Диссертация (1149582), страница 19
Текст из файла (страница 19)
3.13. Оно характеризуется пологим падением с углами входа в холодные слои ∼ 45◦ и равномерным расширением при уменьшении величины МП. В соленоидных моделяхизогауссы показывают совершенно иное поведение (см. левый график нарис. 3.16). В пределах пятна МП изменяется медленно, а за областью расположения поверхности с током изогауссы резко поворачивают вниз и входятв холодные слои практически вертикально. Размеры источника при этомвначале изменяются мало и лишь при сильном уменьшении МП начинаютувеличиваться, но медленнее, чем для дипольных моделей.Для практических целей предлагается использовать синтетическую112Рис.
3.16: Слева: высотное распределение нормированных к МП на фотосфере (Hspot )изогаусс с шагом 0.1 Hspot в модели полубесконечного кругового соленоида. Подповерхностный ток расположен на границе пятна. Справа: пример распределения МП в пятнепо данным спутника HINODE (карта и горизонтальное сечение через центр пятна).модель — линейную комбинацию магнитных полей диполя и соленоида,которая будет сочетать свойства обоих моделей. В этой модели легко моделировать уступы на профиле МП, видимые в наблюдениях (см. скан вправой части рис. 3.16), если поместить диполь на границе тени пятна.Нужно отметить, что при этом, несмотря на сложный вид распределения,МП в верхней полусфере остается потенциальным.В последнее время интерес к модельному представлению МП пятензаметно повысился, как со стороны теоретических расчетов в рамках магнитной гидродинамики [85], так и исходя из новых наблюдательных возможностей, открывшихся благодаря космической станции SDO [92].В заключение хочется отметить, что, учитывая характер распределения физических параметров атмосферы над солнечными пятнами — главное, быстрый (почти ступенчатый) рост температуры при переходе от хромосферы к короне — можно a priori предположить, что КМП нельзя представлять в виде единой модели.
Действительно, где-то должна существовать граница, на которой меняется соотношение газовое давление / магнитное давление. Можно ожидать, что на этой границе должны наблюдатьсяскачкообразные изменения характеристик ИЦИ. И одно из них действительно удалось зарегистрировать [39] как резкое изменение изображенияИЦИ в о-моде излучения в диапазоне 2.3–2.7 см — оно соответствует КМПнапряженностью 2.0–2.3 КГс, располагавшемуся на высоте 4–6 тыс. км надуровнем фотосферы.1133.2.6.Основные результатыПри исследовании активной области NOAA 11140 с использованиемнаблюдений, выполняемых в микроволновом диапазоне волн с высокимпространственным разрешением, получены следующие результаты:1.
С разрешением ∼ 1′′ выявлена тонкая (кольцеобразная) структура изображения источника излучения над солнечным пятном. Сделан вывод, чтов первом приближении особенности структуры согласуются с модельнымипредставлениями о циклотронной природе этих источников.2. С точностью ∼ (1–2) тыс. км произведена оценка высоты источникациклотронного излучения (ИЦИ) над уровнем фотосферы, оказавшаясяна волне 3.5 см достаточно малой ∼ (3–4) тыс. км. Указано, что на этойвысоте напряженность коронального магнитного поля (КМП) не должнабыть менее 2 кГс.Используя материалы наблюдений головного пятна активной области NOAA 11140 с высоким пространственным разрешением ∼ 1′′ и оценкивысоты ассоциированного с ним ИЦИ, проведены исследования КМП и переходной области хромосфера-корона над пятном.
Получены следующиерезультаты:1. Установлено, что в диапазоне (3,5 – 13) см результаты наблюдений удовлетворительно соответствуют дипольной модели ИЦИ, но на более коротких волнах ∼ 2 см (РАТАН-600, NоRH) вступают с ними в резкое противоречие.2. Указано, что для устранения этого противоречия необходимо, чтобы МПв области нижней короны спадало медленнее, чем это допускает дипольнаямодель МП.3. Для построения адекватной модели КМП рассчитаны модифицированные модели МП соленоида и сопоставлены с модифицированными моделями МП диполя. Определены пределы применимости обеих моделей.4.
Для интерпретации результатов наблюдений переходной областихромосфера-корона над солнечными пятнами предлагается использоватьсмешанную модель МП — линейную комбинацию соленоида (на коротких114волнах) и диполя (длинные волны). Граница между ними предположительно находится на высоте ∼ 5 тыс. км над уровнем фотосферы в области МПнапряженностью ∼ 2 КГс.3.3.Солнечное затмение 20 марта 2015 г.Новые наблюдения солнечных затмений с помощью двух радиотелескопов РТ-32 в обсерваториях «Светлое» (вблизи С.Петербурга, фаза 0.8) и«Зеленчукская» (Северный Кавказ, фаза 0.4) проведены недавно 20.03.2015г. Они выполнены на волнах 3.5, 6.2 и 13 см с анализом интенсивности икруговой поляризации.
Для увеличения спектрального разрешения, к рассмотрению привлечены наблюдения затмения на учебном радиотелескопе СПбГУ РТ-2.5 (Петергоф, фаза 0.8), работавшем на волне 6.46 см. Взадачи наблюдений входило уточнения таких важных характеристик активных областей на Солнце как размер источника радиоизлучения и еговысота над уровнем фотосферы. На основе этих данных диагностируютсяпараметры корональной плазмы, разрабатываются модели ее структурыв присутствии сильного магнитного поля солнечных пятен и проверяется правильность представлений о физике процессов, протекающих в активных областях. Возможности решения этих задач при наблюдении затмения 20.03.2015 г.
иллюстрируются на примере одиночного пятна в АОNOAA 12303.3.3.1.Обстоятельства солнечного затмения 20 марта 2015 г.Полоса солнечного затмения 20.03.2015 г. проходила севернее европейской территории России и на координатах обс. Светлое и обс. Зеленчукскаянаблюдалась его частная фаза, составлявшая 0.8 и 0.4 соответственно. Покрывалось северное полушарие Солнца. В обоих пунктах затмение происходило вблизи момента местной кульминации Солнца.
Методика наблюдений состояла в слежении радиотелескопом за избранным местом на диске Солнца во время его покрытия/открытия диском Луны (более полноеописание методики наблюдений см. [42]). Наблюдались активные областиNOAA 12297, 12302, 12303 и 12304, I и IV контакты, спокойное Солнце(рис. 3.17).В наблюдениях затмения использовалась штатная аппаратура РТ-32,115Рис. 3.17: (а) Фотогелиограмма Солнца на день затмения 20.03.2015 г.
Отмечены участки солнечного лимба в области I и IV контакта с лимбом Луны для обстоятельств затмения при наблюдениях в обс. Светлое (C) и Зеленчукская (З). Показаны размерыдиаграммы направленности радиотелескопов РТ-32 на волнах 3.5, 6.2 и 13 см (в видеокружностей диаметром 4.5′ , 8.0′ и 16.8′ соответственно). (б) Положение лимба Луны впериод покрытия АО 12297 и 12303 для наблюдений в обс. Светлое (фон рисунка —изображение в линии 171Å, полученное на SDO/AIA).но специально отрегулированная для наблюдений Солнце [42].
Это позволило надежно выделить излучение довольно слабой активной областиNOAA 12303 — в день затмения максимальная величина спектральнойплотности потока излучения для нее не превышала 1 с.е.п., составляяменее 1% от полного потока Солнца, на фоне которого она наблюдались.3.3.2.Наблюдения и предварительная обработкаВ результате наблюдений на радиотелескопах РТ-32 на всех волнахполучены затменные кривые — всего 6 независимых кривых (3.5 см R иL, 6.2 см R и L, 13 см R и L), вид которых (после первичной обработки) иллюстрирует рис.
3.18. Здесь же приведены аналогичные данные понаблюдениям на учебном радиотелескопе СПбГУ (6.46 см I).Для получения количественных характеристик источников излучения применялась стандартная методика обработки, подробно описаннаявыше в параграфе 3.1.1: нормировка кривых, вычисление производных и ихсглаживание, совмещение отдельных деталей распределения радиояркостис изображениями Солнца. Для привязки абсолютных измерений использовались данные наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600, полученные20.03.2015 г., но вне затмения.116Рис. 3.18: Оригинальные затменные кривые, полученные в разных обсерваториях впериод покрытия и открытия АО 12303.
Шкала ординат — в условных единицах, пооси абсцисс — всемирное время (UT). Для кривых указаны длина волны в см и типполяризации (R, L, I).Первые результаты обработки наблюдений затмения для АО 12303показаны на рис. 3.19 и рис. 3.20, где представлено одномерное распределение яркости излучения на волне 6.2 см (на рис.3.19 оно наложено на исходные кривые) и отождествление отдельных деталей структуры источникаизлучения путем сопоставления с фотогелиограммой (рис. 3.20). Спектрыпотока микроволнового излучения в правой и левой поляризациях для источника над пятном АО 12303 по наблюдениям на РАТАН-600 представлены на рис. 3.19б (полный поток на каждой волне будет равен сумме потоковот обеих поляризаций).3.3.3.Результаты обработки и ДискуссияВо время затмения 20.03.2015 г.
ситуация на диске Солнца оказаласьдостаточно благоприятной для наблюдений – Солнце было не слишком активно, а существовавшие на нем активные области NOAA 12297, 12302,12303 и 12304 разнообразными по своей морфологии и типу магнитного поля. По интенсивности излучения в радиодиапазоне все активные областибыли слабыми. Наиболее яркий источник радиоизлучения (над АО 12303)117Рис. 3.19: (а) Иллюстрация влияния сглаживания на одномерное распределение яркости АО 12303 (20 марта 2015 г.) и выбор эффективного разрешения наблюдений наволне 6.2 см.
(б) Спектр потока излучения пятенной детали АО 12303 по наблюдениямна радиотелескопе РАТАН-600. (в) Наблюдаемый эффект Гельфрейха–Лубышева [15].ассоциируется с одиночным пятном малой площади, и его расположениена диске Солнца было удобным для изучения пятенных деталей структуры активных областей. Две другие АО (12302 и 12297) в день затмениянаходились на заходе, частично уже за лимбом, что позволяет исследоватькорону над ними на больших расстояниях от фотосферы.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
