Диссертация (1149582), страница 13
Текст из файла (страница 13)
[36] и ссылки вней), позволят улучшить точность построения линий МП.2.3.3.Смена знака поляризацииВ большинстве случаев знак круговой поляризации радиоизлучения(параметр Cтокса V ), наблюдаемого над солнечным пятном, определяетсязнаком МП пятна на фотосфере: для северного МП преобладает излучение с правой круговой поляризацией, над южным – с левой. Преобладающая поляризация соответствует необыкновенной волне, которая в солнечной атмосфере генерируется в более высоких, более горячих слоях.
Вопределенных условиях знак поляризации может не соответствовать знакуМП – прежде всего это связано со случаями прохождения излучения черезобласти, где МП перпендикулярно направлению распространения радиоизлучения (QT-области). Такой эффект часто наблюдается на длинныхволнах для пятен в активной области, расположенных на краю АО.
Этопроисходит при прохождении радиоизлучения пятна через магнитосферусобственной АО (гало). Смена знака поляризации происходит при прохождении пятна через центральный меридиан. Подобный эффект наблюдаетсяповсеместно, его легко отследить по временной динамике параметра V, атакже по частотной зависимости V (обращение поляризации происходиттолько на низких частотах). Предельная частота, на которой происходитсмена знака поляризации, зависит от параметров МП в месте пересеченияизлучения QT-области.Имеются, однако, редкие случаи, когда «неправильный» знак МП не76связан с этим эффектом, а вызывается нарушением условий используемоймодели – растущая с высотой температура и уменьшающееся МП.Среди многочисленных исследований ИЦМИ над солнечными пятнами (см. обзор [72]) выделяется единственный, уникальный случай наблюдений пятна в активной области NOAA 7123 (3–10.04.1992) на VLA c высокимпространственным разрешением (2–4)′′ на волнах 3.6 см и 6.4 см [88], когда, по крайней мере, в течение 3 дней (04–06).04 отмечалось аномальноепреобладание о-моды над центром пятна на волне 6.4 см (см.
рис. 2.26).Аномальную область окружало узкое кольцо с преобладанием е-моды излучения. Эта особенность исчезает в период (07–08).04, когда не было наблюдений, и с 09.04 ИЦМИ приобретает «нормальную» структуру изображения. На волне 3.6 см весь период наблюдений регистрировалось обычноепреобладание е-моды излучения.Особенности поляризационной структуры изображения ИЦМИ былиобъяснены авторами [88] в рамках сложной модели распределения электронной температуры и плотности над пятном в виде набора разнотемпературных корональных петель, горячих внизу и более прохладных вверху,с одновременным понижением плотности в тени пятна и специфическимвидом МП [75], с существенно меньшей расходимостью МП, чем у обычных моделей (часть наблюдений и детали модели приведены на рис.
2.26).Хотелось бы понять, действительно ли существует такая особенностьполяризационной структуры, почему она исчезает в период (07–08).04.1992и с какими физическими процессами это было связано. Для этого в дополнение к материалам VLA были рассмотрены наблюдения на ССРТ, РАТАН600 и БПР и наблюдения в линии Hα .Низкоширотная активная область NOAA 7123 (φ = 08 S, ПЦМ– 08.04.1992) по своей морфологической структуре и структуре МП относилась к классу ESI и В соответственно (см. рис. 2.27).
Главное пятно(06.04) имело правильную форму с размерами ∼ (11 × 19)′′ тени, полутени∼ (35 × 39)′′ и МП N -полярности с напряженностью 2.1–3.4 КГс. Наибольшая вспышечная активность АО 7123 отмечалась в период (07–08).04,когда две вспышки по данным GOES достигли класса ∼ C8. Общая площадь пятен медленно уменьшалась, в основном за счет хвостовой частиАО.Одномерные сканы АО 7123 за период (02–11).04.1992 взяты из77Рис. 2.26: Коллаж изображений активной области NOAA 7123 по материалам статьиВурлидаса и др.
[88]. A) Модели петельных структур. B) Разрезы через центр пятна на6.4 см и 3.6 см, на 06.04.1992 (левый ряд) и 09.04.1992 (правый ряд). С) Карты в I и Vна 06.04.1992 на 6.4 см (слева) и 3.6 см (справа). D) Оригинальные снимки АО в центрелинии Hα и ее крыльях (http://fw.hida.kyoto-u.ac.jp).Рис. 2.27: Изображения активной области NOAA 7123 на 06.04.1992 (верхний ряд) и09.04.1992 (нижний ряд) в различных диапазонах длин волн: слева-направо — фотогелиограмма (ГАС ГАО), магнитограмма (Obs.
Kitt Peak), мягкий рентген (Yohkoh/SXT),Hα (Obs. de Paris).78архивов РАТАН-600 и ССРТ. Пример РАТАН-сканов АО 7123 по наблюдениям в диапазоне (2.56–7.8) см за 06.04.1992, обработанных с использованием штатной программы, приведен на рис. 2.28. Общая структура одномерного изображения с помощью гаусс-анализа может быть поделена на дведетали – протяженную деталь Н (гало) и компактную пятенную деталь А,хорошо выделявшуюся на фоне гало. Видно, что во всем представленномдиапазоне длин волн знак поляризации не изменяется.
На волне 3.65 см надпятном имеется четкий максимум в поляризации (левый кадр рис. 2.28).На волне 6.50 см (правый кадр рис. 2.28) максимум менее отчетлив, чтосвязано с уширением записи диаграммой направленности и увеличениемстепени поляризации гало, примыкающего слева к пятну.Рис. 2.28: Участок РАТАН-сканов в диапазоне 2–8 см (параметры Стокса I и V) в районеактивной области NOAA 7123 за 06.04.1992.Для сопоставления РАТАН-сканов с наблюдениями на VLA и ССРТбыли выбраны волны 6.5 см и 5.28 см, наиболее близкие к используемымна VLA (6.4 см), и ССРТ (5.2 см). Результаты сопоставления представленына рис. 2.29.Видно, что максимумы записей в интенсивности на всех инструментах пространственно совпадают (отмечены цифрами 1–3).
В поляризациипятно (источник с цифрой 1) также показывает пространственное совпадение. Яркая деталь 2 в гало на VLA и ССРТ совпадают, а на РАТАН-600размывается. Более слабая деталь 3 видна в поляризации только на ССРТ– вероятно на VLA ее яркость была ниже величины самого слабого контура, отмеченного на карте.Сопоставление демонстрирует хорошее согласие в положении наиболее ярких деталей изображения АО 7123. Однако по наблюдениям наРАТАН-600 и ССРТ в диапазоне (2.56–6.86) см над головным пятном преобладает R-поляризация, соответствующая для пятна N -полярности МП79Рис.
2.29: Сопоставление наблюдений активной области NOAA 7123 на VLA (нижнийряд карт, взятых из [88]), РАТАН-600 и ССРТ за 06.04.1992, наложеных на фотогелиограмму (для I ) и на магнитограмму (для V ).избытку е-моды излучения, что на первый взгляд противоречит наблюдениям на VLA. Противоречия частично удалось объяснить различиями вразрешении инструментов (на порядок). Свертка VLA-карт на 6.4 см с ДНдругих инструментов (РАТАН – 53′′ ×41′ , БПР – 2.5′ ×75′ , ССРТ(на периоднаблюдения) – 17′′ ×75′ ) [1] показала, что тонкая структура V -изображенияпри наблюдениях на РАТАН-600 и БПР полностью замывается. Некоторыйэффект можно было бы ожидать в наблюдениях на ССРТ, если предположить, что тонкая структура изображения на волне 5.2 см аналогичнаструктуре на 6.4 см. Однако, согласно [88], изображение источника сильноизменяется с длиной волны – на VLA на короткой волне 3.6 см преобладания о-моды излучения в центральной зоне источника не обнаружено, аразмер источника значительно меньше, чем на 3.6 см.
В результате, на чтобольше похоже изображение на 5.2 см неизвестно.По наблюдениям на всех инструментах были рассчитаны полные потоки радиоизлучения пятенного источника в интенсивности и круговойполяризации и определена степень интегральной поляризации. Получен-80ные значения с хорошей точностью (∼ 20%) совпадают. На 06.04: VLA –7.2% (6.38 см), РАТАН-600 – 8% (6.50 см), БПР – 7% (6.20 см). При этомзнак интегральной поляризации всегда соответствовал избытку излученияв е-моде. Таким образом, несмотря на присутствие обширной центральной детали с избыточным излучением в о-моде, основной вклад в общийпоток поляризованного излучения пятна вносит кольцеобразная область,дававшая избыток необыкновенной моды и в интегральном смысле можноконстатировать согласованность наблюдений между всеми инструментами.Однако остается вопрос, что кроме предложенной авторами моделиможет дать наблюдаемую картину. Для ответа на него изучалась динамика и структура АО 7123 по наблюдениям в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах за весь период нахождения АО на диске Солнца –(02-11).04.1992.
Единственную идею к разгадке причины наблюдаемых особенностей дало изображение АО в линии Hα (см. рис. 2.26d), на которомвидно волокно, один из концов которого проецируется на область границытень-полутень пятна. Самое главное здесь – это направление движения вещества в волокне. Наблюдения в крыльях линии показывают, что холодноевещество втекало в тень пятна со стороны особенности в о-моде.Рис. 2.30: РАТАН-спектры плотности потока микроволнового излучения пятенной детали АО NOAA 7123 по наблюдениям в период (06–11).04.1992. Здесь же для сравненияприведен спектр пятна в NOAA 11140, имевшего близкие размеры [65].Другой важный для интерпретации результат – особенности характера спектра пятенного источника АО 7123 (см. рис.
2.30). Они были вы-81явлены по наблюдениям на РАТАН-600 путем сопоставления со спектромдругого пятенного источника (АО 11140, январь 2011 [65]), аналогичногоисследуемому в АО 7123. Различия заключаются в том, что в период существования аномалии изображения (04–06.04), в спектре пятенного источника АО 7123 отмечается дефицит излучения на длинных волнах (завал вдиапазоне 5–8 см). В то же самое время на коротких волнах этот эффект отсутствует. Скорее наоборот, на волнах короче 3.5 см дефицит наблюдаетсяу пятна в АО 11140, что вызвано более слабым МП в этом пятне.
Одновременно идет процесс общей деградации излучения со временем, связанныйс ослаблением МП, особенно заметный к моменту наблюдений 11.04. Нанего, начиная с 07.04 накладывается период повышенной вспышечной активности в АО, что вероятно нашло отражение в появлении максимума врайоне 5 см в спектре (10–11).04 за счет захвата в диаграмму излучениясоседних областей АО.Авторы [88] интерпретировали свои результаты, включая в модельисточника горячие петли, присутствие которых мы в своем исследованиине обнаружили. Нам представляется, что объяснить особенности, как изображения, так и спектра источника циклотронного излучения над пятномАО 7123 можно другим способом – не разогревая плазму снизу, а охлаждаяее сверху. Отсюда следует, что охлаждение плазмы, идущее сверху, не проникает глубоко и затрагивает только верхние слои короны. А на уровнегенерации излучения на более коротких волнах (3.6 см) сохраняется нормальное распределение корональной температуры с высотой.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
