Диссертация (1149582), страница 20
Текст из файла (страница 20)
Особенно интересной была АО 12297, отличавшаяся высокой вспышечной активностью.Здесь мы приводим предварительные результаты исследования источника излучения над АО 12303. Любопытно, что эта активная область вдень затмения находилась на диске Солнца практически на тех же координатах, что и АО 11140, исследованная по наблюдениям затмения 04.01.2011[42]. При этом она имела ту же самую морфологию — одиночное пятно, чтопозволяет сопоставить результаты наблюдений. По измерениям на волне6,2 см размер источника излучения над пятном АО 11140 оказался равным(20.5±1)′′ , а его высота над уровнем фотосферы не более 5 тыс. км.Аналогичное исследование выполнено и по наблюдениям АО 12303(затмение 20.03.2015).
Его результаты представлены в таб. 3.4, они подтверждают ранее сделанный вывод о том, источник циклотронного излучениярасположен над пятном достаточно низко.Затменные наблюдения этих двух пятен (в АО 11140 и АО 12303),118Рис.
3.20: Иллюстрация к отождествлению отдельных деталей структуры источника радиоизлучения: вверху — на волне 6.2 см на примере оригинальных (некалиброванных)записей наблюдений АО 12303 в период ее покрытия/открытия в обс. Зеленчукская,внизу — в обс. Светлое на волнах 3.5 и 13 см. Для детали, связанной с наибольшимпятном в головной части АО, отмечены центр тяжести неполяризованного излучения (I)и границы источника по уровню 0.5 и по «по нулям».Таблица 3.4: Геометрические параметры радиоизлучения пятна в NOAA 12303 по наблюдениям затмения 20.03.2015 г.Волна, см Размер источника Высота, Ккм3.59′′6.217′′ × 22′′2.5±0.513.025′′сильно различавшихся по величине площади (в три раза), демонстрируют еще одну общую закономерность.
При сопоставлении центра тяжести119ИЦМИ с геометрическим центром соответствующих им пятен оказывается, что он смещен в направлении, противоположном направлению на центрдиска Солнца (см. рис. 3.20). Этот эффект может объясняться совместнымдействием двух причин, первая из которых состоит в том, что ИЦМИ физически расположен на некоторой высоте над уровнем фотосферы, определяемой положением соответствующего гироуровня, и тогда при наблюдении под некоторым углом (0◦ < θ < 90◦ ) должен наблюдается обычный эффект проекции.
Другая причина, характерная для источников циклотронного излучения, тоже связана с углом зрения, однако носит более сложный характер. Согласно теории циклотронного излучения [17], оптическаятолщина излучения такой природы очень сильно уменьшается вдоль направления МП.
Моделирование двумерного изображения ИЦМИ с учетомэтой зависимости [15] показало, что в изображении источника появляютсяособенности, выражающиеся в форме колец и серповидных структур, чтотакже эффективно смещает изображение в направленние лимба, но сильноусложняет связь изображения источника с его высотой.Действительно, наблюдениями многократно фиксировалось обнаружение указанных особенностей тонкой структуры изображения ИЦМИ, издесь следует отметить, что затменные наблюдения имеют особую ценностьблагодаря высокой точности координатных измерений.
По результатам затмения 2011 г. в параграфе 3.2.3 на рис. 3.11 в нижнем ряду слева было представлено одномерное распределение яркости ИЦМИ над пятном вАО 11140. Характерная особенность этого распределения («двугорбость»параметра V) свидетельствует о том, что этот эффект может быть интерпретирован как проявление зависимости оптической толщи циклотронногоизлучения от угла зрения. А именно, в данном случае двумерное изображение ИЦМИ должно иметь вид кольца. В этом предположении на основерезультатов наблюдений была рассчитана модель распределения яркости истепени поляризации излучения ИЦМИ в АО 11140 — на рис. 3.11 в нижнемряду справа представлен разрез через эту модель.Наблюдения во время затмения 20.03.2015 г. показали (см. рис.
3.19в),что особенности изображения ИЦМИ сохраняются и для пятен меньшейплощади. Здесь уместно отметить, что в случае пятна в АО 12303 условиянаблюдений были хуже, чем для АО 11140. Площадь этих АО различаласьв 3 раза, и во столько же раз ИЦМИ над АО 12303 был слабее источника120АО 11140, составляя менее 1 с.е.п. Вследствие ухудшения (по этой причине)соотношения сигнал/шум пришлось применить большее сглаживание (7′′ ),однако, несмотря на это наблюдениями выявляются особенности изображения, в частности, «двугорбость» параметра V, характерные для источниковциклотронной природы излучения.Более далекие области короны над АО (до 100 тыс. км) на затмении20.03.2015 г. можно было наблюдать на примере АО 12297 и АО 12302.Обстоятельства этих наблюдений иллюстрирует рис.
3.17, на котором показано положение лунного лимба в момент контакта с некоторыми деталями структуры изображения активных областей. Изучение этого материалатребует специальной обработки и выходит за рамки представленного анализа наблюдений.3.3.4.Основные результатыВ результате обработки и анализа наблюдательных материалов, полученных во время наблюдения затмения 20.03.2015 г.
на радиотелескопахРТ-32 ИПА РАН получены следующие результаты:1. Измерены характеристики слабого источника микроволнового излучения циклотронной природы (ИЦМИ) над пятном в АО 12303 (небольшойплощади ∼ 70 м.д.п.), вклад которого в общее излучение Солнца составлялвсего < 0.3%. В излучении преобладает е-мода, степень круговой поляризации ∼ 30%, природа излучения несомненно циклотронная.2.
Радиоизображение сопоставлено с фото и магнитограммой пятна, онопоказало, что (а) ИЦМИ во всем диапазоне (3.5–13) см расположен в короне на небольшой высоте над уровнем фотосферы 2.5 ± 0.5 тыс. км. (б)размеры ИЦМИ на короткой волне 3.5 см близки к размерам тени пятна 10′′ и увеличиваются с ростом длины волны. (в) Оценочное значениеяркостной температуры 1.3–1.5 МК.3. Выявлены особенности изображения ИЦМИ над пятном («двугорбость»по параметру V), в очередной раз подтверждающие существование характерной для ИЦМИ зависимости изображения от угла зрения (эффект Г-Л).Особая значимость полученных результатов наблюдений АО 12303 заключается в том, что они относятся к слабым источникам (поры, мелкие пятна), характеристики которых исследованы недостаточно.121Наблюдения затмения 20.03.2015 г.
— это шестой случай наблюдениязатмений на радиотелескопах РТ-32. Они показали, что по мере накопления опыта совершенствуется методика наблюдений и их обработки, чтопозволяет исследовать солнечные радиоисточники незначительных размеров и потоков.Что касается фундаментальных исследований солнечной плазмы вкороне методом наблюдений солнечных затмений, то они были и остаютсясамым надежным способом проверки тонких эффектов, предсказываемыхтеорией циклотронного излучения источников, связанных с активными областями на Солнце.3.4.Свойства радиоисточников над солнечными пятнами, полученные по результатам наблюдений солнечных затмений нарадиотелескопах РТ-32 ИПА РАННаблюдения солнечных затмений по праву можно считать особым,уникальным методом исследования радиоизлучения Солнца.
Давая по своей природе одномерное разрешение (такое как, например РАТАН-600 илилинейные интерферометры) затменные измерения принципиально не накладывают никаких ограничений на размер используемых радиотелескопов, что активно используется в экспедиционных условиях. Естественнымограничителем здесь является рефракция на краю лунного диска, котораязависит от длины волны и в микроволновом диапазоне составляет порядка1–3′′ , что близко к разрешению интерферометров, а также шумы самогоСолнца. Последние можно уменьшить, используя достаточно большие телескопы с ДН меньше размеров Солнца.В наших исследованиях были использованы два радиотелескопаРТ-32 ИПА РАН, работающих на волнах 3.5, 6.2 и 13.0 см с помощьюкоторых были проведены исследования двух небольших пятен в активныхобластях – NOAA 11140 (затмение 4 января 2011 г.) и NOAA 12303 (затмение 20 марта 2015 г.).
Параметры пятна в NOAA 11140: поток F6.2 =3 с.е.п. (1% Fsun ), площадь 180 м.д.п., тень 15–20′′ . Параметры пятна вNOAA 12303: поток F6.2 = 1 с.е.п. (0.3% Fsun ), площадь 70 м.д.п., тень 10′′ .1. Впервые в затменных наблюдениях продемонстрировано, что даже длянебольших пятен (поток ≈ 1% Fsun ) можно достичь предельного углового122разрешения в 1–3′′ ;2. Для обоих пятен квазидвумерные распределения радиояркости качественно соответствуют традиционным моделям циклотронного радиоисточника для изолированного одиночного пятна, наблюдаемого под достаточно большим углом: одномерные распределения яркости перекошены иимеют максимум, смещенный в сторону солнечного лимба, распределениестепени поляризации образует кайму (кольцо) с максимумом, направленным к центру диска Солнца.3.
Максимумы распределений радиояркости на разных волнах находятсяв районе границы тень-полутень; с увеличением длины волны максимумсмещается в направлении лимба. Если трактовать смещение максимумакак эффект проекции, то радиоисточник над исследованными пятнами находится низко: для большего пятна на 3.5 см 3-4 тыс.км и менее 5 тыс.кмна 6.2 см, для меньшего ≈ 2.5 тыс.км на всех волнах.4. Построена двумерная модель распределения яркостной температурыдля пятна в NOAA 11140 в виде двойного набора полуколец с ширинойкольца в 4′′ , показавшая повышенные значения яркостной температурыпятна на стороне обращенной к лимбу и максимум в центральной частипятна.5. Установлено, что измеренные размеры пятна в NOAA 11140 в диапазоне(3,5 – 13) см удовлетворительно соответствуют дипольной модели ИЦИ, ноизмерения на более коротких волнах ∼ 2 см (РАТАН-600, NoRH) вступаютс ними в резкое противоречие – в области нижней короны размеры источника оказываются больше, чем это допускает дипольная модель МП.6.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
