Диссертация (1149582), страница 14
Текст из файла (страница 14)
Рассмотренный случай еще раз подчеркивает необходимость проведения наблюденийв широком диапазоне длин волн.2.4.Выводы ко второй главеЛокальные усиления МП имеют большое значение для состояния атмосферы Солнца. Во время солнечных затмений в белом свете хорошо видны различные структурные образования, связанные с концентрациями материи в корональных МП (протуберанцы различного вида, шлемовидныелучи, полярные щеточки, корональные конденсации, выбросы корональноймассы).
В УФ и рентгеновском диапазоне видны многочисленные петли, отражающие не только концентрации материи, но и образование монотемпе-82ратурных структур, повторяющих структуру МП. Однако это все объекты,образованные слабыми МП. Сильные МП имеют свою оригинальную специфику. На уровне фотосферы их концентрации прекрасно видны в видетемных пятен. Хорошо заметно их сильное влияние на структуру фотосферы в виде Вильсоновской депрессии (физического понижения уровняфотосферы на 400–1000 км). Но на уровне хромосферы и короны наличиепятна малозаметно.
Даже то, что в радиодиапазоне пятна видны как яркиедетали вызвано в основном наличием сильного МП, значительно увеличивающего высоту уровня, где генерируется радиоизлучение, а не существенным изменением остальных параметров атмосферы. Поэтому даже самыепростые модели показывают удовлетворительное согласие с большинствомрадионаблюдений. Тем интереснее случаи, где простые модели явно не работают, и требуется значительная их корректировка.В наших работах было несколько таких случаев, которые представлены в предыдущих параграфах данной главы. Полученные результатыможно суммировать следующим образом:1.
Впервые по результатам наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600крупных солнечных пятен в активных областях NOAA 10105, NOAA 10325и ряде других обнаружены «потемнения» в о-моде радиоизлучения на коротких сантиметровых волнах в диапазоне 1.76–2.27 см ниже уровня спокойного Солнца. Ранее [29] считалось, что в радиодиапазоне пятна из светлых становятся темными (как в оптике) в мм-диапазоне на волнах короче3–4 мм.2. Наличие «потемнения» подтверждено наблюдениями депрессии радиоизлучения на радиогелиографе Нобеяма на волнах 1.76 см и 8.8 мм, а такженаблюдениями на 2.6 мм и 3.5 мм на 45-м радиотелескопе обс. Нобеяма и на2.0 см на VLA.
Наблюдения потемнений также соответствует изображениям хромосферы в линии K CaII и He I 10830 Å. Наличие такого «потемнения» плохо согласуется с современными моделями атмосферы солнечныхпятен и вероятно потребует их пересмотра.3. По предварительным данным потемнение наблюдается в период ± 3 дняот момента прохождения пятном центрального меридиана Солнца. Длякрупных пятен период наблюдения может быть больше.4. Рассмотрено предположение о связи потемнения с открытыми линиями83магнитного поля. Сопоставление участков депрессии для небольшого числапятен с открытыми линиями магнитного поля, рассчитанными по PFSSмодели показало, что в 50% такая связь обнаруживается.5. Благодаря высокому пространственному и частотному разрешения радиотелескопа РАТАН-600 для ряда пятен выявлено скачкообразное изменение структуры изображения пятенного источника в о-моде в диапазоне2.3–2.7 см, сопровождающееся резким увеличением размера и яркостнойтемпературы источника.
Толщина слоя, в котором происходит этот скачок,по оценкам в рамках дипольной модели магнитного поля пятна составляетменее 1.5 тыс. км.6. Анализ полученных на радиотелескопе РАТАН-600 спектров яркостныхтемператур и радио размеров ряда пятен показал, что в рамках простойдипольной модели МП в плоскопараллельной среде с растущей с высотой температурой и излучением о-моды на 2-й гармонике гирочастоты, ае-моды на 3-й не может удовлетворить наблюдательным данным во всемдиапазоне длин волн.
Для согласования яркостных температур о- и е-мод,требуется чтобы часть излучения в о-моде генерировалась на 3-м гироуровне.7. Из моделирования полученных на радиотелескопе РАТАН-600 частотных спектров показано, что депрессии радиоизлучения вызваны понижением плотности и электронной температуры по всей толщине атмосферынад пятном.8. Приведены свидетельства заметного влияния на параметры атмосферыпятна и характеристики его радиоизлучения динамических явлений типатечений: вытекание вещества вдоль открытых линий МП и втекание вдользакрытых силовых линий (видимые в EUV петли и протуберанцы).84Глава 3.Наблюдения солнечных пятен на РТ-32 ИПА РАН вовремя солнечных затменийНаблюдения солнечных затмений можно считать особым методомисследования радиоизлучения Солнца.
Основным достоинством этих наблюдений, особенно в эпоху наблюдений Солнца на инструментах с низким ∼ 1–2◦ и умеренным ∼ 1–3′ разрешением, являлось высокое пространственное разрешение, которое в микроволновом диапазоне теоретически составляет порядка 1–3′′ .
Реально, вследствие шумов атмосферногопроисхождения и недостаточной чувствительности приемной аппаратуры,наилучшее разрешение ранее при наблюдении затмений не превышало 8′′ .Разрешение такого порядка в настоящее время имеют крупные радиотелескопы, на которых ведутся регулярные наблюдения Солнца (РАТАН–600,NoRH, ССРТ и др.). Тем не менее, несмотря на это затменные наблюдения, к сожалению, эпизодические по своей природе, не утратили своегозначения и в наши дни, прежде всего благодаря высокой точности координатных измерений положения наблюдаемых радиоисточников, котораяопределяется высокой точностью аналитических расчетов положения лунного лимба.
Кроме того, наблюдения затмения, в принципе одномерные, новыполненные из различных географически удаленных пунктов, позволяютполучить двумерную карту локального источника излучения на радиотелескопах небольших размеров, даже таких на которых Солнце видно какточечный источник (эквивалентно синтезу изображения на интерферометрах при изменении позиционного угла источника).При наблюдении затмений радиоастрономическими методами могутставиться различные задачи исследования как «спокойного» Солнца (распределение яркости по диску Солнца и уярчение на лимбе), так и активныхобразований (группы пятен, протуберанцы, стримеры, корональные лучи).Однако, наиболее эффективными являются наблюдения ярких, малоразмерных образований, каковыми являются активные области и, в особен-85ности, солнечные пятна.
В этом случае можно использовать крупные полноповоротные радиотелескопы с диаграммой направленности значительно меньше размера диска Солнца (несколько угл. мин.), ограничивающейвклад «спокойного» Солнца в регистрируемый сигнал и, тем самым, увеличивающей контраст источника и повышющей соотношение сигнал/шумпо сравнению с малыми телескопами. При этом уменьшается вклад атмосферных флуктуаций из-за их усреднении на большом размере «входного зрачка», а также становится возможным разделение сигналов от пространственно разнесенных источников, в том числе и одновременно покрываемых (последнее требует работы наскольких телескопов). Возможностьразделения источников также может оказаться очень полезной для наблюдений в периоды высокой солнечной активности. К сожалению, платой заотмеченные преимущества является значительное усложнение процесса наблюдений.
Необходимость перенаведения телескопа с источника на источник в порядке их закрытия/открытия требует предварительного определения координат этих источников (в том числе, возможно, и предварительных их радионаблюдений), точный расчет времени их закрытия/открытияи строгое соблюдение при наблюдениях моментов перестановки и временислежения за источником.Большие полноповоротные радиотелескопы (РТ-22 ФИАН, диаметром 22 метра, и ТНА-400, диаметром 32 метра) в см-диапазоне были впервые успешно использованы во время солнечного затмения 20 мая 1966 года, когда в интенсивности было достигнуто максимальное разрешение в5′′ [2, 13].Сегодня наличие нескольких действующих, географически разнесенных, российских радиотелескопов типа РТ-32, входящих в состав сети«Квазар-КВО» (ИПА РАН), предоставляет уникальную возможность реализации лучших методов затменных наблюдений.
К настоящему временина этих инструментах были выполнены наблюдения уже шести солнечныхзатмений: 11 августа 1999 г. [4], 31 мая 2003 г., 29 марта 2006 г. [43], 1 августа 2008 г., 4 января 2011 г. [42] и 20 марта 2015 г. Кроме радиотелескоповРТ-32 в затмениях использовались также радиотелескопы РТ-2.5 (НИАИСПбГУ), БПР и РАТАН-600 (САО РАН).
Автор принимал участие в трехзатмениях 2006, 2011 и 2015 гг. В наблюдениях 2006 г. была отработанаметодика наблюдения и обработки затмения, исследованы две активные86области, достигнуто угловое разрешение в 5-10′′ . Далее в данной главе подробно описаны результаты наблюдений затмений 2011 и 2015 гг., в частяхнаиболее близко относящихся к тематике диссертации.Полученные результаты доложены на 4-х конференциях и отраженыв сборниках трудов конференций [25, 35] и статьях [32, 33, 42, 43, 65]. По результатам затмения 2015 г.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
