Диссертация (1149582), страница 12
Текст из файла (страница 12)
Подмеченные закономерности проверяются на примере АО6910325, имевшей “типичную” (среднестатистическую) структуру и размеры.Подтвердилось, что (а) в диапазоне (2,3-2,7) см резко меняется структураизображения источника в о-моде излучения; (б) спектр яркостных температур в е- и о-модах излучения, пересчитанный в зависимость от величинымагнитного поля на уровне 2-го и 3-его гироуровней, сильно расходится вдиапазоне коротких волн (λ<2,7 см), причем о-мода излучения оказываетсягорячее е-моды. Обнаружена новая особенность характеристик излучения:в случае АО 10325 в отличие от ранее исследованной крупной АО [39] потемнение над пятном в о-моде излучения на коротких волнах наблюдаетсятолько на небольших долготах ± 3d от ЦМ.
Обсуждается расхождение результатов наблюдений с общепринятой моделью источников циклотронногоизлучения над солнечными пятнами. Представлены результаты моделирования с использованием различных моделей магнитного поля солнечныхпятен.2.3.О «потемнении» и других, близких к нему особенностяхатмосферы пятенВ данном параграфе мы обобщаем данные о эффекте «потемнения»,описанном в предыдущих § 2.1 и § 2.2, а также отмечаем еще две близкиеособенности связанные с эффектом «потемнения», замеченные нами приего исследовании.2.3.1.Наблюдения потемнения солнечных пятен в радиодиапазонеПо нашим наблюдениям на РАТАН-600 «потемнения» в пятнах наблюдается достаточно часто, однако такие глубокие и заметные как в пятнах из NOAA 10105 (рис. 2.5) и NOAA 10898 (рис.
2.10) встречаются весьмаредко. Основная же масса источников показывает в о-моде незначительноеуглубление (см. рис. 2.21), хотя, при учете размеров ДН телескопа понижение может оказаться значительным (см. рис. 2.22).К сожалению, одномерное разрешение РАТАН-600 сильно ограничивает возможности наблюдения потемнения.
Прежде всего это связано с тем,что в вертикальную диаграмму могут попасть фоновые активные участки70Рис. 2.21: Одномерные сканы поляризованного излучения NOAA 11289 в антенныхтемпературах для о- и е-мод по наблюдениям 14.IX.2011 в диапазоне 1.74—2.52 см на 10длинах волн. На волнах короче 2.25 см видно понижение яркости для о-моды излученияниже фоновой антенной температуры спокойного Солнца, которое достигает 1.5% [51].Рис. 2.22: Слева спектры плотности потока радиоизлучения в диапазоне 1.6 – 5.0 см дляголовного пятна NOAA 11289 для о- и е-мод.
Нулевой уровень соответствует уровню фона – уровню излучения спокойного Солнца. Оценки максимальной величины магнитногополя, при котором начинает генерироваться циклотронное излучение каждой моды, показаны стрелками. Для е-моды величина магнитного поля составляет He = 2140 Гс и дляо-моды Ho = 2350 Гс. Справа представлен спектр яркостных температур для обыкновенной волны в коротковолновой части спектра в диапазоне от 1.6 до 2.6 см.
Нулевая линиятакже отражает неполяризованное излучение спокойного Солнца. Однако здесь видно,что яркостная температура о-моды становится ниже температуры спокойного Солнцана волнах короче 2.27 см.как в пределах самой АО, так посторонние, смещенные вдоль ножа диаграммы. Это не препятствует обнаружению наличия понижения, но вызывает заметную неопределенность в уровне фона и соответственно в измерении величины понижения относительно уровня спокойного Солнца.Однако обзор литературы свидетельствует о том, что хотя сильноеразличие в интенсивностях о- и е-мод многими авторами наблюдалось достаточно часто, но почти во всех случаях яркость о-моды не была нижефоновой температуры спокойного Солнца.
И только в двух работах есть71упоминание об этой особенности поляризованного микроволнового излучения. Первое реальное указание на наличие депрессии в о-моде излучения(глубиной 4500 K) было представлено в 1991 г. по наблюдениям 1988 г. наVLA на 2 см [91]. Вторая работа [56], выполненная по анализу наблюдений 1992 г. на NoRH [45], весьма кратко отмечает возможную депрессию во-моде излучения с глубиной около 1000 К.После появления в начале 2000-х серьезных численных расчетов моделей солнечной атмосферы (в особенности 3-х мерных) стал вопрос о ихпроверке. Основную надежду здесь возлагают на миллиметровые наблюдения на интерферометре ALMA, которые могут дать необходимое пространственное разрешение. Однако после появления наших статей 2010 г.
([39]) и2011 г. ([50]) о наблюдениях в диапазоне от 1.76 до ∼ 2.25 см потемнения впятнах появился заметный интерес к исследованию атмосферы пятенныхисточников в более длинном диапазоне, не прекрываемом интерферометром ALMA.В 2014 г. Лукичева и др. ([74]) представила старые наблюдения VLA1999 и 2001 гг. на волне 15 ГГц (2 см), где над пятном не наблюдалосьзаметного источника в о-моде (см. рис. 2.23).
Там было отмечено: «Theseexamples are typical of VLA observations of sunspots at 15 GHz: when othercontributions are sufficiently small so as not to obscure the umbra, the radioimages at this frequency generally do not show a distinct feature (bright ordark) corresponding to the umbra, with an upper limit on the difference of order1–2 thousand K.
This result is again inconsistent with the umbral atmospheremodels that predict that umbrae should be much brighter than the quiet Sunat centimeter wavelengths.»Чуть позднее появились подтверждения существования «потемнения» и со стороны мм-волн: в 2015 г. [61] по наблюдениям 12.02.2014 пятнав NOAA 11976 на 45-метровом радиотелескопе обсерватории Нобеяма наволнах 85 ГГц (3.5 мм) and 115 ГГц (2.6 мм) с пространственным разрешением 19′′ and 15′′ соответственно и в 2016 г. [60] по наблюдениям на радиогелиографе NoRH на волне 34 ГГц (8.8 мм). В последней статье также было показано определенное влияние вышележащих горячих петель, которыеувеличивают видимую яркостную температуру тени.
Тем не менее, температура тени на 8.8 мм оказывается близка к температуре невозмущеннойхромосферы (см. рис. 2.24), что тоже плохо соответствует существующим72Рис. 2.23: Наблюдения одиночных пятен в о-моде на VLA (средний вертикальный ряд).Слева – пятно в белом свете, справа – модельное распределение радиоизлучения по пятну. Подробное описание в наблюдений в [74].
Рисунок взят из [74], Fig. 11.моделям.Рис. 2.24: Превышение измерений яркостной температуры тени над яркостной температурой спокойного Солнца. Линиями даны различные модельные распределения (см.пояснения к [74], Fig. 11). Черные кресты – последние измерения на 2.6 мм и 3.5 мм на45-м радиотелескопе [61], красный крест – измерение на 8.8 мм на NoRH [60]. Рисуноквзят из [60], Fig. 6.73Рассматривая тенденцию результатов, полученных из вновь проведенных наблюдений, и учитывая наши результаты можно ожидать, что ина более длинных волнах яркостная температура пятна будет незначительно отличаться от температуры спокойного Солнца.2.3.2.Причины потемненийОписанные выше потемнения являются наблюдательным фактом.
Тогда как их интерпретации в виде моделей высотного распределения физических параметров над пятном (§ 2.1 и § 2.2) представляют собой искусственные построения, не основанные на строгих решениях уравнений радиационной магнитной гидродинамики, однако учитывающие некоторые характеристики стандартной модели солнечной атмосферы ([80]). Подобныйподход часто используется в работах разных авторов, однако он требуетобоснования в виде указания конкретных физических причин, приводящихк возникновению предлагаемых изменений физических параметров.В данном случае очевидной первопричиной является присутствиеМП, однако его влияние на атмосферу различно в различных условиях.Для нижних слоев атмосферы, фотосфера и нижняя хромосфера, принеполной ионизации вещества основным фактором является влияние магнитного поля на структуру и параметры конвективных движений.
В болеевысоких слоях, где отношение тепловой и магнитной энергий β = BnkT2 /8π < 1,величина и особенности структуры МП оказывают более сильное влияниекак в статических (через участие в балансе давлений и пониженной теплопроводности поперек линий МП), так и в особенности в динамическихмоделях, где течение плазмы возможно только вдоль линий МП. Поэтомуможно ожидать, что наблюдаемые проявления перестройки атмосферы вразных частотных диапазонах (на разных высотах) могут быть различны,вызываться разными причинами и не всегда коррелировать друг с другом.Основным параметром, который требует подстройки для интерпретации наших наблюдений депрессии излучения в коротковолновой части смдиапазона, является пониженная электронная плотность в широком диапазоне высот, начиная с верхней хромосферы.
Ее наличие и в верхних корональных слоях подтверждается как ослабленным поглощением в линии10830 Å, видимым на изображениях в этой линии как светлые области, таки прямыми наблюдениями ослабления излучения в мягком рентгеновском74диапазоне (см. [78] и ссылки в ней). Некоторые авторы также наблюдали влиниях EUV диапазона медленное вытекание вещества вверх из тени пятна [77]. Такое поведение характерно также для корональных дыр, которыеявляются источником быстрого солнечного ветра, и связано с открытостьюсиловых линий МП и легкостью истечения плазмы вдоль них.По инициативе Рябова Б.И. была сделана попытка найти соответствие между появлением депрессии радиоизлучения и наличия открытыхсиловых линий [82].
Для обнаружения депрессии использовались наблюдения на радиогелиографе NoRH, как наиболее доступные и обладающиедвумерным разрешением. Расчет открытых линий МП проводился в потенциальном приближении методом PFSS (the potential-field source-surfacemodel) с поверхностью источника на 1.5 R⊙ . Ниже на рис. 2.25 приведенпример для пятна из группы NOAA 10105, рассмотренного в § 2.1.Рис. 2.25: Наблюдение NOAA 10105 13 сентября 2002 г. (a) Контурная карта яркостнойтемпературы в е-моде на 17 ГГц (NoRH, 02:45 UT), (b) тоже в о-моде. (с) Магнитограмма (фон), полученная на SOHO/MDI, 04:47 UT), и линии магнитного поля, полученныеPFSS экстраполяцией.
(d) Изображение в He I 10830 Å, полученные на MLSO/CHIP(16:59 UT). Стрелки указывают на положение основания открытой силовой линии (розовая линия). Координаты по осям карт солнечные, в угловых секундах.75Из рассмотреных пятен примерно половина показала наличие открытой линии МП из области депрессии. Точный процент совпадений покане известен из-за недостаточной статистики.
При этом нужно учесть, чтоPFSS экстраполяция в основном предназначена для исследования крупномасштабных характеристик межпланетного МП и прогнозирования солнечного ветра и тонкие детали МП активных областей воспроизводят недостаточно хорошо [79].Возможно, новые методы определения положения открытых линийкоронального МП [37], основанные на анализе изображений короны в УФи измерений доплеровских смещений УФ линий, получаемых с помощьюкосмических обсерваторий SDO, HINODE и др., а также новые методыэкстраполяции МП, использующие полный вектор МП (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
