Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Особенности структуры корональной плазмы над 8-конфигурацией магнитного поля ао и интенсивность вспышечных событий 22
1.1. Введение 22
1.2. Солнечные вспышки по данным «коронас-ф» 23
1.3. Результаты радионаблюдений ао noaa 9501 25
1.4. Результаты радионаблюдений ао noaa 0720 32
1.5. Результаты радионаблюдений ао noaa 9601 36
1.6. Выводы 43
Глава 2. Развитие критерия танака-эноме. Диагностика вспышечно-активных областей и прогноз 44
2.1. Введение 44
2.2. Исследование ао noaa 0484 и 0486+488 50
2.2.1. Анализ спектрально-поляризационных характеристик ао noaa 0484 и 0486 + 0488 по критерию танака-эноме 56
2.3. Исследование ао noaa 0720 61
2.3.1. Анализ спектрально-поляризационных характеристик ао noaa 0720 по критерию танака-эноме 65
2.4. Исследование ао noaa 9591 68
2.4.1. Анализ спектрально-поляризационных характеристик ао noaa 9591 по критерию танака-эноме 70
2.5. Сопоставление рентгеновских и радионаблюдений вспышки 23.10.2003.г 72
2.6. Выводы 78
Глава 3. Анализ квазипериодических колебаний области нулевой поляризации в циклотронных источниках микроволнового излучения 80
3.1. Введение 80
3.2. Метод исследований 83
3.3. Реализация мето да 88
3.4. Перспективы развития метода
3.5. Выводы
Заключение 103
Литература 105
- Результаты радионаблюдений ао noaa 9501
- Анализ спектрально-поляризационных характеристик ао noaa 0484 и 0486 + 0488 по критерию танака-эноме
- Сопоставление рентгеновских и радионаблюдений вспышки 23.10.2003.г
- Перспективы развития метода
Введение к работе
Активная область (АО) - одно из основных проявлений солнечной активности, возникающее в атмосфере Солнца. Процессы, протекающие в АО можно разделить на эволюционные (медленные) и спорадические (вспышеч-ного характера). Очевидно, что любое явление, наблюдаемое в АО, следует рассматривать как совокупность взаимосвязанных процессов, которые требуют изучения во всем диапазоне электромагнитного излучения. Задачей фундаментальных исследований является выяснение физической природы динамических процессов, поиск источников энергии и механизмов ее высвобождения. Практическая значимость таких исследований связана с АО, в которых происходят солнечные вспышки. Они генерируют потоки высокоэнергичных частиц, рентгеновское и гамма-излучение, следовательно, во многом определяют режим Космической погоды в окрестностях Земли.
Задача оперативного выявления АО, потенциально способных продуцировать мощные вспышечные события, носит важный диагностический характер, однако она, до сих пор не имеет удовлетворительного решения. Многочисленные предвестники вспышечной активности можно обнаружить во всем диапазоне электромагнитного излучения, включая и радионаблюдения. Преимущества наблюдений в радиодиапазоне состоят в том, что они дают возможность наиболее полно исследовать структуру и свойства корональних магнитных полей (КМП), которые определяют условия развития вспышки, в том числе условия генерации и ускорения заряженных частиц. Особенности КМП вспышечно-активных областей проявляются в структуре локальных ис-
точников (л. и.) S-компоненты радиоизлучения. Таким образом, исследуя л.и. можно, ожидать выявления признаков вспышечно-активных областей.
В настоящее время известен ряд прогностических критериев вспышеч-ной активности по наблюдениям в радиодиапазоне. Но многие из них обнаруживают противоречивый характер, что требует, по меньшей мере, уточнения и их конкретизации для практического использования в прогнозе вспы-шечных процессов. Среди известных методов хорошо зарекомендовал себя так называемый критерий Танака-Эноме [1, 2]. Однако физическое понимание его параметров до конца не определено [3], поэтому очевидна актуальность дальнейшего развития этого метода.
Другое направление нашей работы связано с анализом колебательных процессов, так как большинство проявлений солнечной активности имеют колебательную динамику. Исследования последних лет показали, что анализ колебательных процессов на Солнце открыл новую страницу в диагностике параметров, как самых внешних слоев солнечной атмосферы, так и его внутреннего строения. В солнечной короне разнообразные осцилляционные процессы проявляются практически во всех спектральных диапазонах. Эффективность и целесообразность радиоастрономического метода исследования так называемых квазипериодических колебаний уже достаточно очевидна [4, 5]. Особая ценность радиоастрономического метода в данном случае состоит в том, что появляется возможность анализировать колебания магнитного поля в короне, где ограничено применение других методов.
Все вышесказанное и определяет актуальность настоящей работы, которая заключается в использовании широкого частотного диапазона и высокого пространственного разрешения, что позволяет изучать параметры солнечной короны АО в большом интервале высот. Такое исследование должно способствовать как выяснению физической природы вспышечных процессов, так и созданию на базе этого методов прогноза с более высокой степенью оправ дываемости.
Цель работы - развитие представлений о структуре и эволюции л.и. радиоизлучения АО, разработка на этой базе новой феноменологической модели активной области, способной продуцировать мощные вспышечные события, и совершенствование методов диагностики вспышечно-активных областей.
Цель достигается на основе решения следующих задач:
исследование по наблюдениям в радиодиапазоне структуры и эволюции короны активных областей, в которых происходят вспышки;
классификация источников микроволнового излучения таких АО на основе выделения пекулярных деталей;
установление зависимости между типом источника и интенсивностью вспышечного события;
выявление особенностей спектра общего потока радиоизлучения АО перед мощными вспышечными событиями;
уточнение характеристик вспышечно-активных областей и исследование физической природы параметров критерия Танака-Эноме;
исследование квазипериодических колебаний коронального магнитного поля над АО по наблюдениям в сантиметровом диапазоне.
Научная новизна работы заключается в следующем:
Впервые найден подход к разработке новой классификации л.и. радиоизлучения АО на основе выделения пекулярных деталей.
Выделен новый тип источников микроволнового излучения - петельная структура над крупномасштабной 6-конфигурацией магнитного поля в АО.
На основе комплексного анализа наблюдений ряда АО впервые исследована зависимость между интенсивностью происходящих в них вспышечных событий в рентгеновском и гамма-излучении и типом источников микроволнового радиоизлучения.
Впервые показано, что усиление интенсивности излучения в коротковолновом диапазоне спектра объясняется тем, что большую роль в излучении вспышечно -активных областей играют петельные структуры, что объясняет физическую природу параметров критерия Танака-Эноме.
На основе сопоставления наблюдений в рентгеновском и радио диапазонах показано, что наличие в магнитосфере активных областей плазмы с повышенной температурой (горячие петли) даёт новый диагностический критерий высокой вспышечной активности.
Предложен и реализован новый радиоастрономический метод анализа квазипериодических колебаний координаты точки смены знака поляризации в излучении АО. С помощью нового метода определены различные периоды (6-30т), которые ранее уже были обнаружены с применением других методов.
Получены новые наблюдательные свидетельства, что обнаруженные периоды связаны с общей магнитосферой АО и слабо зависят от тонкой морфологической структуры.
Научная и практическая значимость работы заключается в развитии методов анализа характеристик активных областей на Солнце по их радиоизлучению в микроволновом диапазоне. Исследование радиоизлучения ряда АО, выполненное на основе наблюдений на Большом пулковском радиотелескопе (БПР), РАТАН-600 и Сибирском солнечном радиотелескопе (ССРТ), с привлечением наблюдений в рентгеновском, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах позволило уточнить оценки физических параметров корональной плазмы над вспышечно-активными областями, выявить основные зависимости между характером эволюции АО и вспышечными событиями, определить особенности радиоизлучения локальных источников и их связь с интенсивностью вспышечных событий. Полученные результаты уточняют представления о модели «магнитосферы АО» [6] и могут быть ис-
пользованы для повышения эффективности существующих методов прогноза вспышечной активности.
Применение нового радиоастрономического метода анализа поляризационных наблюдений АО позволило обнаружить пространственно-временные изменения слабого (~ 20 Гс) коронального магнитного поля на высотах ~ 100 тыс. км над фотосферой. Реализация предложенного метода по наблюдениям на ССРТ с привлечением наблюдений РАТАН-600 для оценки спектрально-поляризационных характеристик нескольких АО продемонстрировала хорошее согласие обнаруженных периодов колебаний с оценками, полученными с применением других методов.
Структура и объем диссертационной работы
Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения и списка цитируемой литературы, содержащего 103 наименования. Общий объем 117 страниц (из них 105 страниц основного текста, 12 страниц списка литературы). Диссертация включает 41 рисунок и 2 таблицы.
На защиту выносятся:
Полученный на основе радионаблюдений вывод о специфической особенности петельной структуры короны над 6-конфигурацией магнитного поля пятен, представляющей собой сильно вытянутую (casp-shaped) петлю, концы которой закреплены в разнополярных ядрах основного пятна.
Вывод о том, что физический смысл спектральной части критерия Танака-Эноме (усиление интенсивности коротковолнового излучения) заключается в преобладании в общем излучении вспышечно-активных областей петельных структур, расположенных над 5-конфитурацией магнитного поля АО. Физический смысл другой части критерия (структура поляризован-
ного излучения) объясняется сложной топологией магнитного поля АО, что с большей степенью проявляется в коротковолновом диапазоне.
Новый метод оценки относительного содержания горячей плазмы, удерживаемой в магнитосфере комплексов активности как в момент послевсплескового уярчения, так и в период спокойной эволюции. Показано, что в магнитосфере активных областей сосуществуют области с обычной корональной температурой (1-3)-106 К и петельные структуры с более плотной плазмой, разогретой до (5-10)-106 К. Доля горячей компоненты не превышает 50%.
Новый радиоастрономический метод анализа квазипериодических колебаний магнитного поля в АО Солнца, в основе которого лежит характерное для источников S-компоненты явление инверсии знака круговой поляризации в области квазипоперечного распространения.
Содержание работы
Результаты радионаблюдений ао noaa 9501
К АО NOAA 9591, анализ характеристик которой приведен в 2.4, строго говоря, критерий Танака-Эноме не может быть применен, т.к. ее размеры меньше тех, которые оговорены в критерии. Однако оказалось, что ее характеристики удовлетворяют всем пунктам критерия. Это позволяет сделать вывод о том, что критерий Танака-Эноме имеет более глубокий смысл и отражает фундаментальные особенности структуры и физические параметры корональной плазмы над вспышечно-активиыми областями, независимо от их размеров.
Согласно критерию, активным областям, продуцирующим мощные вспышки, присуще усиление коротковолнового излучения. Известно, что для интегрального потока большинства АО характерно наличие максимума в диапазоне 3-10 см. Как показано ранее в [14], основными деталями л.и. являются циклотронные (пятенные) и источники типа гало, расположенные в вершине магнитосферы. Суммарный (интегральный) спектр определяется вкладом этих деталей в общее излучение АО, их яркостью и степенью прозрачности гало, через которое просвечивают ниже расположенные пятенные источники. Усиление коротковолнового излучения вспышечно-активных областей может означать увеличение либо (а) вклада тормозного (free-free), либо (б) циклотронного излучения пятенных деталей, при увеличении напряженности магнитного поля в АО.
Физический смысл критерия Танака-Эноме, касающийся структуры поляризационного излучения, объясняется сложной топологией магнитного поля на уровне фотосферы (5-конфигурация). Соседство близко расположенных разнополярных пятен, в сильных магнитных полях над которыми возникают источники циклотронного излучения разного знака, при одномерном разрешении может приводить к образованию изображения, названного в критерии -конфигурацией. Такая ситуация будет проявляться скорее всего в коротковолновом диапазоне, в частности на волне 3.2 см, где согласно [15] вклад деталей пятенного происхождения в общее излучение л.и. увеличивается по сравнению с более длинными волнами.
Параграф 2.4 посвящен исследованию наблюдений мощной вспышки балла Х5, которая произошла 23.10.2003 г. в активной области NOAA 0486, а также последующих наблюдений комплекса активности NOAA 0486+0488 на БПР. С целью уточнения природы излучения корональной плазмы мощных АО на примере наблюдения различных стадий активности было выполнено сопоставление результатов наблюдений в радиодиапазоне и наблюдений в мягком рентгене (спутники GOES) [16].Сопоставление оценок меры эмиссии (ЕМ), сделанных по наблюдениям в рентгеновском и радио диапазоне, показало их значительное различие для фазы максимума всплеска и фазы PBI. Это означает, что оценки сделаны в неправильном предположении о тепловой природе излучения. В фазе максимума всплеска преобладают нетепловые механизмы радиоизлучения. На фазе PBI и в спокойном состоянии активной области оценки ЕМ в обоих диапазонах могут быть согласованы в рамках модели горячих петель, погруженных в более холодную окружающую плазму. Значительное увеличение интенсивности радиоизлучения комплекса активности NOAA 0486+0488 в последующие дни позволяет предположить, что его спокойное состояние (в периоды между мощными вспышками и всплесками) подобно непрерывному всплесковому (вспышечному) состоянию, которое наблюдалось для вспышки 23.10.2003 г.
В Главе 3 предложен и реализован новый подход к анализу квазипериодических колебаний коронального магнитного поля в активных областях Солнца. Он дает возможность (в отличие от большинства методов) исследо вать КПК магнитного поля в короне на расстояниях от фотосферы Солнца до 105 км. Метод основан на известном явлении инверсии знака круговой поляризации при распространении радиоизлучения через QT-область квазипоперечного магнитного поля. Предложенный метод был реализован по наблюдениям на ССРТ (к = 5.2 см) и способен обеспечить высокую точность (несколько Гс) для обнаружения пространственно-временных изменений слабого ( 20 Гс) коронального магнитного поля.
Параграф 3.1 посвящен истории развития исследований солнечных осцилляции. Точность этих исследований постоянно возрастала по мере ввода в эксплуатацию новых инструментов. Поскольку в настоящее время исследования колебательных процессов в локальных источниках на Солнце ведутся в различных диапазонах, отмечается, что применение радиоастрономических наблюдений дает информацию о хромосфере и короне, где использование оптических наблюдений имеет серьезные ограничения.
В 3.2 дано описание нового радиоастрономического метода исследования колебательных процессов. В основу метода положено известное явление смены знака поляризованного излучения при прохождении активной области через центральный солнечный меридиан [17, 18] и основанная на нем теория [19]. Предлагаемый метод базируется на определении координаты нулевой точки и ее изменений со временем в период смены знака поляризации излучения циклотронной (пятенной) детали в структуре источника S-компоненты при прохождении через QT-область. Обнаруженные колебания интерпретированы как колебания слабых корональных магнитных полей на большом удалении от фотосферы. Согласно [20] при спектральных наблюдениях метод позволяет получить целый набор характеристик, а именно, высоту КМП над фотосферой, напряженность поля и его направление.
Анализ спектрально-поляризационных характеристик ао noaa 0484 и 0486 + 0488 по критерию танака-эноме
Из сделанного обзора видно, что критерии, предложенные разными авторами, обнаруживают противоречивый характер. Поэтому необходимы дальнейшие исследования как экспериментальные, так и теоретические. Уточнение критериев вспышечной активности с целью выяснения физической природы вспышечных процессов будет способствовать разработке методов более точного прогноза.
Одним из важных условий для решения поставленной задачи является регулярность наблюдений. Не имея последовательных непрерывных рядов наблюдений, невозмолсно оценить динамику тех процессов, которые могут иметь место в АО в период до и после вспышек.
Учитывая вышесказанное, для решения поставленной задачи были выбраны инструменты - БПР и РАТАН-600 [67]. На этих инструментах ведутся регулярные спектрально-поляризационные наблюдения Солнца, с пространственным разрешением достаточным, чтобы можно было выделить излучение отдельной АО и даже ее деталей, волновой диапазон этих инструментов от 2 до 20 см равномерно заполнен. Таким образом, по наблюдениям на этих инструментах для каждой АО формируется целый набор параметров, особенности изменений которых можно оценивать. Важно отметить, что БПР и РАТАН-600 оказались идеальными инструментами для исследований с помощью критерия Танака-Эноме, поскольку весь необходимый для критерия материал может быть получен с помощью одного из этих инструментов одновременно. В то время как авторы критерия пользовались данными двух разных интерферометров. Методика обработки наблюдений на БГТР [25, 67] позволяет оперативно произвести исследование наблюдаемой АО и получить информацию о происходящих в ней процессах.
Выявление особенностей спектрально-поляризационных характеристик радиоизлучения активных областей на Солнце можно производить путем сопоставления с результатами статистических исследований, на основе которых установлены среднестатистические параметры этих характеристик, и указан ряд закономерностей в их поведении. По наблюдениям на БПР подобные исследования выполнены различными авторами [3, 39, 64, 65] и обобщены в работе Гельфрейха Г.Б. и др. [66], где сформулированы результаты многолетних наблюдений на БПР. С вводом в действие РАТАН-600, пространственное разрешение которого выше, чем у БПР, появилась возможность исследовать структуру л.и. и оценить вклад отдельных деталей в общее излучение, что необходимо для понимания физической природы критерия Танака-Эноме. Кроме того, можно уточнять некоторые детали, используя наблюдения других наземных инструментов и космических аппаратов с целью адекватной интерпретации наблюдательного материала.
Ниже приведены результаты исследования нескольких АО с анализом их спектрально-поляризационных характеристик по критерию Танака-Эноме. Все выбранные активные области отличались высокой вспышечной активностью: 1) Прохождение по диску Солнца в октябре-ноябре 2003 г. АО NOAA 0484 и 0486 + 0488 характеризовалось рядом экстремальных значений параметров как на Солнце, так и в магнитосфере Земли. В этих АО наблюдался целый ряд сильных вспышек (рентгеновского класса X), что само по себе является редким событием [13]. 2) АО NOAA 0720 (январь 2005 г.) стала источником четырех рентгеновских вспышек класса X, одна из которых имела аномально жесткий спектр излучения [36].3) АО NOAA 9591 (август 2001 г.) представляла собой л.и., отличающийся повышенной яркостью и активностью [39, 63] по сравнению со среднестатистическими параметрами для источников подобного класса. Кроме того, в этой АО (также как: и в АО NOAA 0720) произошла рентгеновская вспышка с аномально жестким спектром излучения (по наблюдениям на КОРОНАС-Ф).
В период с 17 октября по 3 ноября 2003 г. по диску Солнца одна за другой прошли две АО - NOAA 0484 и NOAA 0486 + 0488, которые следует отнести к крупнейшим в 23-м цикле солнечной активности. Как правило, появление таких больших АО характерно для ветви спада цикла. Необычным явилось то, что подобные АО возникли практически одновременно на диске. В максимуме развития площадь (S ) каждой из этих групп пятен достигала 2000 м. д. п.
Обе АО отличались высокой активностью, проявлявшейся в виде вспышек и событий типа коронального выброса массы (СМЕ). Всего за период наблюдений в них было зарегистрировано 208 вспышек, в том числе 6 вспышек балла 2 - 4В и 7 событий СМЕ.
Условия наблюдений на БПР были наиболее благоприятны для изучения АО NOAA 0484. Она была хорошо изолирована от других АО и морфологически очень компактна. Исследования АО NOAA 0486 на БПР удалось провести только в период 22-26 октября, поскольку с 27 октября эта АО наблюдалась в сумме с появившейся на диске и быстро развившейся АО NOAA 0488, площадь которой сравнима с площадью АО NOAA 0486. Поэтому результаты измерений будут приведены как суммарные для этих двух АО. На рис. 2.1 показано как выглядели эти комплексы активности на уровне фотосферы в момент их нахождения на центральном солнечном меридиане. На рисунке 2.2 представлена эволюция плотности потока излучения (Fj) л.и. обеих АО вместе с эволюцией площади групп пятен (SP). Анализ этих кривых показал хорошую корреляцию зависимости Ft от времени с SF. Исключение составили наблюдения 23 октября, которые попали на момент послевспышечного уярчения в АО NOAA 0486. В максимуме всплеска за час до наблюдений на БПР, величина потока на микроволнах достигла величины 104 с. е. п. В остальные дни фиксировалось радиоизлучение, которое можно было охарактеризовать как квазиспокойное, ибо флуктуации Fs день ото дняне превышали средней точности измерений на БПР, составляющей 20%.
Результаты наблюдений плотности потока представлены также еще в виде спектра (см. рис. 2.3). Для уточнения характера спектра, полученного на БПР, были использованы данные наблюдений, полученные на малом зеркале с низким пространственным разрешением на волне 10.7 см в The Dominion Radio Astrophysical Observatory at Penticton, Canada. Сравнение оказалось возможным только для NOAA 0484 в период ее преобладания на диске с 17 по 20 октября. В этот период поток АО был измерен как превышение над уровнем, который имело значение общего потока Солнца до восхода этой АО. Хорошо заметно, что внесение дополнительной точки единообразно меняет характер спектра в диапазоне 6-20 см (пунктирная линия). Результат, полученный для 17 октября следует отнести за счет ошибок измерений на длинной волне 20 см, точность которых вблизи лимба по наблюдениям на БПР падает вследствие трудностей при разделении скана на В и S-компоненту.
Сопоставление рентгеновских и радионаблюдений вспышки 23.10.2003.г
За последние десятилетия накопилось множество свидетельств существования в солнечной короне разнообразных колебательных процессов, охватывающих практически все спектральные диапазоны: оптический, радио, ультрафиолетовый и рентгеновский, вплоть до самого жесткого. Выявленные временные масштабы периодов колебаний чрезвычайно разнообразны и лежат в пределах от десятых и даже сотых долей секунды до нескольких тысяч секунд. Исследование колебаний в солнечной атмосфере открыло новую страницу в физике Солнца, определив, в частности, новую отрасль астрономических исследований, получившую название «гелиосейсмология». Возможно, что первые признаки солнечных осцилляции обнаружил Пла-скетт (1916), когда он наблюдал флуктуации доплеровского смещения при измерении скорости вращения Солнца на уровне фотосферы. Однако неясно, были ли флуктуации истинно солнечные, или они были обусловлены эффектами в земной атмосфере. Солнечное происхождение этих флуктуации установил много позднее Харт (1954, 1956 гг.) [74]. Первые достоверные колебания солнечной фотосферы были выполнены Лейтоном [75]. Он обнаружил периодические колебания величины локальной доплеровской скорости с периодом порядка 300 сек (5 мин.) и продолжительностью в несколько периодов. Поразительно также, что Лейтоном была отмечена значимость использования наблюдаемых колебаний для исследования свойств солнечной атмосферы (т.н. зондирование).
Важность изучения различных осцилляционных процессов и причин их возникновения в качестве уникального средства для исследования структуры и динамики активных областей в глубоких, непосредственно ненаблюдаемых слоях Солнца, не вызывает сомнений [76-79]. В конце 60-х годов квазипериодические флуктуации интегрального потока радиоизлучения Солнца на длине волны 3 см обнаружила группа радиоастрономов НИРФИ при Горьковском университете [53-54]. Полученные периоды 210-320 сек, которые были интерпретированы авторами как периодические колебания Лейтона [75] в фотосфере.
Важным этапом в исследованиях периодических колебаний следует признать использование РИМБа (Радиоинтерферометр с малой базой), разработанного в Пулкове [80]. Такие наблюдения, дополненные (по сравнению с [53-54]) анализом круговой поляризации, позволили исключить основной источник помех - земную атмосферу. Таким образом, были получены достоверные подтверждения того, что основным источником квазипериодических колебаний в сантиметровом радиоизлучении являются локальные источники активных областей Солнца [81].
В последующие годы было опубликовано значительное число работ, в которых описывались различные типы осцилляционных процессов и были выявлены периоды разных временных масштабов [6], 82-90]. Введение в строй радиогелиографа Нобеяма положило начало новому этапу в исследовании колебательных процессов локальных источников на Солнце [4]. Двумерное пространственное разрешение около 10" открыло новые перспективы в анализе подобных процессов в солнечной атмосфере радиометодами. В частности, появилась возможность более информативно (одновременно в канале интенсивности и в канале поляризации) исследовать широко известные трех и пятиминутные колебания в солнечных пятнах [85-86]. Важная особенность радионаблюдений - их продолжительность и непрерывность (несколько часов в день). Это принципиальное отличие от оптических методов, ограниченных как в продолжительности периода анализа, так и подверженности влиянию погодных условий [5-6].
С запуском космического телескопа TRACE стало возможным исследование верхней атмосферы Солнца с высоким пространственно-временным разрешением. По наблюдениям в ультрафиолетовом диапазоне удалось не только определить период колебаний корональных петель, составляющий около 5 минут [87], но также амплитуду и добротность колебаний. Величина найденного периода указывает на возможную связь колебаний корональных петель с глобальными колебаниями Солнца. Однако, тот факт, что колебания корональных петель наблюдались после сильной вспышки, позволяет дать другую интерпретацию и предположить их взаимосвязь с ударной волной от вспышки. На взаимосвязь колебательных процессов в солнечной атмосфере со вспышками указывают и многие другие наблюдательные факты [88-90]. Совпадение периодов колебаний различных нестационарных процессов в атмосфере Солнца может свидетельствовать об их взаимосвязи, поэтому определение значений характерных периодов является неотъемлемой частью решения проблемы поиска общих механизмов возникновения осцилляции.
Радиоастрономическими методами магнитные поля на Солнце исследуются путем изучения поляризованного радиоизлучения. Преимуществом радиоастрономических наблюдений является то, что они дают информацию о магнитном поле и других параметрах плазмы на уровне короны или нижней хромосферы, где использование оптических наблюдений имеет серьезные ограничения. В настоящей работе разработан новый метод исследований колебательных процессов коронального магнитного поля активных областей на основе изучения временных вариаций процесса инверсии знака круговой поляризации теплового гирорезонансного излучения, генерируемого в короне над солнечными пятнами. Эффективность такого анализа можно ожидать исходя из теории распространения радиоволн в области поперечного магнитного поля, из которой следует зависимость степени круговой поляризации от параметров плазмы, в частности, направления магнитного поля. Новый метод был реализован на основе наблюдений Солнца на ССРТ. Этот радиотелескоп обладает высоким пространственным разрешением и может обеспечить длительные регулярные наблюдения.
Перспективы развития метода
Метод исследования колебаний КМП был реализован по наблюдениям на ССРТ, работающем на волне 5.2 см, что позволило анализировать довольно ограниченную-область КМП в пределах (6-30) Гс, Известно, что спектральные наблюдения значительно расширяют границы исследований, особенно в сторону больших значений напряженности КМП (100-200) Гс, если использовать наблюдения на волнах короче 5 см. Начиная с 1999 г. такая возможность предоставляется в связи с увеличением временного разрешения РАТАН-600, способного вести наблюдения Солнца в режиме квазислежения со скважностью 4Ш. Исследование колебаний на разных частотах позволит решить вопрос, меняются ли параметры этих колебаний в зависимости от высоты QT-области над фотосферой.
Другой путь развития метода открывается, если использовать эффекты влияния QT-распространения на характер поляризации межпятенного излучения, источником которого является плазма в вершине магнитосферы АО (деталь структуры типа гало). Изначально метод был разработан применительно к источникам циклотронного излучения (пятенные детали). Переложение метода на источник типа гало расширяет возможности исследования колебаний слабого (неск. Ге) коронального поля в вершине магнитосферы. Можно ожидать, что при этом параметры колебаний (период и амплитуда) будут измерены с более высокой точностью, т.к. время реализации в этом случае увеличивается в 4-5 раз, поскольку точка V-0 наблюдается на циклотронном источнике на протяжении суток, а на источнике типа гало - ±2.5 дня от момента прохождения через центральный солнечный меридиан. На рисунке 3.11 представлен Фурье-спектр колебаний точки V=0 для источника типа гало в структуре АО NOAA 8230, полученный по наблюдениям 04.06.1998 г., т.е. на следующий день после аналогичных измерений на пятенном источнике этой же АО. Сопоставление этих спектров показывает, что его характер меняется незначительно как в отношении частоты основных гармоник, так и их амплитуды. Заключения о природе обнаруженных колебаний, а также о физических параметрах магнитосферы АО, будут уточняться по мере накопления результатов исследований изложенным здесь методом.
Проведено исследование структуры и эволюции солнечной короны активных областей по наблюдениям в радиодиапазоне. На основе сопоставления особенностей корональной структуры и интенсивности вспышечных событий, происходивших в рассматриваемых АО, выделен новый тип источников микроволнового излучения. Показано, что при наличии в АО крупномасштабной 5-кон фигурации магнитного поля над ней образуется сильно вытянутая (casp-shaped) петля, концы которой закреплены в разнополярных ядрах 5-кон фигурации магнитного поля. Выявлено, что наличие такой структуры в короне АО определяет вероятность возникновения мощных протонных вспышек. Полученные результаты дают подход к разработке новой классификации л.и. радиоизлучения АО на основе выделения пекулярных деталей и совершенствованию методов прогноза вспышечной активности.
Комплексный анализ спектрально-поляризационных характеристик АО, продуцировавших мощные протонные вспышки, показал, что петельные структуры играют большую роль в излучении вспышечно-активных областей. Именно наличие подобных структур объясняет усиление интенсивности излучения вспышечно-активных областей в коротковолновом диапазоне спектра.
По наблюдениям в сантиметровом и дециметровом диапазонах волн измерены физические параметры плазмы, удерживаемой в магнитосфере комплексов активности, как в момент поелевспышечного уярчения, так и в период спокойной эволюции. Проведено сопоставление с данными рентгеновского излучения (спутник GOES). Показано, что в магнитосфере активных областей сосуществовали области как с обычной корональной температурой (1-3)-106 К, так и разогретой до (5-10)406 К. Горячая компонента имела более высокую плотность и не превышала 50% от общего состава корональной плазмы мощной активной области. Наличие в магнитосфере активных областей плазмы с повышенной температурой даёт новый диагностический критерий её высокой вспышечной активности и подтверждает, что наблюдения в радиодиапазоне позволяют получить новые, по сравнению с рентгеновскими, сведения о физических условиях в активной короне Солнца.
Предложен и реализован новый радиоастрономический метод анализа квазипериодических колебаний КМП. С помощью нового метода определены различные периоды (6-30т), которые ранее уже были обнаружены с применением других методов. Показано, что обнаруженные периоды связаны с общей магнитосферой АО и слабо зависят от тонкой морфологической структуры. Предложено развитие метода, что вследствие увеличения длины реализации даст возможность повысить точность определения периодов КПК, оценить их вариации во времени и добротность.
