Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Радиотелескоп РАТАН-600 как инструмент для солнечных исследований 24
1.1 Характеристики радиотелескопа РАТАН-600 24
1.2 Методика наблюдений эруптивных событий на РАТАН-600 28
1.3 Методика обработки наблюдательных данных 29
Глава 2. Особенности микроволнового излучения активных областей на Солнце перед мощными геоэффективными эруптивными событиями 32
2.1 Обзор ранее полученных результатов наблюдений 32
2.2 Геоэффективная вспышка 13.12.06 37
2.3 Геоэффективная вспышка 02.11.92 44
Глава 3. Микроволновые наблюдения NOAA 9236 - источника серии гомологических непродолжительных мощных вспышек 47
3.1 Структура, эволюцияNOAA 9236, вспышечное энерговыделение в период 24-26.11.2000 47
3.2 Результаты микроволновых наблюдений NOAA 9236 и вспышки M3.5/2N 25.11.2000 51
Глава 4. Исследование нестационарных процессов с длительной фазой затухания (LDE) 60
4.1 Комплексное исследование эруптивного события на диске 23.11.2000 65
4.2 Начальная фаза формирования постэруптивношаркады в событиях на лимбе 25.01 2007, 31.07.2004 и 2.12.2003 71
4.3 Физические условия в-постэруптивных аркадах на фазе затухания LDE-событий (2.11.1992, 22.10.2001, 28-29.12.2001) 96
Заключени е 114
Литература 116
- Методика наблюдений эруптивных событий на РАТАН-600
- Геоэффективная вспышка 13.12.06
- Результаты микроволновых наблюдений NOAA 9236 и вспышки M3.5/2N 25.11.2000
- Начальная фаза формирования постэруптивношаркады в событиях на лимбе 25.01 2007, 31.07.2004 и 2.12.2003
Введение к работе
Актуальность темы
Работа посвящена изучению эруптивных событий на Солнце - наиболее энергичных проявлений солнечной активности. Они включают в себя комплекс динамичных явлений: вспышки и формирование постэруптивных аркад, эруп-ции протуберанцев и корональные выбросы массы (СМЕ - Coronal Mass Ejection), корональные и хромосферные волны. В конкретных событиях некоторые из этих явлений могут быть выражены в большей или меньшей степени. Их взаимосвязь и механизмы запуска до конца не изучены, так же как и неясны их количественные закономерности и параметры плазмы. Главенствующий в настоящее время подход к исследованиям солнечных эруптивных событий основан на анализе СМЕ и связанной с ним вспышки как двух частей одного и того же нестационарного процесса.
Если постоянно существующие высокоскоростные потоки солнечного ветра из корональных дыр формируют коротирующие возмущения межпланетного магнитного поля, то внезапные СМЕ возмущают межпланетную среду в определенном телесном угле. Потоки электронов и ионов, ускоренных в эруптивных событиях до высоких энергий, могут внедряться в земную атмосферу. Возмущения в околоземном пространстве, магнитосфере и ионосфере Земли, возникающие под воздействием порождаемых эруптивными событиями на Солнце ионизирующих излучений, мощных радиовсплесков, прихода магнитных облаков, негативно воздействуют на высокотехнологичные системы и являются факторами риска для пилотируемых космических полётов и даже для дальней авиации. Эти важнейшие для современного человечества аспекты состояния окружающей среды, определяемые совокупностью перечисленных факторов, в последние годы называют «Космической погодой». Потенциальная геоэффективность солнечных эруптивных событий до настоящего времени также во многом неясна, как и физика происходящих в них процессов, что настоятельно требует их тщательного исследования. Этим определяется актуальность и практическая значимость данной работы.
Поскольку Солнце является ближайшей к Земле звездой, гелиофизиче-ские результаты удобно использовать для проверки астрофизических теорий и результатов лабораторных экспериментов. Процессы типа солнечной активности изучаются на звездах поздних спектральных классов. Наблюдения последних лет показали, что солнечные и звездные вспышки можно представить в одном ряду нестационарных процессов, различающихся по энергии. Изучение этих процессов в условиях различной силы тяжести и масштабов магнитных полей позволяет судить об общности тех или иных астрофизиче-
ских явлений.
Ранее вспышки на Солнце наблюдались в линии На как быстрые увеличения яркости небольшого участка в хромосфере над активной областью. Эта яркая область быстро превращалась в две святящиеся ленты, которые на заключительной стадии вспышки соединялись системой петель, заполненных холодной плазмой (Т ~ 104К). Такие послевспышечные петли лучше всего наблюдаются на фоне неба, когда вспышка происходит вблизи лимба. С началом наблюдений в мягком рентгеновском диапазоне было установлено, что основной процесс при вспышке - это формирование системы корональ-ных петель, заполненных горячей плазмой с температурой от нескольких до десятков МК. Солнечные вспышки характеризуются мощным энерговыделением. В ряде случаев постэруптивные аркады существуют от нескольких часов до суток и поднимаются на высоты порядка сотни тысяч км. Благодаря развитию космического приборостроения стали возможными недоступные на поверхности Земли наблюдения нижней короны в крайнем ультрафиолете (EUV). Данные наблюдений на телескопах этого диапазона, функционирующих на космических обсерваториях SOHO, TRACE, КОРОНАС-Ф, RHESSI, Hinode, предоставляют обширную информацию для исследований солнечных эрупций, вспышек и различных постэруптивных проявлений.
Наземные радиоастрономические наблюдения Солнца в диапазоне от миллиметровых до декаметровых длин волн дают информацию о строении солнечной атмосферы и развитии в ней физических процессов в широком диапазоне высот - от нижних слоев хромосферы до удаленных слоев короны, где формируется солнечный ветер. Исключительно важны наблюдения Солнца в микроволновом диапазоне на больших инструментах с высоким пространственным разрешением с анализом спектра и поляризации. Они дают информацию о механизмах радиоизлучения, параметрах тепловой плазмы и нетепловых электронов, величине магнитного поля в тех слоях солнечной атмосферы, где развиваются основные явления перед эруптивными событиями -перенос и накопление энергии, диссипация и трансформация нетепловых видов энергии в тепловую перед быстрым энерговыделением. Регулярные солнечные наблюдения позволяют обнаружить изменения физических условий и структуры плазмы в активных областях за несколько дней до эруптивных геоэффективных событий, что является основой для разработки физически обоснованных методов их прогноза. В совокупности с наблюдениями в других энергетических диапазонах, микроволновые радионаблюдения Солнца позволяют исследовать структуру и физические условия в постэруптивных долго-живущих высокотемпературных корональных петлях, что необходимо для
выяснения факторов, влияющих на межпланетную среду и определяющих потенциальную геоэффективность различных проявлений солнечной активности.
Эффективность радиоастрономических исследований Солнца определяется техническими характеристиками используемых инструментов. Сейчас в мире не существует радиотелескопа, который одновременно по пространственному, временному и спектральному разрешению, по диапазону, чувствительности и точности поляризационных измерений удовлетворял бы всем требованиям, необходимым для решения перечисленных выше задач. Поэтому важно сопоставление результатов наблюдений, получаемых на отдельных крупнейших радиоастрономических инструментах мира, работающих в микроволновом диапазоне - VLA, OVRO (США), радиогелиографе Nobeyama (Япония), ССРТ, РАТАН-600 и БПР (Россия), РТ-22 (Украина).
Среди перечисленных инструментов РАТАН-600 выделяется уникальными характеристиками, необходимыми для солнечных исследований: широкодиа-пазонностью (мм-дм), большой площадью собирающей поверхности, точностью поляризационных измерений, достаточно высоким пространственным разрешением (несколько секунд дуги на коротких сантиметровых волнах), высоким заполнением UV-плоскости антенны, позволяющим регистрировать радиоизлучение как компактных, так и протяженных объектов (всего солнечного диска), возможностью проводить регулярные (ежедневные) наблюдения Солнца не в ущерб другим астрофизическим программам. Эти характеристики антенны в сочетании с обеспечиваемым приемной системой одновременным получением данных во всем диапазоне спектра при высоком динамическом диапазоне позволяют исследовать многообразные солнечные явления, в том числе эруптивные.
Однако при наблюдении Солнца на РАТАН-600 с ножевой диаграммой направленности часто возникают трудности при отождествлении источников радиоизлучения, а также при исследовании быстропеременных источников из-за отсутствия режима слежения.
Разработано несколько методов получения двумерных изображений на РАТАН-600 одновременно на ряде волн и вариантов слежения за источником излучения, но регулярное применение таких режимов в солнечных наблюдениях сложно осуществить организационно на таком многопрограммном инструменте как РАТАН-600. На антенной системе радиотелескопа «Южный сектор + Перископ», которая регулярно используется для наблюдений Солнца, реализован способ многоволнового картографирования в многоазимутальных наблюдениях за счет изменения азимутального угла наблюдений
в течение дня. Практически такой метод позволяет получать сканы Солнца с интервалом в 4 мин в течение 4 часов [1], однако до настоящего времени этот режим наблюдений применялся лишь эпизодически.
Цель работы - выявление характерных особенностей эволюции и динамики корональных петель, формируемых при солнечных эруптивных событиях различной мощности, и их физических характеристик по спектрально-поляризационным наблюдениям в микроволновом диапазоне на РАТАН-600 с привлечением данных других энергетических диапазонов. Цель достигается на основе решения следующих задач:
выявление особенностей микроволнового излучения активных областей, проявляющихся за несколько дней до мощных вспышек, которые могут быть геоэффективными;
анализ результатов микроволновых наблюдений центра активности - источника серии мощных непродолжительных гомологических вспышек;
исследование параметров плазмы и физических процессов в постэруптивных аркадах на разных стадиях эруптивных вспышек с длительной фазой затухания (LDE).
Структура и объем диссертационной работы
Работа состоит из Введения, четырех глав и Заключения. Объем диссертации 120 страниц, в том числе 40 рисунков и 70 библиографических ссылок.
Методика наблюдений эруптивных событий на РАТАН-600
Выбор наблюдательного материала для достижения цели диссертационной работы - исследование характерных особенностей эволюции и динамики корональных петель, формируемых в процессе солнечных эруптивных событий различной мощности, и их физических характеристик по спектрально-поляризационным наблюдениям в микроволновом диапазоне на радиотелескопе РАТАН-600 с привлечением данных других энергетических диапазонов -определялся как значимостью самого события на Солнце для получения астрофизического результата, так и качеством и полнотой наблюдательных данных, полученных на РАТАН-600, на других радиоастрономических инструментах, в космических лабораториях и в наземных обсерваториях в различных диапазонах солнечного излучения. Использовался большой архив наблюдательных данных, полученных на РАТАН-600 за период, охватывающий более трех циклов солнечной активности, и текущие наблюдения Солнца. Анализировались эруптивные события, произошедшие как на лимбе, так и на диске. Для выявления особенностей микроволнового излучения активных областей (АО) за несколько дней до мощных эруптивных событий, анализировались ежедневные записи Солнца, полученные при наблюдениях в меридиане (события 13 декабря 2006г — вспышка класса Х3.4 и 2 ноября 1992г - вспышка класса Х9.0). В" случае совпадения времени наблюдений на РАТАН-600 с периодом развития эруптивного события (25 ноября 2000г) по наблюдениям в трех азимутах были получены спектрально-поляризационные характеристики микроволнового излучения активной области за 1 час до начала вспышки, за 9 мин до импульсной фазы вспышки и за 7 мин до окончания вспышки, которая произошла в период нахождения активной области в центре солнечного диска. Для исследования начальной фазы формирования постэруптивной аркады были выбраны события на лимбе (25 января 2007г, 31 июля 2004г и 2 декабря 2003г), когда наблюдения на РАТАН-600 выполнялись в нескольких азимутах с интервалом в 35 мин и 1 час, и первые наблюдения были проведены менее чем через полчаса после импульсной фазы вспышки. Для исследования микроволнового излучения постэруптивных аркад на стадии затухания нестационарного процесса анализировались данные наблюдений, выполненные через несколько часов после эруптивного события (2 ноября 1992г, 22 октября 2001г и 28-29 декабря 2001 г).
Для учета и исключения влияния систематических ошибок, возникающих при реализации многоазимутального режима наблюдений Солнца на Южном секторе с перископом, использовались результаты одновременных наблюдений стабильных радиоисточников в тех же азимутах, в которых наблюдались исследуемые активные области, связанные с эруптивными событиями. Для корректного определения интенсивности радиоизлучения исследуемых объектов учитывалось их положение на диске Солнца относительно центра диаграммы направленности антенны. При этом использовали как результаты расчета вертикальной диаграммы, выполненные в Группе антенных измерений САО, так и результаты экспериментальных исследований диаграммы РАТАН-600 (в частности, антенной системы «Южный сектор с перископом») по наблюдениям опорных объектов, а также Солнца в период минимума солнечной активности. Наблюдения Солнца на антенной системе «Южный сектор с перископом» проводятся в пассажном режиме. При прохождении Солнца через неподвижную диаграмму антенны одновременно на всех волнах используемого диапазона регистрируется интенсивность и поляризованная по кругу составляющая радиоизлучения Солнца (параметры Стокса I и V). Применяемая методика регистрации поляризованного излучения допускает одновременный прием как интенсивности I = I(R) + I(L), так и параметра Стокса V = I(R) — I(L). Поскольку исследованные в данной работе события относятся к разным периодам 1992-2007гг, то наблюдения Солнца на РАТАН-600 проводились с разными аппаратурными комплексами (см. раздел 1.1.). Цель обработки получаемых одномерных сканов Солнца - выделение на них локальных источников радиоизлучения (ЛИ) над уровнем излучения спокойного Солнца, отождествление их со структурами на Солнце и определение параметров ЛИ радиоизлучения - полного потока, эффективного размера, процента поляризации. Точность определения полного потока ЛИ в основном определяется точностью выделения его на скане Солнца. В центральной части диска уровень спокойного Солнца однозначно проводится на коротких сантиметровых волнах по отдельным участкам сканов, отождествленных с невозмущенными областями солнечного диска, лишенными активных образований - пятен, пор, флоккул, волокон. Для проведения профиля спокойного Солнца и выделения ЛИ в районе лимба использовали записи за ближайшие дни, когда, согласно оптическим наблюдениям, в течение нескольких дней на Солнце отсутствовали восходящие (заходящие) активные области. Обработка сканов проводилась с помощью программы «Work Scan» (Гараимов, 1997) по методике, изложенной в работе (Ахмедов и др., 1985). С помощью процедуры гаусс-анализа ЛИ разделялся на компоненты, отождествленные с отдельными структурами в активной области.
При вычислении размеров источников ширина выделенных гауссиан корректировалась исходя из предположения о том, что форма диаграммы направленности антенны также может быть представлена в виде некоторой эффективной гауссианы (Ахмедов и др., 1985). Используемая ширина диаграммы основана на результатах расчета и экспериментальных измерений по наблюдению опорных источников. При определении процента поляризации радиоизлучения исследуемых источников, расположенных у лимба, требовался учет и исключение паразитных сигналов на краю записи, обусловленных конфигурацией антенны. Форма и размер паразитных сигналов определялись статистически в результате сопоставления сканов, полученных в те дни, когда на Солнце отсутствовали восходящие (заходящие) активные области. Погрешность в определении процента поляризации радиоизлучения ЛИ составляла (0.5 - 1)%. Калибровка потоков ЛИ производилась, используя значения антенной температуры спокойного Солнца, полученных из наблюдений Солнца на РАТАН-600 в периоды минимальной солнечной активности, и используя коэффициенты перехода от антенной температуры к потоку (с учетом ширины источника на записи), полученные по наблюдениям опорного объекта - Крабо-видной туманности - на РАТАН.. Контроль полученных значений спектральной плотности потока ЛИ проводился с учетом значений интегральных потоков1 Солнца, измеренных на станциях, работающих в сети Служба Солнца. С учетом точности выделения ЛИ источников на записи и точности метода.калибровки метода погрешность в определении потока ЛИ составляла 15-20% на коротких волнах сантиметрового диапазона и 5-10% на длинных волнах. Точность координатной привязка солнечного скана с диском Солнца составляла Зсек дуги. Для контроля точности положения ЛИ на диске и его правильного отождествления с различными структурами на Солнце, видимыми на изображениях оптического диска, в линиях УФ-диапазона, ионизованного Са II, использовали сопоставление хорошо выделяемых на сканах поляризованных источников, отождествлеяемых с одиночными униполярными пятнами или наибольшими, пятнами в группах пятен, а также с яркими корональными точками, видимыми в УФ и ренгеновском диапазонах.
Геоэффективная вспышка 13.12.06
Последним мощным событием прошедшего 23-его цикла солнечной активности было событие 13 декабря 2006г. Исследование эволюции микроволнового излучения АО NOAA 10930 за период 8-16 декабря 2006, в которой и произошла мощная вспышка балла Х3.4/4В, сопровождавшаяся потоком высокоэнергичных протонов (более 100 МэВ, рис. 2.2.1) и вызвавшая ряд геоэффективных явлений (рис.2.2.2.), отражено в этом разделе по наблюдениям на События на Солнце с конца ноября 2006г до февраля 2007года - это «последний залп 23 цикла солнечной активности» (Язев и Савинкин, 2007). Несмотря на прогнозируемый на конец 2006г минимум цикла, в этот период на Солнце наблюдалось развитие комплекса активности, основным элементом которого на протяжении четырех оборотов являлась активная область (АО) с крупным пятном (рис. 2.2.3). В декабре в этой АО NOAA 10930 произошла серия вспышек, две из которых были высоких рентгеновских классов - X9.0/2N (5.12.06) и Х3.4/4В (13.12.06). Объектом исследования является геоэффективная вспышка Х3.4/4В, которая произошла через два дня после пересечения группой центрального меридиана, и в предвспышечный период АО находилась в центральной части диска, что позволило детально изучить динамику пятен и изменения в структуре группы накануне вспышки и сопоставить их с данными наблюдений в микроволновом диапазоне. Согласно данным GOES, после серии вспышек 5-7 декабря вспышечная активность в АО 10930 практически прекратилась до 13 декабря (рис. 2.2.4 (а, б)). Telescope (SOT) Hinode и TRACE (линия Са II) для периода 9-15 декабря, видно, что в компактной группе, состоявшей, в основном, из большого пятна с площадью 600-800 с.д.п., в этот период происходило развитие нового магнитного потока в пределах полутени основного пятна с ядром противоположной полярности. За три дня до вспышки 10 декабря начались заметные сдвиговые движения в группе пятен (shear), а с 12 декабря (накануне вспышки) - вращения основного пятна и окружающих его элементов против часовой стрелки -завихренность (vorticity).
Микроволновое радиоизлучение АО на ряде волн в диапазоне 1.8 - 5.0 см в рассматриваемый период ежедневно регистрировалось на РАТАН-600 при прохождении Солнца через неподвижную диаграмму антенны в семи азимутах в период времени (07:40-11:10) UT с интервалом в 35 минут. Ниже представлены спектры потоков источника радиоизлучения, связанного с NOAA 10930, полученные из наблюдений на РАТАН-600 для нескольких последовательных дней в меридиане, (рис. 2.2.6. и рис. 2.2.7.). Калибровка потоков производилась с использованием результатов наблюдения на РАТАН-600 опорных объектов - Луны и Краба, с учетом интегральных потоков радиоизлучения Солнца, измеренных на станции Nobeyama, и данных радиогелиографа NoRH на волне 1.76 см. Приведенные спектры за 8-11 декабря относятся к периоду всплывания и развития нового магнитного потока вблизи главного пятна, Вид этих спектров можно интерпретировать как результат наложения двух спектров - спектра радиоисточника, связанного с основным пятном группы, растущего с длиной волны в диапазоне 2-5 см, и спектра «пекулярного» источника с максимумом на 2.5-2.8 см. «Пекулярные» источники радиоизлучения были впервые обнаружены на РАТАН-600 в 1982 г и позднее неоднократно регистрировались в развитых вспышечно-активных группах пятен над областями максимального градиента фотосферного магнитного поля накануне больших (протонных) вспышек. отмечено существенное измене ние вида спектра 12 декабря накануне вспышки. На рис. 2.2.5. показан пример записи
Солнца на PAT АН на Я=3.2см в канале интенсивности (параметр Стокса /, красная кривая) и поляризации (параметр Стокса V, синяя кривая). Именно с этого дня началось заметное вращение пятен в группе. Резко растущий с длиной волны спектр отразил усилившиеся нетепловые процессы в АО накануне вспышки. В последующие дни после вспышки вид спектров соответствовал преимущественному излучению источника, связанного с основным пятном 1,5 2,0 2,5 3,0 группы
Результаты микроволновых наблюдений NOAA 9236 и вспышки M3.5/2N 25.11.2000
В ноябре 2000г наблюдения Солнца на РАТАН-600 проводились в режиме мониторинга. Наблюдения велись в меридиане в 09UT и в двух азимутах в 08 и 10UT. При прохождении Солнца через неподвижную диаграмму антенны регистрировалось радиоизлучение Солнца одновременно на 35 длинах волн в диапазоне 1.8-3 0см с анализом круговой поляризации. В наблюдениях использовался аппаратурный комплекс, разработанный в САО РАН (Богод и др., 1993). Пример записи Солнца на РАТАН-600 на волне 3.2 см, наложенной на изображение в линии ионизованного Са II, в период нахождения группы через центре диска, приведен на рис. 3.2.1. На рисунке видны локальные источники радиоизлучения, связанные с наиболее развитыми активными областями NOAA 9231, 9236 и 9240; отчетливо выделяются поляризованные компоненты, отождествляемые с головными пятнами этих групп (на коротких волнах 1.8-2.0 см степень поляризации составляет 95-100%). В ноябре 2000г проводились наблюдения Солнца также на радиогелиографе Nobeyama на волне 1.76см и на ССРТ на волне 5.2см. Эволюция микроволнового излучения АО 9236 на основе данных, полученных на этих двух радиотелескопах, в совокупности с данными РАТАН-600, рассмотрена в работе [11]. В день выхода группы на видимый диск 18 ноября наблюдался источник микроволнового излучения, знак поляризации которого соответствовал магнитной полярности хвостовой части группы. Центры источника в полном и поляризованном излучении примерно совпадали и находились еще над лимбом. С 19 по 22 ноября группа медленно эволюционировала, в основном сохраняя свою структуру. 19-20 ноября в микроволновом излучении наблюдались два источника с правой круговой поляризацией. 21 ноября начался процесс смены знака круговой поляризации - источник в хвостовой части группы стал лево-поляризованным. 23 ноября процесс смены знака поляризации микроволнового излучения завершился: источник имел типичное распределение поляризован ного излучения биполярной группы пятен, находящейся вблизи центра диска.
Моменты появления микроволнового источника в полном и поляризованном излучении и перехода от униполярного распределения поляризации к биполяр-ному соответствуют средним значениям характеристик для биполярных АО. Рис. 3.2.2. Корональные магнитограммы, полученные по данным NoRH (слева), ССРТ (справа) для 22 ноября 2000г. Сплошные (пунктирные) линии представляют изолинии степени поляризации, наложенные на магнитограмму продольного магнитного поля, свернутую с соответствующими диаграммами направленности радиотелескопов. По данным ССРТ и NoRH были построены карты распределения степени поляризации микроволнового излучения АО, которые для хвостовой части группы пятен можно рассматривать как карты магнитного поля на высотах генерации излучения (рис. 3.2.2.). Центры источников поляризованного излучения на обеих длинах волн сдвинуты к внешним частям группы корональным выбросом массы (рис. 3.2.3.). Наиболее существенные изменения структуры магнитных полей, в результате которых в АО 9236 произошла серия мощных солнечных вспышек, имели место в окрестностях головного пятна. Анализ данных Nobeyama и ССРТ показал, что эти процессы привели к изменениям свойств корональнои конденсации в целом, начиная с 24 ноября. На спокойной стадии развития активной области отношение яркостных температур на длинах волн 1.76см и 5.2см в источнике над хвостовой частью группы было близко к отношению этих температур для спокойной корональной конденсации в момент нахождения источника над
Начальная фаза формирования постэруптивношаркады в событиях на лимбе 25.01 2007, 31.07.2004 и 2.12.2003
Исследование в микроволновом диапазоне процесса формирования постэруптивной аркады в слабых событиях, связанных со вспышками класса С (GOES), представляет особый интерес. В отличие от более мощных событий, связанных со вспышками классов М или X (GOES), можно ожидать, что в слабых событиях вклад ускоренных частиц в микроволновое излучение будет минимальным, что позволит исследовать параметры плазмы в постэруптивных аркадах. 25 января 2007 г. Именно такое эруптивное событие произошло 25 января 2007г. на восточном лимбе, в ходе которого удалось пронаблюдать на РАТАН-600 постэруптивную аркаду, начиная от ранней фазы ее формирования [6]. В январе 2007 года солнечные наблюдения проводились ежедневно на РАТАН-600 в небесном меридиане и 6 азимутах с временным интервалом в 35 минут в 07:44, 08:18, 08:48, 09:26 (местный полдень), 10:00, 10:34 и 11:08 ЦТ. Времена наблюдений отмечены вертикальными линиями на рис. 4.2.1. Слабая вспышка С6.3 (GOES) произошла в группе NOAA 10940 за восточным лимбом, микроволновое излучение которой регистрировалось лишь на следующий день. Это обстоятельство обеспечило благоприятные условия для изучения микроволнового излучения постэруптивной аркады, связанной с эруптивным событием на восточном лимбе. Первые наблюдения на РАТАН-600 были На рис. 4.2.2.(a-g) показан пример одномерных солнечных сканов, полученных на РАТАН-600 (параметр Стокса I) на волне 2.9 см в разных азимутах. На рис. 4.2.2.(d) солнечный скан наложен на изображение SOHO EIT в линии железа 195 А (негатив). Положение солнечного изображения изменено в соответствии с наблюдениями на РАТАН-600. Сканы показывают на востоке выполнены через 30 минут после максимума вспышки. ассоциирующийся с постэруптивной аркадой, и другой источник на западном лимбе, связанный с заходящей активной областью NOAA 10390.
Контроль координатной привязки сканов и солнечного диска производился с учетом положений источников поляризованного излучения, связанных с яркими точками в линии 195 А в центральной части диска, и с головным пятном в группе NOAA 10939 на западном лимбе. Точность привязки - 5 сек дуги. Хорошо видно, что интенсивность радиоисточника над восточным лимбом падает со временем. На рис. 4.2.2.(h) приведена часть скана в районе восточного лимба, полученная на самой короткой длине волны действующего диапазона 1.84 см (/и V) в 09:26 UT. Можно заметить наличие двух компонент залимбового радиоисточ ника (отмечены стрелками), которые удалось разрешить благодаря высокому пространственному разрешению антенны на этой длине волны. Для надежного выделения залимбового источника на солнечных сканах (25 января) над уровнем спокойного Солнца использовали сканы за предыдущий день (24 января), когда отсутствовали радиоисточники около восточного лимба. На рис. 4.2.3.(a-f) представлена последовательность залибовых радиоисточников (в относит, единицах), выделенных на сканах на волне 2.9см в канале /, наложенных на изображение постэруптивной аркады в линии 195 А. Рис. 4.2.2. Одномерные сканы Солнца (РАТАН-600) на волне 2.9 см, полученные в разных азимутах; (d) Наложение одномерного скана Солнца (параметр Стокса 7) на изображение Солнца в линии 195 A Fe XII (SOHO/ EIT) в 9:24 UT (негатив). Крест со стрелками в правом нижнем углу показывает ориентацию солнечного диска, (h) Восточная часть сканов
Солнца на волне 1.8 см (параметры Стокса I и V) в 09:26 UT. Стрелки указывают на 2 компоненты радиоисточника за лимбом. Прерывистая линия - лимб Солнца. На рис. 4.2.4. как и на рис. 4.2.3. представлена эволюция постэруптивной аркады в линии 195А. Положение изображения Солнца изменено в соответствии с направлением сканирования при наблюдениях на РАТАН-600. Верти кальные сплошные линии на рис. 4.2.4. показывают положение максимума интенсивности залимбового радиоисточника, штриховыми линиями показано положение второй компоненты радиоисточника (когда ее можно выделить на записи). Изображения аркады (195A SOHO/EIT) даны на самое близкое время к наблюдениям на РАТАН-600. Яркий диффузный источник можно видеть вблизи восточного лимба в 07:36 и 07:48 UT. Первая петельная система "1" видна в следующем наблюдении на РАТАН-600 в 08:18 UT (рис. 4.2.4.(с)). Положение петельной системы "1" в линии 195 А (рис. 4.2.4.(c-h)) в плоскости неба соответствует изменению высоты над фотосферой от 25000 км (08:12 UT)
