Диссертация (1149582), страница 22
Текст из файла (страница 22)
В день, когда угол зренияв момент наблюдения (θ ≈ 5◦ ) был наиболее близок к минимальному(19.11.2013), изображение ИЦМИ имеет симметричный «двугорбый» характер, что свидетельствует о наличии сильного потемнения в центральнойчасти пятна. В соседние дни (18.11 и 20.11) симметрия исчезает и наиболее ярким становится внешний край ИЦМИ, смещенный при нахождениипятна в восточном полушарии Солнца 18.11.2013 к Е-лимбу Солнца, а взападном полушарии 20.11.2013 — к W-лимбу. С дальнейшим увеличениемугла зрения направление E–W асимметрии в обоих полушариях сохраняется, но величина асимметрии быстро уменьшается, и источник приобретает«стандартный» симметричный вид.На длинных волнах тонкая структура и асимметрия изображения замывается вследствие ухудшения углового разрешения РАТАН–600, а также перспективного сокращения размеров ИЦМИ при приближении пятнак лимбу.Приведенные на рис.
4.3 двумерные изображения, по данным радиогелиографа Nobeyama на волне 1.76 см, подтверждают полученные намина РАТАН–600 результаты. Сравнивая изображения пятна на NoRH (4-й129Рис. 4.3: Сканы NOAA 11899 в диапазоне 1.65–10 см за 3 дня (18-19-20).11.2013 г.
вблизи момента ПЦМ, раздельно в e- и o-модах, по наблюдениям на РАТАН-600. Стрелкой со значком λ указано направление увеличения их длины волны, а тонкими вертикальными линиями отмечено прохождение диаграммой направленности телескопа черезцентр диска Солнца. Сканы представлены в шкале антенных температур. Наблюденияна РАТАН–600 сопоставлены с данными SDO/HMI — фотогелиограммой и изображением пятна в УФ-диапазоне в линии 171 Å и наблюдениями на радиогелиографе Nobeyamaв e- и o-модах. Белыми изолиниями на картах изображены границы тени и полутенипятна. Карты приведены в угловых секундах по обеим осям в прямоугольной солнечнойсистеме координат, повернутой на угол наклона оси вращения Солнца (см.
рис. 4.1).сверху ряд рисунков), с коротковолновыми РАТАН-сканами (нижние кривые на верхнем ряде рисунков), можно увидеть, что максимум яркости вЕ-моде на NoRH смещается со временем слева-направо относительно изображения пятна в оптическом диапазоне, подобно тому, как смещается максимум сигнала в e-моде на РАТАН-сканах. Аналогичное смещение можноусмотреть и в o-моде NoRH (предпоследний ряд рисунков), но оно менее130Рис. 4.4: РАТАН—сканы NOAA 11899 в диапазоне 2.3–3.0 см по наблюдениям за6 дней 16–21.11.2013 г..
Сканы представлены в шкале антенных температур. На кадреза 19.11.2013 указаны размеры диаграммы направленности РАТАН–600 на крайних волнах диапазона: 19.2′′ на 2.30 см и 25.1′′ на 3.00 см.131достоверно из-за слабости сигнала в этой моде (степень поляризации пятна на NoRH и на коротких волнах на РАТАН–600 близка к 100%). Нижев параграфе 4.1.3 этот эффект будет исследован с использованием болеевысокого временного разрешения NoRH.Анализируя приведенные на рис.
4.3 изображения, также можно заключить, что изменения тонкой структуры радиоизображения не связаныс наличием активности в пятне. Так, по данным SDO/AIA петли, видимые в УФ, хоть и несколько изменяют свою интенсивность, но сохраняютсвое положение в западной части пятна и не могут служить причиной наблюдаемого кардинального изменения характера асимметрии при переходерадиоисточника из E в W-полушарие Солнца.4.1.3.Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям нарадиогелиографе NobeyamaВ предыдущем параграфе была прослежена динамика изменения вида сканов на РАТАН–600 с шагом в 1 сутки.
Аналогичная динамика, атакже более детальные изменения, можно проследить по наблюдениям радиогелиографа Nobeyama на волне 1.76 см, которые в стандартном режимевыставляются с шагом в 1d , 10m и 3m в течение всего периода наблюдений.Поскольку изображение пятна в е-моде всегда имело гладкий, гауссоподобный вид, то в качестве основного измеряемого параметра было использовано максимальное значение яркостной температуры. Для o-модыиспользовался такой же параметр. При этом, когда в период прохождения центрального меридиана изображение пятна в o-моде становилось нерегулярным, бралось максимальное значение в пределах границ полутенипятна, где бы оно не находилось.На рис.
4.5 представлены данные с шагом в 1 сутки на моменты местной кульминации Солнца. На графиках видно, что яркостные температурыв o- и e-модах значительно уменьшаются в период прохождения центрального меридиана (ПЦМ ± 2.5d ). При этом наблюдается приблизительнаясимметрия процесса уменьшения-возростания яркостной температуры, чтосвидетельствует об определяющем влиянии угла зрения. На рис. 4.5 (особенно на правом графике) также видны задержки процесса относительномомента ПЦМ различные по величине для o- и e-мод (0.26d для o-моды и132Рис.
4.5: Динамика параметров пятна в АО NOAA 11899 за весь период нахождения группы на диске Солнца (12-25).11.2013 г. по наблюдениям на радиогелиографеNobeyama. Слева – зависимость параметров от даты наблюдения, справа – те же данные, но в зависимости от расстояния между центром пятна и центром диска Солнца.Стрелками на кривых на правом рисунке показано направление течения времени. Es –максимальное значение яркостной температуры излучения в e-моде в КК; Oa – максимальное значение в o-моде; P – степень поляризации в процентах, вычисленная позначениям Es и Oa; r – видимое расстояние между центрами пятна и диска Солнца вугл.сек.; ro – угол между лучом зрения и перпендикуляром к поверхности Солнца вцентре пятна в градусах.0.98d для e-моды).
Поскольку e-мода генерируется в более высоких слоях,то данный эффект можно трактовать как прогрессирующий с высотой наклон магнитных силовых линий в сторону хвостовой части АО. Подобныйэффект можно наблюдать и по наблюдениям на РАТАН-600 (рис. 4.3 и4.4) – на более длинных волнах направление асимметрии скана изменяетсяпозже.Более подробные временные изменения можно проследить по 10mкартам Nobeyama.На графиках представлены данные за период времени в 3 часа вблизиместного полдня. Время наблюдения было ограничено, чтобы не вводитьпоправок за изменение размеров диаграммы телескопа, связанных с изменением высоты Солнца в течение дня.На рис.
4.6 видна заметная динамика в o-моде за 3 часа времени какна фазе падения, так и на фазе роста, а также запаздывание измененияяркостной температуры в e-моде по сравнению с o-модой, отмеченное ранеепри анализе рис. 4.5. Наличие запаздывания, а также характерный дляциклотронного механизма излучения значительно меньший по размерампровал в e-моде при наблюдении вдоль МП, вероятно, является причинойтого, что в e-моде заметных изменений в течение 3h не обнаруживается133Рис.
4.6: Изменение максимальной яркостной температуры пятна в АО NOAA 11899 в oи e-модах по 10m данным радиогелиографе Nobeyama за период (17–21).11.2013 г.. Левыйграфик – e-мода, правый o-мода. Температура на обоих графиках в КК. Стрелкамипоказана временная последовательность данных.(все изменение происходит в промежутке между наблюдениями).4.1.4.Условия и особенности проявления эффекта Гельфрейха–ЛубышеваМодель Г–Л [15] построена для источника циклотронного излучения.Наблюдения, описанные в разделе 4.1.2, подтверждают, что радиоисточникнад пятном в NOAA 11899 действительно имел такую природу излучения(см.
рис. 4.2), являлся типичным циклотронным пятенным источником ибыл достаточно стабильным.В рассмотренном нами случае отчетливо проявилась характерная особенность тонкой структуры наблюдаемого изображения источника излучения — депрессия яркости над центром пятна, наиболее контрастная в oмоде излучения, что и следовало ожидать согласно теории ИЦМИ [19, 20].Другая особенность, которую демонстрируют наблюдения, это асимметрия сканов, увеличивающаяся с удалением от центра Солнца. Обе особенности качественно полностью соответствуют модельным двумернымизображениям пятна, рассчитанным в работе [15], что свидетельствуето принципиальной адекватности использованной модели. Заметим, что отмеченные особенности динамики изменений структуры изображения пятна были выявлены исключительно благодаря регулярности наблюдений на134РАТАН–600, проводимых в широком диапазоне длин волн и с высоким частотным разрешением приемной аппаратуры [8].Для подтверждения же степени обоснованности модели Г–Л, как специфической физической модели структуры атмосферы над пятном, необходимы или прямые наблюдения характерных двумерных структур (серпов/колец) или детальные численные расчеты, показывающие влияниедвумерных структур на наблюдаемые одномерные сечения/сканы.
Приэтом динамика изменения изображения пятна при движении по дискуСолнца может служить решающим аргументом в пользу той или иной модели атмосферы.Из многочисленных работ, выполненных ранее, где есть ссылки на работу Гельфрейха и Лубышева, выделяется работа [73], с которой целесообразно сопоставить наши результаты. Это единственная работа, посвященная специально поиску эффекта Г–Л, выполненная в широком диапазонедлин волн на основе спектрально-поляризационных наблюдений пятна вNOAA 4741 (1986, август) и которое, что очень важно, проходило черезцентр диска Солнца (как и в случае NOAA 11899). Пятно было небольшихразмеров (площадь 200–250 м.д.п., размер полутени ∼ 35′′ ), максимальнаянапряженность МП ∼ 2400 Гс.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
