Диссертация (1149582), страница 23
Текст из файла (страница 23)
Наблюдения проведены на интерферометре OVRO в диапазоне 4–12 ГГц практически в одномерном режиме с болеевысоким (чем на РАТАН–600) разрешением 6.8–2.2′′ . В отличие от нашейработы, авторам [73] удалось проследить только вторую половину периода нахождения активной области на диске Солнца от центра до западногокрая диска (см. рис. 4.7а).Сопоставление наблюдений показывает, что тонкая структура изображения пятна на РАТАН–600 четко проявляется в диапазоне (2–3) см (см.рис. 4.4), а на OVRO — на более длинных волнах, начиная с 3.6 см, ине столь наглядно выражена. Различие изображений на коротких волнахвызвано главным образом различием в размерах пятен и величины МП(3200 Гс в NOAA 11899, 2400 Гс в NOAA 4741 по данным КрАО). Различиеже на длинных волнах объясняется недостаточным угловым разрешениемРАТАН–600, что подтверждается, например, затменными наблюдениямипятна в NOAA 11140 (площадь пятна ∼ 180 м.д.п., расстояние 40◦ отцентра диска Солнца, 2011, январь), выполненными на радиотелескопахРТ-32 ИПА РАН на волнах 3.5 см и 6.2 см с очень высоким угловым раз-135Рис.
4.7: Сопоставление тонкой структуры ИЦМИ по наблюдениям на разных инструментах: (a) OVRO-сканы NOAA 4741 в диапазоне (3–8.2) ГГц для углов зрения (2–55)◦в обеих модах излучения (Е-мода — тонкая линия, О — толстая), взятые из [73]; (b)фотогелиограмма АО 11140, на которой нанесено положение максимумов одномерныхраспределений яркости на трех длинах волн и центра тяжести излучения ИЦМИ на6.2 см (светлая точка) по наблюдениям солнечного затмения 4 января 2011 г. на РТ-32ИПА РАН [65]; (c) одномерное распределение яркости ИЦМИ над пятном в NOAA 11140во время затмения на двух частотах (волны 3.5 и 6.2 см), близких к частотам наблюдений на OVRO. Надписями “Center” и “Limb” отмечены края источника, ближайшие кцентру диска Солнца и лимбу, соответственно.
Угловое разрешение наблюдений на всехсканах указано слева вверху и для затмения выбрано близким к разрешению на OVRO.решением ∼ 1′′ ) [65], где изображение ИЦМИ (см. рис. 4.7b) на обеихдлинах волн имело “двугорбый” характер и асимметрию, характерную дляэффекта Г–Л (рис. 4.7c).В итоге, благодаря оптимально подобранным данным представлен наблюдательный факт, надежно подтверждающий, что эффекты, предсказываемые моделью Г–Л (даже несмотря на ее упрощенный характер), суще-136ствуют и выражаются в соответствующих этой модели изменениях изображения ИЦМИ и смещениях центра тяжести излучения. Для прямого жевыявления специфической для ИЦМИ двумерной тонкой структуры (кольца, серпы) изображения необходимо более высокое 2–4′′ угловое разрешение, которое пока недостижимо при регулярных наблюдениях Солнца.Следует еще раз подчеркнуть, что исследование динамики изображения источника имеет решающее значение при установлении присутствияэффекта Г–Л.
Наличие данных только за один день не может служить достаточным основанием для принятия однозначного решения. Нагляднымпримером этого может служить [90] – сравнение наблюдений на VLA пятна в АО NOAA 9535 (рис. 4.8) с наблюденим пятна в АО NOAA 7794 [94](рис.
4.9). Первое пятно должно служить примером «правильного» пятна,соответствующего стандартному эффекту Г–Л, второе – примером «аномального» пятна. Оба пятна имели примерно одинаковые площади (побюллетеню «Солнечные Данные»: 206 м.д.п. для пятна в NOAA 9535 и222 для пятна в NOAA 7794), располагались близко к центру диска Солнца, примерно в одном месте, и наблюдались только один день. Различалисьони лищь величиной МП: 3100 Гс для пятна в NOAA 9535 и 2300 Гс дляпятна в NOAA 7794.При первом взгляде радиоизображения пятна в NOAA 9535 показывают идеальный пример классического эффекта Г–Л.
Оптические изображения также почти идеальны. Однако, если присмотреться к изображению влинии Са К, то вокруг пятна видна некоторая асимметричная активность,сходная с распределением излучения в o-моде (серпиком). Вероятно, ониникак не связаны, однако без рассмотрения временной динамики радиоизображений полностью этого исключить нельзя. К сожалению, в периоднахождения АО NOAA 9535 на диске Солнца РАТАН-600 не работал, такчто проследить ее временную динамику, что позволило бы экспериментально установить вклад эффекта Г–Л в изображение, невозможно.Во втором случае, рассмотрение пятна в NOAA 7794 сразу показывает наличие нестандартного характера радиоизображения.
На приведенныхразрезах видно потемнение в центре пятна и два максимума с краев, причем левый (расположенный ближе к центру диска Солнца) на 4.5 и 8 ГГцбольше чем правый. Поскольку пятно уже пересекло центральный меридиан, а для эффекта Г–Л левый максимум должен был быть больше, чем137Рис. 4.8: VLA наблюдения пятна в АО NOAA 9535 17 июля 2001 г. на 8.0 ГГц.
(а)Левая панель показывает контуры излучения в правой круговой поляризации (RCP, eмода); средняя панель – контуры в левой круговой поляризации (LCP, o-мода); фон –изображение в белом свете. Контуры соответствуют яркостным температурам: 0.05-0.55(шаг 0.1) и 0.75-1.75 (шаг 0.2) ×106 К, угловое разрешение составляет 2′′ . e-мода вездеоптически толстая, o-мода показывает классическую кольцевую структуру. На правойпанели показывает горизонтальное сечение через радиоизображения для вертикальнойкоординаты 25′′ для RCP (сплошная линия) и LCP (пунктирная линия). Вертикальными пунктирными линиями показаны места положения 2, 3 и 4 гармоники гирочастоты,определенные по продольной магнитограмме SOHO/MDI. Рисунок взят из [90] (Fig.5.7).(б) Изображения пятна (не в VLA масштабе) в белом свете и линиях Hα и Ca К понаблюдениям обсерватории BBSO.правый, а также имеется широкий и глубокий провал в центре пятна дляe-моды, нехарактерный для стандартных моделей, было решено, что этообъясняется специфическим высотным распределением параметров плазмы – пониженной температурой в центре пятна и повышенной плотностью(в оригинальной статье для дипольной модели МП приведены рассчитанные распределения температуры и плотности, асимметричные относительно центра пятна).
Кроме того, рассмотрение оптических изображений в линии Са К показывает, что эмиссия в линии Са К «заливает» значительнуючасть полутени пятна, что также может свидетельствовать о существеннойперестройке атмосферы над пятном.138Рис. 4.9: Наблюдения на VLA пятна в АО NOAA 7794 15 октября 1994 г.: (a) Изображение пятна на VLA в е-моде на трех волнах и разрезы в обоих модах вдоль указаннойна картах линии (из Fig.1 [94]); (b) изображение в линии Са К3 за 15.10.1994; (c) изображение в белом свете за 16.10.1994.Однако, если учесть обнаруженный нами наклон МП, то преобладание левого максимума на 4.5 и 8 ГГц в e-моде естественным образомкачественно объясняется, так же как и относительно большая величинао-моды на 4.5 ГГц по сравнению с 8 ГГц. Так же естественно и наличие139большого правого максимума в е-моде на 14.7 ГГц, если принять, что частьпотока на этой частоте дает циклотронное излучение от относительно холодных слоев атмосферы.
Это также снизит необходимость в значительномповышении плотности над пятном, хотя особенности изображений в линииСа К3 (эмиссия непосредственно в части тени пятна) и в белом свете (деформация юго-восточной части тени пятна), видимые на рисунках, даютоснования подозревать, что определенные изменения в атмосфере пятнаимеются.Встает еще вопрос о соотношении вида сечения в o-моде на 8 ГГц впятнах – в первом пятне оно сильно перекошено, а во втором почти симметрично. Можно было бы ответить, что второе пятно находилось несколькоближе к центру диска Солнца и поэтому оно более симметрично, однако различие смещений пятен в данном случае было не очень значительно.Более вероятно, что различие вида сечений связано с различием в углахотклонения МП от вертикали у этих пятен – у пятна в NOAA 7794 с меньшим МП угол был больше, у пятна в NOAA 9535 с большим МП угол меньше.
Такое предположение также позволяет согласовать и изображения на8 ГГц в e-моде. Данное предположение пока является чисто спекулятивным, однако, учитывая наличие большого массива радионаблюдений, вероятно, может быть в дальнейшем проверено, по крайней мере, в отношенииобратной зависимости угла от величины МП (в оптике такая зависимостьобнаружена [18]).Значимость исследований эффекта Г–Л определяется их вкладом вразвитие как методики наблюдений солнечных пятен, так и изучения физических параметров плазмы над ними. Одной из самых трудных задачв исследованиях ИЦМИ является измерение его высоты над уровнем фотосферы, которая часто измеряется на основе смещения центра тяжестиизлучения ИЦМИ относительно геометрического центра пятна.
Методикаэтих измерений должна учитывать, что оба эффекта (высоты и угла зрения) качественно одинаково влияют на смещение центра тяжести, сдвигаяего в направлении к лимбу. При больших углах зрения эффект высотысопоставим с эффектом Г–Л, на малых — мешающее влияние эффектаГ–Л значительно сильнее. Это может приводить к значительному завышению результатов измерения высоты ИЦМИ, особенно при использованиинаблюдений в центральной части диска Солнца, как на это было ранее ука-140зано в [20]. Например, в случае NOAA 11140 (см.
рис. 4.7c) центр тяжестиИЦМИ смещен к лимбу от геометрического центра пятна на ∼ 10′′ . Еслине учитывать эффект Г–Л, оценка высоты может получиться с ошибкой∼ 100%.В заключение, вслед за авторами работы [59], подчеркнем, что эффект Г–Л обусловлен исключительно зависимостью оптической толщиныисточника микроволнового излучения над солнечным пятном от угла зрения, под которым он наблюдается.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
