Диссертация (1149582), страница 4
Текст из файла (страница 4)
В большинстве отмеченных статей (за исключением [2*, 5*]) автор выполнил основную долюработы по обработке и анализу наблюдений, изготовлении и оформлениииллюстративного и наблюдательного материала. Во всех указанных работах автор участвовал в постановке задачи и анализе хода ее выполнения.В написании и обсуждении текста статей вклад соавторов равнозначен.19Структура диссертации. Диссертация состоит из введения, четырехглав, заключения, списка литературы и приложения. Объем диссертации —158 с., включая 69 рисунков и 7 таблиц.Во Введении обоснована актуальность темы диссертации, определены цели и задачи работы, отмечена научная новизна полученных результатов, научная и практическая ценность работы, положения, выносимыена защиту, апробация работы, личный вклад автора и краткое содержаниедиссертации.Первая глава «Атмосфера над солнечными пятнами» содержит краткое описание текущего состояния наших знаний о структуре атмосферынад солнечными пятнами, методов их исследования и особенностей механизмов излучения, приведен исторический обзор радионаблюдений солнечных пятен, имеющиеся наблюдательные возможности и перспективы изучения радиоизлучения солнечных пятен.Вторая глава «Особенности атмосферы пятен по наблюдениям наРАТАН-600 в коротковолновой части см диапазона» посвящена результатам спектро-поляриметрических исследований крупных солнечных пятенпо наблюдениям на РАТАН-600.
В качестве дополнительного материалапривлекались данные, полученные на радиогелиографах NoRH и ССРТ, атакже других инструментах.В § 2.1 приведен анализ наблюдений крупного пятна в АОNOAA 10105. На сканах РАТАН-600 по стандартным процедурам было выделено излучение АО и разделено на крупномасштабное гало и мелкомасштабный локальный источник, ассоциирующийся с крупным одиночнымправильным пятном. Для обоих источников измерены потоки, размеры,яркостные температуры для волн в диапазоне 1.83–6.52 см. Измеренияпроводились отдельно для правой и левой поляризаций. В поляризации,соответствующей обыкновенной моде был обнаружен «провал» ниже фонового уровня. Рассмотрение карт, полученных на радиогелиографе NoRHтакже показывает понижение яркости на волне 1.76 см (о-мода) и 0.88 см(интенсивность). Используя данные о магнитном поле, полученные из оптических наблюдений построены системы гироуровней МП пятна, по которойзависимость яркостной температуры и размера источника от длины волныпереводится в зависимость от высоты.
Отнесение генерации о-моды к 2-мугироуровню, а е-моды к 3-му приводит к тому, что на коротких волнах202-й гироуровень оказывается горячее 3-го, а размер его больше. Посколькупричин для этого не обнаружено, сделан вывод, что часть излученияо-модыдолжна идти с 3-го гироуровня.В § 2.2 приведен аналогичный анализ наблюдений крупного пятна вАО NOAA 10325, которое также показывает потемнение на коротких волнах, но в отличие от пятна в АО 10105 только в пределах ± 3 дня от момента прохождения пятном центрального меридиана.
В отличие от пятнав АО 10105, показывающий постоянный рост размера источника с длинойволны, у этого пятна на длинных волнах размер остается постоянным. Дляобъяснения этого факта Б.Рябовым была рассчитана численная осесиметричная модель с дипольным МП и неоднородным по радиусу распределением температуры и плотности по радиусу, характеризующаяся пониженнойплотностью и температурой.В § 2.3 приведены дополнительные примеры наблюдений «потемнений» в других АО (§ 2.3.1), и некоторые соображения по поводу причинобразования «потемнений» (§ 2.3.2) и образования реверсной поляризации,не связанной с QT-областями § 2.3.3.В § 2.3.1 кратко рассмотрены наши наблюдения пятна в АОNOAA 10289, показавшие наибольшую длину в 2.27 см, на которой наблюдалось потемнение.
А также старые работы (1991–1992 г.) других авторовна VLA (2.0 см) и NoRH (1.76 см) и свежие наблюдения на 3.5 мм, 2.6 мми 8.8 мм японских радиоастрономов.В § 2.3.2 описаны наши попытки связать появление «потемнений» соткрытими линиями МП и истечением плазмы из пятна вдоль них в межпланентное пространство. Около 50% рассмотренных пятен такую связьобнаруживают, но неясно достаточно ли хорошо работает использованнаядля расчета линий МП PFSS экстраполяция.В § 2.3.3 проанализирована статья Вурлидса и др. [88], где строитсямодель, наблюдавшегося на VLA пятна, показавшего преобладание в течение 3-х дней о-моды излучения на 6.4 см, не связанное с пересечением излучения QT-области.
В модели используется статическая модель МП [75],с уменьшенной расходимостью и множеством разнотемпературных коротких петель для обеспечения отрицательного градиента температуры. Мыпредложили другой вариант – втекание сверху потока холодной плазмы отрасположенного там же волокна, видимого в Hα .21Третья глава «Наблюдения солнечных пятен на РТ-32 ИПА РАН вовремя солнечных затмений» посвящена анализу распределений радиояркости циклотронных источников над солнечными пятнами, полученных врезультате обработки наблюдений солнечных затмений на радиотелескопахРТ-32 ИПА РАН в 2006, 2011 и 2015 гг.
на волнах 3.5, 6.2 и 13.0 см. Описаны обстоятельства затмений, методика наблюдения и обработки кривыхзатмения. Показано, что во всех трех затмениях направление асимметриизаписи пятенных источников, расположенных достаточно близко к лимбусоответствует классической модели циклотронного источника – более пологий склон направлен в сторону центра Солнца, более крутой к лимбу.Наблюдаемое смещение максимума источника относительно центра пятнаблизко друг к другу на разных волнах и связано не с высотой источника, а со спецификой циклотронного излучения. Измеренные на затменииразмеры пятна в NOAA 11140 согласуются с дипольной моделью МП, нона более коротких волнах по измерениям РАТАН-600 оказываются больше.Для устранения расхождений предложено использовать модель МП в видекомбинации диполя и соленоида.
Поле соленоида медленнее расходится исуммарное поле становится похожим на карты модуля поля, получаемыепо данным спутника HINODE. При этом суммарное поле остается потенциальным.Четвертая глава «О роли эффекта Гельфрейха–Лубышева в исследовании солнечных пятен» посвящена рассмотрению новых случаев проявления эффекта Гельфрейха–Лубышева. Приведены результаты наблюдений на РАТАН–600 тонкой структуры изображения источника циклотронного микроволнового излучения (ИЦМИ), располагающегося в коронеСолнца над главным (головным) пятном активной области NOAA 11899.По сравнению с более ранними, в основном эпизодическими, наблюдениямиИЦМИ регулярные наблюдения на РАТАН–600 с большой достоверностьюпоказали, что изменение структуры изображения ИЦМИ в зависимостиот угла зрения в рассмотренном случае носит геометрический характер.Особенности изменений изображения в общих чертах согласуются с расчетами, выполненными Гельфрейхом и Лубышевым в рамках самой простоймодели атмосферы над солнечным пятном.
Но отмечаются также существенные отличия, а именно, обращение вида записи пятна происходит нестрого в момент пересечения центрального меридиана, а с некоторой за-22держкой, величина которой увеличивается с длиной волны, что может свидетельствовать об изогнутом характере магнитных силовых линий (типапетли). Изгиб МП направлен в сторону хвостовой части активной области,которая имеет знак поля противоположный знаку МП пятна.
Неучет временной задержки при пересечении центрального меридиана и изгиба МПможет приводить к неверной трактовке наблюдений - попытке компенсации влияния реальной структуры МП сложным высотным распределениемтемпературы и плотности над солнечным пятном. Разделить влияние МП,температуры и плотности возможно только при наблюдении под разными углами, что требует проведения ежедневных наблюдений, возможныхтолько на специализированных солнечных инструментах.В Заключении диссертации сформулированы основные результатывыполненной работы и возможные направления ее продолжения и развития.23Глава 1.Атмосфера над солнечными пятнамиСолнечная атмосфера в целом представляет собой достаточнонеобычное образование.
Если внизу, на фотосфере, мы наблюдаем нормальные конвективные движения перегретой, частично ионизованной плазмы,и на первых 500 км высоты (отсчитываемой от положения оптического континуума с T 6000 К) наблюдается естественное падение температуры (доT 4000 К) за счет высвечивания, то выше происходит неожиданный росттемпературы до 1-2 МК. Такое поведение характерно для всей поверхностиСолнца, изменяясь лишь в линейных масштабах в зависимости от температуры на фотосфере и присутствия магнитных полей. На роль основных источников дополнительного нагрева атмосферы претендуют звуковые волны и магнитные поля.
Последние также дополнительно структурируют атмосферу (особенно верхних слоев), изменяя ее тепловой баланс и распределение плотности. Вследствие сложности и динамичности структуры и распределения физических параметров моделирование солнечной атмосферыпредставляет сложную вычислительную задачу и требует для проверкибольшого количества качественных наблюдательных данных. Исторически первыми моделями атмосферы были усредненные для всего Солнцаполуэмпирические, одномерные и однокомпонентные стационарные модели, основанные на сравнения расчетных и наблюдаемых интенсивностейлиний и непрерывного спектра в видимом диапазоне. В дальнейшем в модели добавили данные большого количества УФ спектральных линий, УФи ИК-континуумов и частично микроволновых данных (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
