смещается в сторону коротких волн. В случае АО 10105положение скачка не менялось от восхода до захода. Динамику обнаруженного в АО 10325 эффекта на РАТАН-600 удалось проследить тольков Е –полушарии Солнца (в W –полушарии мешающее влияние оказываютсоседние АО, идущие впереди, на рисунке – справа). Эффект скорее всегосимметричен относительно ЦМ – об этом свидетельствуют наблюдения на66NoRH (см. рис.
2.15) – мешающие группы находятся в противоположномполушарии, поэтому они не влияют на изображения пятна на картах.Рис. 2.18: Иллюстрация скачкообразного увеличения яркости пятенного источникаАО 10325 в о-моде излучения и его динамика по наблюдениям с 30.III.2003 по 02.IV.2003.Представлены участки РАТАН–сканов в диапазоне (2.24–2.67) см, наложенные на фотогелиограмму. На нижнем ряде рисунков видно, как изображение ИЦИ в о-моде изотносительно «темного» на волне 2.24 см становится «светлым» на волне 2.67 см.2.2.2.МодельатмосферыпятнавактивнойобластиNOAA 10325В § 2.1 было показано, что для пятна в АО 10105 модель атмосферыс разноуровневой генерацией о- и е-мод (на 2-м и 3-м гироуровнях соответственно) недостаточно хорошо представляет результаты, полученные наРАТАН-600. Для пятна в АО 10325 результаты сопоставления наблюденийс той же моделью выглядят не лучше (рис.
2.19). Особенно неприятна «болтанка» размеров в о-моде. Возможно, она связана с динамикой развитиясамого пятна, или с активностью в ближайших окрестностях (рис. 2.16).Несмотря на это была предпринята попытка просчитать численнополную модель атмосферы с точным учетом всех гироуровней. Побуди-67Рис. 2.19: Спектры яркостной температуры и угловых размеров пятна по наблюдениямРАТАН-600 за 02.04.2003 (верхний ряд графиков) и распределение температуры и размеров пятна с высотой в предположении дипольного характера МП пятна (нижний рядграфиков).тельным мотивом к этому было очевидное постоянство размера источникана волнах длиннее 3 см.
Построенная Б.Рябовым [50] на основе полученных на РАТАН-600 спектров яркостной температуры и угловых размеровмодель атмосферы пятна представлена на рис. 2.20.Рис. 2.20: Вертикальное сечение аксиально-симметричной модели атмосферы солнечного пятна в АО NOAA 10325. Цифрами на картинках указаны логарифмы электроннойтемпературы (K) (а) и электронной плотности (см−3 ) (b) в соответствующих областях.Белыми линиями обозначено положение второго (B = 2130 Гс) и третьего (B = 1420 Гс)гироуровней для волны 2.52 см.
[50]Основные черты модели:68− Поскольку пятенный источник стабилен была использована дипольнаямодель МП с фиксированной глубиной погружения и максимальной величиной МП = 3500 Гс.− Рассматривалась осесимметричная модель атмосферы, поскольку припрохождении пятном ЦМ о-мода изменялась достаточно симметрично.− Моделировались радиальные неоднородности распределения температуры и плотности атмосферы пятна в виде усеченных конусов с постоянными характеристиками плазмы. Температура в них была уменьшена длясогласования с наблюдательным фактом постоянства размеров источникав диапазоне 3.5-7 см.− Для моделирования понижения яркостной температуры на короткихволнах при углах наблюдения < 50◦ использовалось понижение электронной плотности над центральной частью пятна.Модель строилась на основе модели атмосферы [80] с указаннымивыше модификациями, для которых подбирались значения температуры,плотности и размеров цилиндров.
Вследствие недостаточного углового разрешения РАТАН-600 однозначного набора параметров не получилось, номодель с параметрами, приведенными на рис. 2.20 достаточно хорошо соответствует наблюдениям на РАТАН-600. Тем не менее, не следует ее рассматривать как настоящую модель, а только как направление, в которомее надо развивать. В частности, исследование связи с плюмами [52], относительно холодными (5.2 . logT . 5.8), разреженными петлеобразнымиструктурами, видимыми в EUV и показывающими втекание плазмы в пятно.2.2.3.ВыводыПродолжено исследование переходной области хромосфера-коронанад солнечными пятнами на основе спектрально-поляризационных наблюдений источников циклотронного излучения в микроволновом диапазоневолн. Ранее при исследовании двух АО [24, 39] были выявлены особенности этих источников, оказавшиеся характерными как для крупного униполярного пятна, так и пятен небольшой площади, входивших в состав биполярной АО.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
