Диссертация (1149582), страница 17
Текст из файла (страница 17)
рис. 3.8), почти правильной формы, имевшее размеры тени ∼ (15–20)′′ . Площадь пятна медленно уменьшалась (в течение двух оборотов — вдвое). На день затмения 04.01.2011 г. онасоставила ∼ 180 м.д.п. (1 м.д.п. = 10−6 S⊙ , где S⊙ — площадь полусферы).Согласно классификации магнитного поля структура АО соответствовалаклассу α.Рис. 3.8: Изображения АО 11140 в различных диапазонах электромагнитного излучения на день затмения — (а) фотогелиограмма (SDO), (б) Hα (BBSO), (в) УФ в линии171Å (SOHO/EIT) и (г) магнитограмма (SOHO/MDI).Сильное МП (S-полярности) было сосредоточено в пятне и предположительно замыкалось на обширную область слабого поля (N-полярности)в хвостовой части АО, где отмечалось флоккульное уярчение Hα излучения.
Согласно измерениям SDO/HMI максимальная напряженность продольного МП в пятне в день затмения 04.01.2011 г. составляла ∼ 1700 Гс (впредыдущем обороте 06.12.2010 г. — ∼ 2400 Гс). Вспышечная активностьNOAA 11140 была весьма слабой, к примеру, в день затмения 04.01.2011 г.в ней произошла всего одна слабая вспышка (В4.2) в 23:45 UT.3.2.2.Методика и результаты обработкиЗадачей обработки является получение характеристик, с помощью которых можно составить представление об источнике радиоизлучения, расположенного в короне над АО. На основе этих характеристик затем определяются физические параметры корональной плазмы, особенность которой100(в отличие от спокойной короны) заключается в сильном МП солнечныхпятен (2–4 кГс).
Основными характеристиками, которые можно извлечь изнаблюдений, являются структура изображения ИЦМИ, спектр и поляризация отдельных деталей структуры, размеры и координаты этих деталей,яркостная температура излучения и степень поляризации.Структура изображения ИЦМИ АО 11140.На фазе предварительной обработки (§ 3.1) было показано, что для волны 6,2 см достигнуто рекордное разрешение, близкое к дифракционномупределу ∼ 1′′ .
С указанным разрешением в общей структуре изображениявыявляются две основные детали (см. рис. 3.4): слабо контрастная протяженная деталь, охватывающая флоккульное поле, и на ее фоне компактныйяркий источник, ассоциирующийся с пятном. Благодаря высокому угловому разрешению, в пределах пятенной детали выявляется тонкая структура изображения, которую в первом приближении можно интерпретироватькак “кольцеобразную” (кольцеобразной принято называть структуру с понижением яркости в центре [15]).Спектр потоков.
Спектр потоков был получен по наблюдениям наРАТАН-600. На рис. 3.9 приведены образцы РАТАН-сканов ИЦМИ АО11140 (левая часть рис. 3.9) и усредненный спектр, полученный на основе внезатменных наблюдений за два дня — до и после затмения (03.01 и05.01) для пятенной детали структуры изображения. На самой длиннойволне 13 см, где угловое разрешение РАТАН-600 уже не позволяет разделить излучение АО на отдельные детали, спектр был скорректирован сучетом затменных наблюдений (на рис.
3.9 — пунктир), показавших, чтоизлучение пятенной детали составляет примерно 1/3 от полного потокаАО.Точность абсолютных измерений потоков на РАТАН-600 можно оценить,используя независимые измерения на других инструментах. В данном случае в этих целях мы воспользовались результатами наблюдений солнечногозатмения 04.01.2011 г. на малых радиотелескопах КрАО. Они были выполнены Юровским [44] на волнах 5 см, 10.7 см и 12 см, на которых удалосьизмерить суммарный (флоккульная + пятенная деталь) поток излученияАО 11140, оказавшийся равным (2.1 ± 0.5) с.е.п., (4.7 ± 1.1) с.е.п.
и (4.0± 1.2) с.е.п. соответственно. Предварительный анализ показывает, что в101Рис. 3.9: Иллюстрация процедуры обработки и выбора оптимального сглаживания шумов на примере наблюдения открытия АО 11140 на радиотелескопе РТ-32 в обсерваторииСветлое на волне 6.2 см. Шкала ординат — в условных единицах, слева — для оригинальных кривых, справа — для их производных.длинноволновой части спектра данные согласуются между собой с обычнополучаемой точностью (10–20)%, что следует признать хорошим результатом, учитывая все трудности абсолютных измерений потока на РАТАН-600и малых зеркалах во время затмения [44].В целом, характеристики радиоизлучения АО 11140 для пятенной детали(высокая степень поляризации ∼ 100% на коротких волнах (см.
скан на1.85 см на рис. 3.9) и вид спектра потоков (с максимумом в диапазоне (4–9) см) согласуются с представлением о циклотронной природе излученияэтого источника [17].Размеры, координаты, высоты. При оценке размеров и координатисточников излучения будем опираться главным образом на результатынаблюдений затмения, поскольку их точность на порядок выше, чем точность измерений даже на лучших солнечных радиотелескопах (1′′ против∼ 10′′ и хуже).
В силу обстоятельств затмения, координаты и размерыв двух почти ортогональных направлениях удалось измерить только на102волне 6.2 см. На волнах 3.5 см – 6.2 см – 13 см они оказались равными∼17.5′′ – (21.8×24.7)′′ – 33′′ по уровню половинной яркости и ∼37.1′′ –(39.5×46.3)′′ – 59′′ — по нулевому уровню соответственно. Напомним, чтона уровне фотосферы согласно фотогелиограмме (SDO/HMI) на день затмения 04.01.2011 г. средний диаметр тени и полутени составлял ∼ 15′′ и35′′ соответственно (из-за эффектов проекции изображения имели вид эллипсов с размерами полуосей 14′′ ×16′′ и 30′′ ×40′′ ). Используя значенияразмеров, полученных в радиодиапазоне на основе затменных наблюдений,можно оценить величину яркостной температуры по измерениям потокарадиоизлучения на РАТАН-600 (см.
таб. 3.3).Таблица 3.3: Параметры пятенного источника в NOAA 11140 по измерениям во времязатмения 04.01.2011Волна (см) Поток (сеп) Размеры (′′ × ′′ ) Ярк.темп. (млн.К)3.5217.5×17.51.876.2322×254.1130.833×332.44Что касается координат источников радиоизлучения, расположенныхв короне, то сопоставляя их с фотосферными данными, можно судить овысоте этих источников над уровнем фотосферы. На рис. 3.10 приведеноположение лунного лимба в моменты контакта (покрытие и открытие) с пятенным источником излучения по наблюдениям на всех трех волнах, наложенное на фотогелиограмму (точнее на близкое к ней по виду изображениев линии 1700 Å), УФ на 211 Å (log(T ) = 6.3) и магнитограмму. Видно, чтообласть радиоизлучения была смещена в направлении на E-W относительно геометрического центра тени пятна, причем в ожидаемой зависимостиот длины волны. Чем длиннее волна, тем выше источник радиоизлучениярасположен над уровнем фотосферы.
Положение (в картинной плоскости)точки максимальной яркости радиоизлучения источника на 6.2 см приходится приблизительно на границу между тенью и полутенью пятна. Поизмерениям на волнах 3.5 см, 6.2 см и 13 см величина смещения составляет соответственно (2.5–3.8)′′ , (7.7–9)′′ и 12′′ . Для волн, на которых былотолько одно измерение, положение максимума определялось в предположении, что его смещение идет в том же направлении относительно центрапятна, что и смещение максимума на 6.2 см (рис. 3.10 б и д).103Рис. 3.10: Положение лунного лимба в моменты контактов с пятном в активной областьи NOAA 11140 при его покрытии и открытии во время солнечного затмения04.01.2011 г., наложенное на изображение АО — (а и б) в линии 1700 Å, (в) в линии211 Å и (д) наложение на магнитное поле (SDO).
Приведены внешние границы источника излучения на волне 6.2 см, соответствующие его протяженности на уровне нуля враспределении яркости, и внутренние — на уровне половинной мощности. Белой точкойотмечено положение максимальной яркости излучения на 6.2 см. Черными кривыми суказанием длинн волн отмечены положения лимбов при прохождении точки с максимальной яркостью на соответствующих волнах.Для изучения коронального МП солнечных пятен очень важной характеристикой ИЦМИ является высота области излучения над уровнемфотосферы. По наблюдениям затмения (см.
рис. 3.10) с высокой точностьювыявлено смещение точки максимальной яркости излучения источника.Видно, что с увеличением длины волны источник радиоизлучения монотонно удаляется от центра пятна по направлению к лимбу. Разница междуположениями точки максимальной яркости источника на крайних волнахсоставляет около 9′′ , что с учетом эффекта проекции эквивалентно увеличению высоты области излучения с ростом длины волны на 10 тыс. км. Чтокасается абсолютного значения высоты ИЦМИ над уровнем фотосферы, тооно не должно превышать среднего значения величины смещения по отно-104шению к геометрическому центру пятна, на волне 3.5 см составляющему∼ (3–4) тыс. км.
Есть основания полагать, что высота ИЦМИ еще меньше,если отнести часть наблюдаемого смещения за счет других причин. Одна из них — особенности радиального распределения МП по пятну, по всейвероятности, не обладавшего круговой симметрией, причем область максимальной напряженности предположительно была сдвинута в направлениисмещения — к N-E лимбу. Другая причина — асимметрия в распределениигорячего вещества над пятном, как это следует из сопоставления радио иУФ наблюдений.
Более плотные УФ арки преобладают также над N-E частью пятна. Разделить упомянутые эффекты в настоящий момент вряд ливозможно.Наблюдения солнечных затмений, начиная с самых ранних (50-е годы), практически всегда свидетельствовали о малой высоте ИЦМИ надуровнем фотосферы (∼ или < 10 тыс. км). Однако споры вокруг этой проблемы не утихают до настоящего времени [11].Необходимы дальнейшие наблюдения, желательно регулярные, а также моделирование с учетом реальных параметров плазмы над солнечными пятнами, которые можно извлечь из наблюдений в других диапазонахэлектромагнитного излучения.3.2.3.Квазидвумерное распределение радиояркости по пятнуПолученные высококачественные одномерные распределения яркостипятенного источника активной области NOAA 11140 позволили построитьквазидвумерные карты яркостных температур над пятном, полученные впредположении о круговой симметрии этих распределений.
Здесь мы приведем результаты расчетов для периода открытия этого источника на волне6.2 см. Для этого область излучения была представлена состоящей из пятиколец шириной 4′′ каждое и наружным диаметром 40′′ в соответствиис наблюдаемым размером источника, определяемым по уровню нулевойинтенсивности, как показано на рис. 3.11. В этом случае одномерные распределения являются интегралами Абеля от радиальных двумерных.Задача решалась отдельно для западной и восточной половин одномерных кривых I и V в предположении о постоянной яркости в пределах каждого полукольца. Решение данной обратной задачи начинается,как известно, с прямого вычисления яркости наружного полукольца, за-105Рис. 3.11: Верхний ряд —- модель источника циклотронного излучения над солнечным пятном (фотосферное магнитное поле Hmax =2.6 кГс), рассчитанная для частоты4.9 ГГц [59].
Слева — распределение оптической толщины и положения гироуровней ввертикальном сечении плоскостью, проходящей через центр источника, справа — модельные распределения яркостной температуры (Tb ) и степени поляризации (р) в картиннойплоскости. Нижний ряд — полученные в наблюдениях солнечного затмения 04.01.2011 г.на волне 6.2 см, одномерные распределения интенсивности (I ), круговой поляризации(V ) и степени поляризации (p) и рассчитанные по ним квазидвумерные распределенияяркостной температуры (Tb ) и степени поляризации (p).тем определяется яркость следующего полукольца и т.д. Теоретически такое решение неустойчиво, однако, в нашем случае, при низких шумах ииспользовании умеренного углового разрешения (4′′ ) неустойчивость ещене проявляется.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
