Диссертация (1149582), страница 18
Текст из файла (страница 18)
Всего было получено 20 значений яркостной температуры(по 10 в I и V ), результаты показаны на рис. 3.11, нижний ряд.3.2.4.Дипольная модель магнитного поля пятнаПрирода источника радиоизлучения, располагавшегося в короне надосновным пятном активной области NOAA 11140, не вызывает сомнения —это было циклотронное излучение горячей корональной плазмы в сильноммагнитном поле, напряженность которого на уровне фотосферы должна106быть > 2 кГс. Об этом, кроме характера спектра с максимумом в диапазоне 4–9 см, свидетельствует и характер поляризации этого источника —по данным РАТАН-600 в коротковолновой части спектра, вплоть до волны1.74 см, наблюдалась компактная деталь с высокой степенью поляризации∼ 100% (см. рис.
3.9). Данные РАТАН-600 подтверждаются наблюдениями обсерватории NoRH, согласно которым над пятном АО 11140 на волне1.76 см существовал источник излучения с высокой степенью поляризации(∼ 100%) и яркостной температурой в интенсивности ∼ 50 тыс.◦ К. Полагая,что в этом диапазоне наблюдаемое излучение генерируется на 3-й гармонике гирочастоты, можно оценить необходимую величину МП в областиисточника — она должна быть не менее 2.0 кГс.Другая оценка величины МП может быть сделана по наблюдениямв о-моде излучения — по данным РАТАН источник излучения в этой моде регистрируется, начиная с волны 2.3 см. Это соответствует ∼ 2.3 кГс,если излучение в о-моде генерируется на 2-м гироуровне. Оба гироуровня находятся в короне, поэтому на уровне фотосферы МП пятна должнобыть > 2 кГс.
Магнитограммы, полученные на SDO в день затмения, даютмаксимальное значение продольной компоненты МП в пятне 1.7 кГс. Принимая во внимание удаление АО от центра диска Солнца (r/Rsun = 0.65),полная величина МП с этой поправкой должна находиться в пределах (1.7–2.6) кГс (в зависимости от величины угла наклона магнитных силовых линий). На первый взгляд, результаты, полученные по измерениям в радио иоптическом диапазоне, близки друг к другу. Однако вследствие различийуровня в атмосфере Солнца, с которого генерируется радио и оптическоеизлучение, следовало бы ожидать, что значение МП, получаемое по радиоданным, будет существенно меньше, чем по оптическим.
Одной из причинотсутствия ожидаемых различий может быть занижение значений МП приизмерениях на орбитальных станциях. Известно, что измерения сильныхМП (> 3 кГс), ранее выполняемые на MDI, страдали насыщением. В лучшем согласии с результатами радионаблюдений находятся данные наземных измерений сильных МП [39]. В случае АО 11140 станции наблюденийсети GONG дают значения максимального продольного поля в основномпятне ∼ 3.3 кГс.Сопоставление модели ИЦМИ, полученной нами из наблюденийАО 11140, с результатами моделирования [59] демонстрирует их подобие107Рис.
3.12: Карты активной области АО 11140 на 04.01.2011 по наблюдениям NoRH (cлева)и спектры излучения ИЦИ над основным пятном (справа) по наблюдениям РАТАН-600.Сплошная линия на графике — спектральная плотность потока излучения, пунктирная —степень поляризации. Стрелками на картах указано положение пятна.(см. рис. 3.11), несмотря на различие условий, в которых находились реальные объекты моделирования. Модель ИЦМИ для АО 11140 была построена на основе данных наблюдений на волне 6.2 см, причем в этот моментАО находилась в Е -полушарии на значительном удалении от центра дискаСолнца (r/Rsun = 0.65).
Модель [59] была разработана (для близкой волны 6 см, частота 4.9 GHz) для активной области McMath № 12417 (1973,July 4) , схожей с АО 11140 структуры (практически одиночное пятно,Sp ∼ 500 м.д.п.), но находившейся вблизи центра диска Солнца. При расчете модели [59] использовалась реальная карта МП, полученная в SolarObservatory Einsteinturm in Potsdam с разрешением ∼ 5′′ . МаксимальноеМП составляло 2.6 кГс. Обе модели демонстрируют слабо выраженнуюE-W асимметрию, хотя для АО 11140, наблюдавшейся под большим угломзрения, следовало бы ожидать более выраженный эффект влияния этогоугла на структуру изображения ИЦМИ.Природа микроволнового излучения источника, расположенного надпятном в АО 11140, не вызывает сомнения.
Согласно спектральнополяризационным наблюдениям с помощью радиотелескопа РАТАН-600[65], это был источник циклотронного излучения тепловой плазмы в сильном КМП пятна. Спектр потоков имел максимум в диапазоне (4–8) сми высокую степень поляризации, на коротких волнах близкую к 100%(рис. 3.12).Это позволяет интерпретировать результаты наблюдений в рамкахмодели, согласно которой излучение ИЦИ генерируется вторым (о-мода)108и третьим (е-мода) гироуровнями.
На рис. 3.13 (верхний рисунок) представлена модель ИЦИ, рассчитанная для величины МП в центре пятна науровне фотосферы Hspot = 2100 Гс (использованы результаты измеренияМП на SDO/HMI), в предположении, что КМП описывается моделью точечного диполя. Показан 3-й гироуровень на фиксированных частотах, нанекоторых из них (точки) нанесены размеры ИЦИ по наблюдениям затмения. Пунктиром обозначен уровень холодной плазмы (средняя хромосфера).Рис.
3.13: Модель ИЦИ над пятном АО 11140 в предположении о дипольном характере КМП (точечный диполь) для полей с различной максимальной напряженностью нафотосфере (2100 Гс для верхнего рисунка, 3300 Гс для нижнего).На первый взгляд результаты затменных наблюдений удовлетворительно согласуются с принятой моделью. Однако при этом оказывается,что на более коротких волнах ИЦИ не должен наблюдаться, ибо он находится в холодной области.
В действительности же согласно наблюдениямна радиогелиографе NoRH и радиотелескопе РАТАН-600 на волнах (1,76–1092.00 см) наблюдается яркий сильнополяризованный ИЦИ (см. рис. 3.12).Причем наблюдаемые размеры ИЦИ в этом диапазоне достаточно велики(≈ 19′′ ), что так же входит в резкое противоречие с моделью.В этой ситуации единственный способ согласования модели с радиоданными состоит в значительном увеличении величины фотосферного МП.Определенное основание этому имеется. Так измерения магнитных полей всети GONG регулярно превышают значения, измеряемые на SDO и ранее —на SOHO.
На день затмения среднее значение по станциям сети GONG составило 3300 Гс. Дипольная модель для этого значения МП приведена нарис. 3.13 (нижний рисунок). Этот вариант модели явно лучше соответствует результатам затмения, однако на самых коротких волнах измеренныйразмер ИЦИ все еще заметно больше модельного.3.2.5.Дипольно-соленоидная модель магнитного поляИнтерпретация спектрально-поляризационных наблюдений в рамкахдипольной модели КМП пятен и ранее неоднократно сталкивалась с разного рода трудностями. К примеру, при исследовании спектра яркостныхтемператур раздельно для о- и е-мод излучения оказывалось [39], что накоротких волнах (короче 2 см) о-мода горячее, чем е-мода.
Обычно считается, что о-мода генерируется 2-м гироуровнем, расположенным в болеехолодной части нижней короны по сравнению с 3-им гироуровнем, ответственным за излучение в е-моде. Совокупность такого рода нестыковокприводит к мысли, что КМП поле пятен в большом диапазоне высот (отфотосферы до высот ∼ 20 тыс. км и более) следует представлять в видеболее сложной модели, чем это допускает модель точечного диполя.В поисках способа модифицировать модель КМП мы основывалисьна тех фактах, согласно которым основные проблемы связаны с интерпретацией коротковолновой части спектра ИЦИ.
Очевидно, что в нижнейкороне КМП должно расходиться с высотой медленнее, чем на большихвысотах при удалении от уровня фотосферы. И потому кажется, что намалых высотах предпочтительнее модель соленоида (см. формулы для высотной зависимости МП над центром источника, приведенные на рис. 3.14).Расчет по формулам, приведенным на рис. 3.14, действительно даетна малых высотах для соленоида (рис. 3.15, верхняя пунктирная кривая —S∞ ) значительно более медленное убывание магнитного поля с высотой по110Рис.
3.14: Модель точечного диполя [19] (слева) и полубесконечного соленоида [17] (справа).сравнению с моделью диполя (рис. 3.15, нижняя сплошная кривая — D0 ).Однако, при этом, и на больших высотах МП соленоида оказывается значительно большим, чем у диполя, что противоречит наблюдаемым спектрампятен.Рис. 3.15: Убывание магнитного поля с высотой в центре источника для различных вариантов дипольного (сплошные линии — D) и соленоидного (пунктирные линии — S )магнитных полей.
Величина магнитного поля нормируется к его значению на фотосфере,а высоты над фотосферой к глубине погружения диполя (z − dip = Rspot /1.088).Результаты количественного сопоставления дипольной модели КМПс моделью соленоида и результатами радионаблюдений, демонстрируютнедостатки и ограниченность области применимости каждой из моделей:дипольная модель лучше работает на больших высотах, соленоидная — намалых, но друг с другом они нигде, кроме центра источника не пересека-111ются.Рассмотренные модели могут быть несколько приближены друг кдругу путем введения в рассмотрение дополнительных параметров, преждевсего — конечного размера источника поля вглубь, под фотосферу (изначально рассматривался точечный диполь и бесконечно длинный соленоид).На рис.
3.15 представлены нижние и верхние огибающие семейства зависимостей для диполей (кривые D0 и D∞ ) и соленоидов (кривые S0 и S∞ ).Верхняя граница диполя всегда находилась на глубине z-dip, глубина погружения соленоида была произвольная, начиная от фотосферы. В рамкахрассмотренных моделей наблюдается пересечение дипольных и соленоидных моделей, к сожалению, только на достаточно больших высотах и созначительным усилением поля по сравнению со стандартной дипольноймоделью.Кроме оценки ограничений на высотное распределение МП, радионаблюдения позволяют также произвести сопоставление измеряемых размеров ИЦИ с модельными, когда ИЦИ представляется в виде геометрически тонкой излучающей поверхности, совпадающей с соответствующимгироуровнем (3-м для е-моды). Для циклотронного механизма излученияизмеряемый размер радиоизображения определяется как высотным распределением физических параметров над пятном (электронная температура, плотность плазмы), так и в большей степени геометрической формойраспределения МП и, в особенности, местом входа соответствующего гироуровня (уровня постоянной величины модуля МП) в низкие, холодныеслои атмосферы Солнца.Поведение изогаусс дипольного поля, использованное для интерпретации реальных наблюдений, хорошо видно на рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
