Диссертация (1149582), страница 21
Текст из файла (страница 21)
Для устранения этого противоречия предложено использовать комбинированную модель из модифицированных вариантов диполя и соленоида.123Глава 4.О роли эффекта Гельфрейха–Лубышева в исследовании солнечных пятенВ случае среды с большими градиентами физических величин, характерных для перехода от фотосферы к короне, выходящее излучениедолжно сильно реагировать на изменения различных параметров среды.Как показала Злотник [19, 20] наиболее сильно излучение в больших МПреагирует на направление МП, но и температура и плотность имеют большое значение.
Разделить их влияние можно за счет наблюдения источникапод разными углами. Впервые модельные расчеты были проделаны в работе Гельфрейха и Лубышева [15], где в рамках упрощенных представленийо структуре МП, о высотном распределении температуры и плотности, было показано, что модельные изображения ИЦМИ в картинной плоскостиимеют вид кольца или серпа, и они меняют свою форму специфическимобразом в зависимости от положения пятна на диске Солнца. Для упрощения изложения совокупность изображения и его специфического поведенияпредлагаем назвать эффектом Гельфрейха–Лубышева.Тонкие особенности изображения ИЦМИ часто видны и при наблюдении затмений, и в наблюдениях, выполняемых с помощью интерферометров при разрешении в 2 − 4′′ .
Во многих случаях выявлялись кольцеобразные или подковообразные структуры наблюдаемых распределений яркостной температуры, однако, чтобы их можно было признать эффектом Г–Лони должны еще показать соответствующую динамику. В случае наблюдений на интерферометрах часто это невозможно из-за их эпизодичностии кратковременности. Возможно, вследствие этого иногда предлагаются идругие варианты интерпретации особенностей наблюдаемых изображенийИЦМИ с помощью сложной модели магнитных полей пятен и распределений температуры и плотности над ними [47, 88, 94].В эпоху наблюдений с умеренным угловым разрешением (1–3угл. мин.) геометрические эффекты изучались в рамках исследования124направленности излучения. В частности, такого рода исследование [27]предшествовало работе [15].
С несколько большим угловым разрешением (10 − 20′′ ) по наблюдениям на радиогелиографе Nobeyama (NoRH) иСибирском Солнечном Радиотелескопе, что важно, ведущимся регулярно,исследовалась направленность излучения ИЦМИ. И в одном случае [5] замечены изменения максимальной яркости, которые носят геометрическийхарактер — на короткой волне 1.76 см яркость минимальна при нахождении пятна на центральном меридиане Солнца и симметрично возрастает(примерно в 3 раза) с приближением пятна к E–W лимбам. Этот результатможет быть интерпретирован как проявление эффекта Г–Л, однако для однозначного заключения необходимо было бы описать и проанализировать,как смещался центр тяжести излучения относительно геометрического центра пятна.В данной Главе представлены результаты исследования, специальнопосвященного эффекту Г–Л, на примере конкретного пятна, на материаленаблюдения, позволяющего проследить весь цикл изменений изображенияИЦМИ от восхода до захода АО.
Текущий цикл Солнца отличается повышенным количеством пятен, которые можно считать правильными (круглыми) пятнами и потому наиболее подходящими для поиска и исследования проявлений эффекта Г–Л. Выбрана активная область NOAA 11899(ноябрь 2013 г.), состоявшая фактически из одного пятна большого размера и, что важно для сопоставления, проходившая практически через центрдиска Солнца, где эффект Г–Л должен проявляться наиболее контрастно.4.1.4.1.1.Наблюдение активной области NOAA 11899Описание активной областиАктивная область NOAA 11899 (широта φ = 4–7◦ N, ПЦМ — моментпрохождения через центральный солнечный меридиан — 18.11.2013) отличалась стабильностью и простотой морфологической и магнитной структуры (класс C-D-H и α−β соответственно).
На фотогелиограмме (см. рис. 4.1и рис. 4.3) она выглядит как одиночное пятно южной (S) полярности, почти правильной формы, в момент ПЦМ имевшее размеры полутени ∼ 80′′ .Согласно данным наземных и спутниковых наблюдений площадь пятна(тень+полутень), составляющая (745 ± 30) м.д.п. (1 м.д.п. = 10−6 S⊙ , где125S⊙ — площадь полусферы), а также его морфология, менялись незначительно (см. рис. 4.1 и таблицу 4.1).Рис. 4.1: Вид и положение пятна в группе NOAA 11899 на моменты наблюдения наРАТАН–600 за весь период нахождения группы на диске Солнца с 13 по 24 ноября 2013 г.(даты указаны снизу). Белый кружок — центр диска Солнца. На вставках вверху-слева ивнизу-справа представлены магнитограмма и фотогелиограмма пояса активности Солнца за 19.11.2013 г. по данным SDO/HMI.Кроме морфологии, выбор АО 11899 для изучения эффекта Г–Л определялся ее положением на диске Солнца — она была низкоширотной (φ =4–7◦ N) и, что удачно, северный полюс Солнца в этот период был наклоненв направлении Земли (в ПЦМ угол b ≈ 2.5◦ ).
Благодаря этому обстоятельству минимальное угловое расстояние, на котором центр тени пятнапрошел от центра диска (т.е. угол зрения θ) оказалось равным всего 3.25◦ .Момент максимального сближения достигался 18.11.2013 в 16h 06m U T . Изимеющихся радионаблюдений наиболее близкими к нему по времени былинаблюдения на РАТАН–600 (θ ≈ 5◦ , см. таблицу 4.1).Изменения МП пятна в процессе прохождения по диску Солнца былинезначительны. Вспышечная активность NOAA 11899 была слабой и завершилась до прохождения группой центрального меридиана. Благоприятным обстоятельством являлась также очень хорошая изолированностьАО 11899 от соседних АО (см.
вставки на рис. 4.1), что немаловажно дляанализа наблюдений, проводимых с одномерным угловым разрешением, в126Таблица 4.1: Динамика площади (Sp), магнитного поля (B) и угла зрения (θ) головного пятнагруппы NOAA 11899.Sp,msh1)Sp,msh1)Data,2013Debrec.Debrec.GroundSDO/HDI15.1116.1117.1118.1119.1120.1121.1122.11∼ 07657627067218137558017488h 59m771718674725724728765752h1)2)3)4)B,Gs2)B,Gs3)CRAOSDO/HDI0 − 9h28002500———3200——0h U T37503840391037103690357035603500B,Gs4)HinodeFlares,θN ob ,◦∼ 12h 2h 44m—47.7—34.3—20.9—8.041906.8434019.5425032.7408046.1◦GOES8h 59m44.330.917.55.110.022.936.249.1M1.0—C1.7—————θRatan ,Согласно данным обсерватории Дебрецен (http://fenyi.solarobs.unideb.hu/deb_obs_en.html)[57].Согласно измерениям КрАО (таб.
A.1).Максимальное значение магнитной индукции в тени пятна, рассчитанное нами по оригинальным картам полного вектора магнитного поля SDO/HMI (см. таб. A.1), сглаженным дляуменьшения инструментальных шумов.То же самое по данным HINODE (таб. A.1).частности как на РАТАН–600, на материалах которого базируется нашеисследование.В целом, приведенные выше характеристики АО 11899 позволяютсчитать пятно стабильным (по крайней мере, в период ПЦМ) и связыватьописываемую далее динамику ее ИЦМИ с проявлением специфической направленности излучения (эффектом Г–Л).4.1.2.Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям наРАТАН–600В исследовании использованы данные по регулярным стандартнымспектрально-поляризационным наблюдениям Солнца, выполняющимся нарадиотелескопе РАТАН–600, из архива Радиоастрономического центра прогноза солнечной активности (http://www.spbf.sao.ru/prognoz/).
Начиная с2011 г., частотное разрешение аппаратуры РАТАН–600 доведено до 1%[8], что позволяет детально исследовать спектральные характеристики АО.Наблюдения анализировались с помощью штатного алгоритма обработки.Наилучшее одномерное угловое разрешение РАТАН–600 составляет 14′′ и127ухудшается пропорционально увеличению длины волны, составляя в середине диапазона ∼ 40′′ (на волне 5 см). Приведенные результаты наблюдений относятся к моменту местной кульминации Солнца (≈ 8h 59m UT).
Вкачестве дополнительного материала использовались данные космическихобсерваторий SDO (инструменты HMI и AIA) и HINODE (SOT/SP), взятые на моменты максимально приближенные ко времени наблюдения наРАТАН–600 (характерная разность моментов c SDO менее 1 минуты).Полученные на РАТАН–600 спектры радиоизлучения (см. рис.
4.2)показали типичную для циклотронного излучения пятен картину: потокбыстро растет в диапазоне 2–5 см, степень поляризации на коротких волнах близка к 100% и падает с ростом длины волны. Форма спектра стабильна с небольшой динамикой, вероятно связанной с изменениями величиныплощади и МП пятна.100E-mode (L)1060O-mode (R)18194020PMean1P, %Polarization, %Flux, sfu80202345670Wavelength, cmРис.
4.2: Cпектры плотности потока излучения ИЦМИ пятна в NOAA 11899 в периодпрохождения центрального меридиана (18-19-20).11.2013 г. по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН–600 раздельно в обеих модах (e и o). Mean — средние значения потоказа эти три дня для e- и o-мод, Р — спектр степени поляризации, вычисленный с использованием этих значений.Обычно изображение ИЦМИ компактного, не сильно раздробленногопятна по данным РАТАН–600 имеет вид гладкой кривой внешне похожейна гауссиану. Такой вид ИЦМИ сохраняется от самых длинных волн, гдеон определяется формой диаграммы направленности телескопа, до самойкороткой, на которой еще возможна генерация циклотронного излучения128при имеющейся напряженности МП.
И хотя для больших пятен угловогоразрешения РАТАН–600 на коротких волнах уже достаточно для явногоотображения тонкой структуры, тем не менее, обычно изменяется толькоразмер источника, но не его форма. В случае же АО 11899, несмотря напочти круговую симметрию пятна, обнаруживается тонкая структура егоизображения, претерпевающая значительные быстрые изменения.На рис. 4.3 представлена вся совокупность РАТАН–сканов ИЦМИ понаблюдениям в диапазоне 1.65–10 см за 3 дня вблизи момента прохождения пятна через центральный меридиан Солнца, когда изменения тонкойструктуры наиболее заметны (см.
подробнее [38]). Видно, что на длинныхволнах тонкая структура изображения отсутствует, что может быть связано с недостаточным угловым разрешением РАТАН–600 на этих волнах.Наиболее контрастно тонкая структура изображения и ее измененияпроявляются в коротковолновом диапазоне волн, что продемонстрированов большем масштабе на рис. 4.4, где представлены изменения структурыизображения за 6 дней наблюдений. Видно, что тонкая структура изображения вблизи ПЦМ сильно меняется с изменением угла зрения (углынаблюдения θRatan приведены в таблице 4.1).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
