Диссертация (1149582), страница 16
Текст из файла (страница 16)
3.6: Профиль всплеска в АО 11141, наблюдавшегося в период покрытия этой АО понаблюдениям на радиотелескопах РТ-32 в обсерваториях «Светлое» и «Зеленчукская».Приведены совмещенные по времени участки оригинальных затменных кривых. Отмечены моменты начала и конца вспышечного события t1 и t2 и момент максимума второговсплеска tmax. Шкала ординат — в условных единицах.95Согласно этому сопоставлению, событие можно было бы отнести к разрядуместных помех, испортивших участок затменной кривой в обс. «Светлое»,тогда как в обс. «Зеленчукская» в этот период времени все было спокойно.Установить, что это событие не помеха, а вспышечное событие на Солнце,удалось с помощью патрульных наблюдений в рентгеновском диапазонена космическом аппарате GOES.
По данным GOES, в АО 11141 в период07:59–08:05 UT зарегистрирован очень слабый всплеск (класс В). В радиодиапазоне профиль всплеска прописался с временным разрешением в 1 спочти полностью от начала до момента времени 08:00 UT, когда источниквсплеска начал покрываться Луной. Здесь уместно заметить, что событиятипа всплеска, как правило, весьма нежелательны в период затмения, таккак могут заметно увеличить уровень шума и, как следствие, привестик падению эффективного разрешения. Особенно опасны эти события дляприменяемых в наблюдениях затмений малых радиотелескопов, которые«видят» весь диск Солнца.
На инструментах размера РТ-32, ограничивающих поле зрения, уровень этой угрозы снижается.3.1.2.Основные результаты предварительной обработкиПредварительный анализ наблюдений затмения 4 января 2011 г. показал, что при исследовании каждой из наблюдавшихся АО могут быть получены результаты, уточняющие и расширяющие существующие представления о природе источников радиоизлучения, связанных с АО на Солнце,и параметрах корональной плазмы над ними (температура Te , плотностьNe , структура магнитного поля).NOAA 11140.
Природа пятенных деталей структуры радиоизлучениянад АО считается твердо установленной — это циклотронное излучениегорячей корональной плазмы (Te ∼ 2 МК) в области сильных магнитныхполей пятен H ≈ 2–4 КГс на низких гармониках гирочастоты, преимущественно 2-й и 3-ей. Однако экспериментальная проверка теории этогоизлучения весьма ограничена недостаточностью пространственного разрешения наблюдений. Достаточно сказать, что размеры среднестатистического пятна примерно 20′′ (на уровне фотосферы) сопоставимы с разрешающей способностью крупнейших радиотелескопов, ведущих регулярныенаблюдения Солнца (NoRH — 12′′ , ССРТ — 17′′ , РАТАН-600 — 18′′ на волне962 см).
Прекрасные возможности для измерения размеров источника радиоизлучения над пятном открывает случай наблюдений АО 11140. Преждевсего, потому, что пятно было по своей форме почти идеально правильным, а только для таких пятен обычно и рассчитывается модель. Будучиупрощенной, она во многих случаях едва ли применима для интерпретациинаблюдений пятен реально более сложной структуры (раздробленное ядро,δ-конфигурация магнитного поля и т. д.).
Кроме благоприятных астрономических обстоятельств решению задачи способствовало высочайшее пространственное разрешение, достигнутое при наблюдениях затмения 4 января 2011 г на радиотелескопах РТ-32 — около 1′′ . По измерениям на волне6.2 см (обсерватория «Светлое», см. рис. 3.4) размер источника излучениянад пятном оказался равным (30.5 ± 1)′′ .
Точностью этого значения определяется точность измерений яркостной температуры излучения, а следовательно, и точность наших знаний о таком важном параметре корональнойплазмы над пятном, как температура Te (в эпоху наблюдений с умереннымпространственным разрешением около 1–3′ она занижалась). Важное значение имеет размер источника радиоизлучения над пятном и для проверкимодели магнитного поля, в рамках которой рассчитывается система гироуровней (2-й – 4-й), ответственных за генерацию циклотронного излучения.Подробный анализ циклотронного источника в NOAA 11140 представлендалее в § 3.2.NOAA 11142.
Подавляющее большинство АО на Солнце являются биили даже мультиполярными. Структура источников радиоизлучения надними носит многокомпонентный характер, задача исследования которой состоит, прежде всего, в выделении отдельных деталей этой структуры. Очевидно, что успех в решении этой задачи зависит от разрешающей способности наблюдений. Возможности затменных наблюдений демонстрируются на примере АО 11142.
На рис. 3.7 показана фотогелиограмма АО 11142,на которую нанесены положения лунного лимба в моменты покрытия иоткрытия отдельных деталей структуры этой АО по наблюдениям в обсерватории «Зеленчукская» на волне 3.5 см (А, В, С, см. рис. 3.5). Вся областьисточника характеризовалась излучением, в целом слабо поляризованным.На его фоне выделялись две разнополярные сильно поляризованные детали А и В с размерами 12′′ и 13′′ соответственно, на рис. 3.7 их положение обозначено крестиками. В случае АО 11142 реализовались наиболее97Рис.
3.7: Отождествление отдельных деталей структуры источника радиоизлучения наволне 3.5 см на примере АО 11142 в период покрытия и открытия по наблюдениямв обсерватории «Зеленчукская»: А — наибольшее пятно в головной части АО; В — вхвостовой части; С — центр тяжести неполяризованного излучения.удачные обстоятельства наблюдений затмения, когда АО при покрытии иоткрытии сканируется почти в ортогональных направлениях, что дает возможность получить квазидвумерное изображение источника излучения итаким образом выполнить отождествление тонких деталей структуры источника излучения.Очевидно, что сильно поляризованные детали генетически связаны с пятнами, напряженность магнитного поля в которых была наибольшей (детальА — 1.9 КГс, деталь В — 1.5 КГс). Вклад обеих деталей в общее излучение источника невелик, основной вклад дает компонента, называемая нами гало.
По происхождению она может быть связана с достаточно низкорасположенной областью флоккульного уярчения или плазмой, удерживаемой ловушкой, расположенной в вершине общей магнитосферы АО. Детали структуры типа гало менее исследованы, чем пятенные источники. Тотфакт, что центр тяжести источника неполяризованного излучения (детальС ) приходится на межпятенное пространство, дает некоторые аргументы впользу интерпретации в данном случае гало как вершины магнитосферы.Пятенную компоненту из-за ее незначительности мы не рассматривали.NOAA 11141.
Уникальный случай результативных затменных наблюдений спорадической компоненты излучения Солнца — вспышки — былпредоставлен в случае АО 11141. При покрытии этой АО на РТ-32 (обс.«Светлое», волна 6.2 см) прописался профиль всплеска, сопровождавшего очень слабую вспышку (см. рис. 3.6).
По временной привязке можнопроследить какая часть источника закрывалась в разные фазы всплеска[42], что важно для физической интерпретации вспышечных процессов, но98выходит за рамки темы диссертации.Основным результатом описанных наблюдений солнечного затмения4 января 2011 г., является достижение высокого пространственного разрешения.
Впервые в затменных наблюдениях достигнут предел порядка 1–3′′ ,определяемый дифракцией в сантиметровом диапазоне волн. Успешностьнаблюдений связана с использованием достаточно крупных радиотелескопов РТ-32 (диаметр зеркала 32 м), оказавшихся в полосе затмения. Посравнению с телескопами меньшего размера с диаметром зеркала 1–3 м,обычно применяемых в экспедиционных условиях, РТ-32 позволяют реализовать наилучший способ «квазинулевого» метода исследований отдельных АО на фоне всего диска Солнца путем ограничения поля зрения, итаким образом, уменьшения уровня шумов.Наблюдения затмения 4 января 2011 г.
— это пятый случай наблюдений затмений на радиотелескопах РТ-32. Они показали, что по мере накопления опыта совершенствуется методика наблюдений и их обработки.По сравнению с наблюдениями 2006 г. эффективное разрешение улучшенов 2–3 раза. Кроме того, наблюдения затмений полезны и для исследованияособенностей самих инструментов серии РТ-32. Что касается астрофизических результатов, полученных методом наблюдений солнечных затмений,то они были и остаются самыми надежными для проверки тонких эффектов, предсказываемых теорией циклотронного излучения источников, связанных с активными областями на Солнце.3.2.Циклотронный источник над головным пятном АО 11140Впервые уверенно тонкие структуры были обнаружены при наблюдениях солнечного затмения 7 марта 1970 г., когда на волне 4.5 см для наиболее крупных пятен было реализовано разрешение 4′′ –6′′ [22].
На границеодного из пятен впервые была обнаружена узкая, шириной ∼ 4′′ , каймасо степенью круговой поляризации излучения, близкой к 100%. Для другого одиночного крупного пятна одномерное распределение радиояркостиимело плоскую вершину, что свидетельствовало о кольцеобразности радиоисточника.
В работе [14] для этого источника было построено радиальноераспределение радиояркости, показавшее довольно глубокий провал яркости в его центре.993.2.1.Описание активной области NOAA 11140Активная область NOAA 11140 (φ = 32◦ N, момент ПЦМ —06.01.2011) была долгоживущей — в предыдущем обороте она значиласькак NOAA 11131 (φ = 31◦ N, момент ПЦМ — 08.12.2010). На протяжениидвух месяцев морфологическая структура АО практически не менялась —это было одиночное пятно (класса Н, см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
