Содержание к диссертации
Введение
1. Развитие методов анализа микроволнового солнечного излучения 21
1.1. Развитие спектральных методов наблюдений и обработки данных в сантиметровом диапазоне длин волн 21
1.1.1. Способ обнаружения узкополосной компоненты излучения на предвсплесковой и импульсной фазах микроволнового всплеска 24
1.1.2. Выделение узкополосной компоненты в поляризованном излучении
1.2. Совершенствование спектрально-временной обработки данных микроволнового излучения 34
1.3. Метод изучения временной и тонкой пространственной структуры солнечных образований на основе спектральных данных наблюдений солнечных затмений
1.3.1. Методика определения спектрального индекса радиоизлучения 45
1.3.2. Развитие методики определения магнитных полей солнечного флоккула 51
1.4. Расширение возможностей использования данных мониторинга радиоизлучения Солнца в широком диапазоне длин волн для изучения динамики солнечной активности в периоды, предшествующие мощным энерговыделениям (корональным выбросам массы и вспышкам) 54
1.5. Выводы 58
2. Микроволновое солнечное излучение, предшествующее мощным явлениям солнечной активности 60
2.1. Спектрально-временные характеристики предвестников солнечных микроволновых всплесков 61
2.1.1. Наблюдения предвестников солнечных вспышек на дискретных частотах 61
2.1.2. Исследование спектрально-временных характеристик микроволновых предвестников в спектрографических наблюдениях 64
2.1.3. Исследование предвсплесковых ситуаций по наблюдениям радиоизлучения Солнца в широком диапазоне длин волн 70
2.2. Спектрально-временные характеристики микроволнового излучения, предшествующего регистрации корональных выбросов массы 85
2.2.1. Связь КВМ с явлениями, наблюдающимися в нижней короне Солнца 86
2.2.2. Связь КВМ с явлениями, наблюдающимися в микроволновом диапазоне излучения Солнца 89
2.2.2.1.Связь КВМ с явлениями, наблюдающимися в микроволновом диапазоне излучения Солнца за несколько суток 90
2.2.2.2.Связь КВМ с явлениями, наблюдающимися в микроволновом диапазоне излучения Солнца за несколько часов 93
2.2.2.3.Связь КВМ с явлениями, наблюдающимися в радиоизлучении Солнца за 1-2 часа - по наблюдениям отдельных событий на станции Службы Солнца в радиодиапазоне «Зименки» 96
2.2.2.4.Статистические исследования связи КВМ с явлениями, наблюдающимися в радиоизлучении Солнца, по данным станции Службы Солнца в радиодиапазоне «Зименки»
за 1-2 часа до регистрации КВМ I. 112
2.2.2.5.Статистические исследования связи КВМ с явлениями, наблюдающимися в радиоизлучении Солнца,
на основе данных мировой службы Солнца 123
2.2.2.6.Статистическое исследование связи между спектрально-временными характеристиками явлений в микроволновом диапазоне и наблюдаемыми параметрами корональных выбросов массы на двухчасовом временном интервале, непосредственно предшествующем регистрации рассматриваемых корональных выбросов массы 125
2.2.2.7.Способ определения времени отрыва
корональных выбросов массы по радиоданным 142
2.2.2.8.КВМ типа гало 145
2.2.2.9.Короткопериодные компоненты радиоизлучения 150
2.3.Выводы 162
Развитие физических представлений о параметрах и динамике явлений солнечной активности в микроволновом диапазоне 165
3.1.0 механизмах возникновения флуктуации сантиметрового излучения локальных источников на Солнце 165
3.1.1. Расчет дифференциальных характеристик сантиметрового излучения локальных источников на Солнце 165
3.1.2. О возможных причинах увеличения амплитуды флуктуации наклона спектра сантиметрового излучения локальных источников 169
3.2. Тепловое циклотронное излучение горячих корональных петель как механизм возникновения узкополосных спектральных особенностей излучения 172
3.2.1. Спектрально-поляризационные особенности теплового циклотронного излучения петель (горизонтальный участок)... 173
3.2.2. Спектрально-поляризационные особенности теплового циклотронного излучения петель со спиральным магнитным полем (горизонтальный участок) 178
3.3. Тепловое циклотронное излучение горячих корональных петель (тор)
и особенности поляризационной структуры источников солнечного микроволнового излучения 184
3.3.1. Модель горячего тора 185
3.3.2. Характеристики теплового циклотронного излучения горячей корональной петли в модели тора 188
3.3.2.1. Распределения яркостной температуры 188
3.3.2.2. Спектр яркостной температуры 204
3.3.2.3. Интегральные характеристики теплового циклотронного излучения горячей корональной петли 210
3.3.3. Обсуждение модели петли 223
3.3.4. Обсуждение особенностей распределения яркостных температур и спектра излучения петли 224
3.4. Механизм возникновения элементарных вспышечных событий в солнечном микроволновом излучении 227
3.4.1. Гиросинхротронное излучение 230
3.4.2. Радиоизлучение плазменной турбулентности 232
3.5. Выводы 237
4. Развитие методов диагностики параметров солнечной плазмы 239
4.1. Разработка основ методов диагностики параметров вспышечных петель на основе спектральных данных радиоизлучения 239
4.2. Оценка ряда параметров плазмы вспышечной петли по характеристикам тонкой структуры микроволнового излучения 242
4.3. Оценка ряда параметров плазмы вспышечной петли по характеристикам радиоизлучения предвестников 246
4.4. Оценка ряда параметров плазмы вспышечной петли по совместным спектральным наблюдениям вспышек в радио и рентгеновском диапазонах излучения 250
4.5. Возможности диагностики параметров плазмы корональной петли на основе наблюдений циклотронных линий 258
4.6. Диагностика источников импульсных солнечных электронных событий 261
4.7. Выводы 267
5. Создание основ методов прогноза мощных явлений солнечной активности и их геоэффективных проявлений 269
5.1. Развитие метода краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек на основе динамики долгопериодных пульсаций солнечного микроволнового излучения 273
5.2. Возможное направление краткосрочного на интервале 1-3 суток прогнозирования корональных выбросов массы 293
5.3. Использование параметров солнечного микроволнового излучения для прогноза геоэффективных проявлений солнечной активности 295
5.4. Связь явлений солнечной активности с характеристиками естественных ионосферных возмущений 309
5.5. Отражение нестационарных солнечных процессов во флуктуациях магнитного поля Земли 322
5.6. Выводы 327
Заключение 329
Приложение 332
Список использованной литературы 334
- Способ обнаружения узкополосной компоненты излучения на предвсплесковой и импульсной фазах микроволнового всплеска
- Наблюдения предвестников солнечных вспышек на дискретных частотах
- Расчет дифференциальных характеристик сантиметрового излучения локальных источников на Солнце
- Оценка ряда параметров плазмы вспышечной петли по характеристикам тонкой структуры микроволнового излучения
Введение к работе
Диссертация посвящена исследованию вызывающих большой научный и прикладной интерес проявлений солнечной активности. Основу диссертации составили экспериментальные и статистические исследования микроволнового излучения Солнца, наблюдаемого на предвспышечной стадии и во время вспышек, явлений в радиоизлучении, предшествующих корональным выбросам массы. В значительной мере прогресс в результатах исследований определялся проведенными уcовершенствованиями методов получения данных о характеристиках различных компонент радиоизлучения, использованием и обоснованием моделей солнечных структур и механизмов радиоизлучения в них, объясняющих наблюдаемые характеристики, а также современных сценариев развития солнечных явлений.
Результаты проведенных исследований использованы для развития на этой основе методов определения физических параметров в областях генерации радиоизлучения, методов диагностики и прогнозирования солнечных вспышек и корональных выбросов массы по результатам наблюдений микроволнового излучения Солнца.
Актуальность темы и предмет исследования
Солнце является постоянным объектом научных исследований. Это связано как с тем, что Солнце – ближайшая к Земле звезда и на нем реализуются многие физические процессы, характерные для других плазменных сред и астрофизических объектов, так и с тем, что Солнце оказывает определяющее воздействие на многие околоземные и земные процессы. С описанием явлений на Солнце во многом связаны такие динамично развивающиеся области физики, как физика плазмы и магнитная гидродинамика, что стимулирует интерес исследователей к процессам на Солнце.
Исследования Солнца ведутся во всем спектре электромагнитных волн, при этом исследования солнечного радиоизлучения занимают значительное и важное место. Отметим, что, поскольку энергия, выделяющаяся при радиоизлучении (около 1025 эрг/сутки спокойным Солнцем без учета всплесков) существенно меньше потока излучения в видимой области спектра (порядка 1038 эрг/сутки), то ценность изучения радиоизлучения состоит, в первую очередь, не в оценке переносимой им энергии, а в возможности получения информации об условиях в источниках излучения и их динамике.
Проводя такие исследования, можно получить информацию из слоев солнечной атмосферы, зачастую недоступных другим методам наблюдений – в радиоизлучении находят отражение многие процессы, происходящие на всех высотах хромосферы и короны Солнца. Таким образом, радиоастрономические исследования дают возможность проводить комплексное изучение структур атмосферы Солнца и процессов, охватывающих все ее слои. Решение подобных задач связано с такими проблемами как генерация, распространение, взаимодействие и трансформация электромагнитных волн, то есть рассматривается общность радиофизических закономерностей плазменной среды солнечных структур и происходящих в них процессов.
Экспериментальные результаты и теория радиоизлучения Солнца в настоящее время достигли уровня, при котором компоненты излучения получили не только качественное, но и количественное объяснение (например, см. монографии [1–6], обзоры [7–12] и публикации трудов конференций [13-16]).
Для современного этапа экспериментальных исследований радиоизлучения Солнца характерно использование имеющихся новых данных для получения информации о более тонких структурах солнечной атмосферы и связанных с ними явлениях активности (отдельных солнечных пятен, протуберанцев, петель, пор), происходящих в них процессах и физических параметрах областей излучения
При этом основное внимание до недавнего времени уделялось самим событиям, связанным с мощным энерговыделением (вспышкам и корональным выбросам массы) и структурам, охватывающим центры активности в целом. В то же время изучение процессов, связанных с формированием условий, приводящих к последующим мощным солнечным событиям, является важным направлением современных исследований Солнца.
В настоящее время общепринятым считается, что корональные выбросы массы, эрупция волокон, вспышки – все это различные проявления одного физического процесса, который включает в себя разрушение коронального магнитного поля (например, см. [17]). Очевидно, что процессы, отражающие эволюцию корональной магнитной топологии перед дестабилизацией, должны проявляться в различных диапазонах излучения, что и наблюдается как в фотосферной магнитной эволюции, эволюции волокон и протуберанцев, так и в Н-альфа, рентгеновском и радио излучении [18-28].
Отражением таких процессов в радиоизлучении являются временные, спектральные и поляризационные особенности, возникающие в периоды активизации центров солнечной активности, на предвспышечных стадиях и стадиях формирования и начального распространения корональных выбросов массы.
Особенностью таких подготовительных процессов является то, что большинство из них связано с небольшими, относительно последующих событий, энергиями и, таким образом, представляет собой малые по величине сигналы на фоне больших сигналов от общего радиоизлучения Солнца. Это приводит к необходимости постановки наблюдений с реализацией предельных чувствительностей и точностей измерений, созданию специальных методик получения и обработки данных и их анализа.
Актуальными являются и вопросы геоэффективности происходящих на Солнце событий с мощным энерговыделением и прогноз наиболее важных из них.
Создание прогнозов геоэффективных явлений на Солнце, в том числе и на основе эффектов в радиоизлучении, также лежит в сфере изучения условий и физических процессов в различных структурах солнечной атмосферы на стадиях, предшествующих мощным солнечным событиям. Поскольку солнечные вспышки и корональные выбросы массы – наиболее энергичные явления на Солнце, воздействия тех и других ассоциируются с геомагнитной активностью: авроральными явлениями, геомагнитными бурями, вызванными большими токами, текущими в земной магнитосфере. Мощные вспышки и корональные выбросы массы ассоциируются и с высокими потоками энергичных частиц (протонные события) в околоземном пространстве.
Таким образом, исследование явлений, предшествующих возникновению солнечных вспышек и корональных выбросов массы, направленное на понимание условий их возникновения, представляет важную актуальную задачу современных солнечных исследований.
Цель работы
Развитие радиофизических методов и определение параметров структур солнечной атмосферы и происходящих в них процессов на основе экспериментальных и теоретических исследований радиоизлучения Солнца в периоды, предшествующие событиям с мощным энерговыделением, развитие методов диагностики физических параметров областей излучения.
Научная новизна диссертационной работы определяется полученными оригинальными результатами и состоит в следующем.
1. Выполнен значительный объем работ по исследованию радиоастрономическими методами процессов на Солнце, предшествующих мощным событиям на Солнце – вспышкам и корональным выбросам массы:
найдены проявления этих событий в радиодиапазоне в широком спектре микроволнового излучения, которые интерпретированы и классифицированы как микроволновые предвестники солнечных вспышек и корональных выбросов массы;
проведены широкие экспериментальные исследования с использованием созданной к началу этих работ аппаратуры – спектрографов последовательного анализа в диапазоне 8-17 ГГц;
проведены статистические исследования с использованием данных, охватывающих сантиметровый и дециметровый диапазоны, радиоастрономической станции НИРФИ «Зименки» и данных станций Мировой службы Солнца в радиодиапазоне в отдельные периоды трёх одиннадцатилетних циклов солнечной активности;
исследованы спектрально-временные характеристики спорадической компоненты радиоизлучения на предшествующей мощным солнечным событиям стадии.
2. Разработаны новые методы диагностики параметров плазмы в областях слабого энерговыделения на основе спектральных данных радиоизлучения с высоким частотным разрешением и определения характеристик плазмы солнечных вспышек на основе совместных спектральных наблюдений с высоким временным разрешением в радио и рентгеновском диапазонах излучений.
3. Предложены на основании проведенных расчетов и имеющихся новых экспериментальных результатов усовершенствованные модели вспышечных петель.
4. Показано на основании модельных расчётов спектрально-поляризационных характеристик теплового циклотронного излучения корональной магнитной петли, что спектр излучения тонкой петли содержит циклотронные линии на длинах волн, соответствующих гармоникам электронной гирочастоты, отвечающих магнитному полю в горячей петле.
4. Развит метод прогноза мощных солнечных вспышек, использующий динамику изменений характера солнечного радиоизлучения за 1-3 дня до события – рост амплитуды долгопериодных (Т>30минут) пульсаций радиоизлучения. Получен патент на изобретение этого метода.
5. Разработан и развит ряд методов обработки и анализа экспериментальных спектрографических данных, позволивший обнаружить «узкополосную» компоненту радиоизлучения на стадиях предвестников и импульсной фазе всплесков, определять двухкомпонентный состав излучения и относительный вклад этих компонент.
Методы и подходы, используемые в диссертации
Использование экспериментальных данных в широком спектре микроволнового излучения, включая спектрографические данные в отдельных участках спектра.
Проведение статистических исследований, использующих данные Мировой Службы Солнца в радиодиапазоне, охватывающих значительные временные периоды (до 3-х циклов солнечной активности).
Использование современных методов обработки и анализа данных, их развитие и применение специально разработанных программ для решения задач поставленных исследований.
Применение современных компьютерных методов расчета для развития модельных представлений и их согласования с имеющимися экспериментальными данными. Привлечение развитых другими авторами современных моделей солнечных структур и сценариев развития солнечных событий.
Верификация полученных результатов с имеющимися данными в научной литературе и каталогах во всем спектре электромагнитного излучения.
Научное и практическое значение диссертационной работы.
Для понимания природы таких сложных явлений как солнечная вспышка и корональные выбросы массы, необходимо накопление информации о физических условиях, происходящих в солнечной атмосфере, как во время самой вспышки и регистрации выбросов, так и в периоды, предшествующие указанным явлениям. Задачи, рассмотренные в диссертации, являются вкладом в решение этой проблемы.
В частности, по данным спорадического микроволнового излучения Солнца, имеющего характерные времена жизни порядка единиц и десятков секунд, определены параметры вспышечной петли, на бльших временных интервалах (от суток до десятков минут) выявлены свойства и параметры нестационарных явлений в радиодиапазоне, предшествующих регистрации корональных выбросов массы и вспышек, предложены и рассчитаны модели микроволнового излучения на предвспышечной стадии.
Показана перспективность использования выявленных спектрально-временных характеристик отчетливых предвспышечных явлений с характерными временами несколько десятков минут до начала импульсной фазы всплеска для выяснения механизмов накопления и выделения энергии во вспышке и задач оперативного прогноза и диагностики параметров вспышек.
Разработанный метод диагностики физических параметров вспышечных петель может быть применен для получения новой информации о существующих вариациях основных параметров петель, а также при исследованиях конкретных вспышечных событий и условий их возникновения и развития.
Разработанный метод краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек по долгопериодным пульсациям радиоизлучения может быть внедрен и использован в задачах информационного обеспечения безопасности космических полетов и функционирования аппаратуры космических и летательных аппаратов, работы энергетических сетей, профилактической медицины и др.
Обоснованность научных положений и выводов, достоверность полученных результатов обусловлены:
применением современных методик регистрации и обработки экспериментальных данных;
использованием апробированных методов исследования;
использованием современного математического аппарата теоретических исследований;
сопоставлением результатов экспериментальных исследований с существующими теоретическими моделями, а теоретических результатов – с результатами экспериментальных исследований;
сопоставлением результатов статистических исследований с теоретическими представлениями и результатами других авторов;
экспертными оценками при публикации основных результатов исследований в рецензируемых научных изданиях.
На защиту выносятся:
-
Результаты экспериментальных исследований, разработки и усовершенствования радиофизических методов анализа спорадической компоненты микроволнового радиоизлучения Солнца, позволившие:
обнаружить «узкополосную» компоненту излучения на стадии, предшествующей солнечным вспышкам;
показать на основе предложенной методики использования временных рядов наблюдений на многих частотах соотношение компонент, обусловленных тепловым и магнитотормозным механизмами излучения, во всплесках;
определить по разработанной методике распределение спектрального индекса радиоизлучения и слабых магнитных полей на Солнце при использовании данных интегральных, поляризационных и дифференциальных параметров радиоизлучения при наблюдении затмений.
-
Результаты статистических исследований микроволнового излучения,
-
предшествующего солнечным вспышкам, приведшие к установлению временного интервала возникновения предвестников и динамики спектра излучения предвестника по мере его развития;
-
предшествующего корональным выбросам массы, приведшие к установлению неизвестных ранее соотношений между характеристиками такого излучения, параметрами последующих выбросов, и их типом.
-
-
Результаты теоретических исследований физических процессов, связанных с генерацией электромагнитных волн, содержащие:
разработку модели возникновения флуктуаций сантиметрового радиоизлучения локальных источников на Солнце, обусловленного изменяющимися физическими условиями в источнике при совместном действии тормозного и магнитотормозного механизмов излучения;
расчет и анализ спектрально-поляризационных характеристик теплового циклотронного излучения предвспышечных корональных петель при разных моделях магнитного поля;
усовершенствование модели структуры солнечной петли, обеспечивающей сценарий формирования и развития узкополосной компоненты излучения микроволновых предвестников.
-
Результаты развития методов диагностики параметров предвспышечной и вспышечной плазмы, позволившие:
разработать и применить метод диагностики параметров плазмы в областях слабого энерговыделения на основе спектральных данных радиоизлучения с высоким частотным разрешением;
реализовать метод определения характеристик плазмы солнечных вспышек на основе совместных спектральных наблюдений с высоким временным разрешением в радио и рентгеновском диапазонах излучений;
выявить источники энергичных электронов на Солнце и определить их параметры по наблюдаемому радиоизлучению в дециметровом-метровом диапазонах.
-
Результаты создания основ методов прогнозирования мощных явлений солнечной активности, заключающиеся:
в развитии метода краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек на основе динамики долгопериодных пульсаций солнечного микроволнового радиоизлучения;
в предложениях по возможному направлению краткосрочного на интервале 1-3 суток прогнозирования корональных выбросов массы на основе совокупности особенностей спектрально-временной динамики микроволнового излучения;
в предложении метода оценки времени отрыва корональных выбросов массы от поверхности Солнца на основе использования совокупности данных микроволнового радиоизлучения предвестников;
в экспериментальном обосновании метода сверхкраткосрочного прогноза (на интервале 120 минут) геоэффективных корональных выбросов массы на основе временной динамики интенсивности микроволнового излучения в широком спектральном интервале;
в прогностических оценках геоэффективных проявлений солнечной активности по изучению взаимосвязей между различными геоэффективными возмущениями (естественными ионосферными возмущениями, возмущениями в параметрах околоземной плазмы) и характеристиками явлений солнечной активности.
Апробация работы
Основные результаты диссертации представлялись на ежегодных научных семинарах секции ``Радиофизические исследования солнечной системы'' научных советов РАН по проблемам ``Радиоастрономия" и ``Физика солнечно-земных связей" в период с 1981 по 1998 годы, докладывались на симпозиумах и совещаниях КАПГ (Рига, 1982; Самарканд, 1989), Рижских школах по физике космической плазмы (1980; 1982; 1984), Всесоюзных конференциях по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы (Звенигород, 1984; Одесса, 1985; Симферополь, 1988; Пущино, 1993; Н. Новгород, 1994), международных Волжских школах по физике космической плазмы (Н. Новгород, 1993; 1995; 1997), Международной научной конференции ``Структура и динамика солнечной короны'', посвященной памяти проф. Г.М.Никольского (Троицк, 1999), международной конференции "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии" (Санкт-Петербург, 2000), Конференции стран СНГ и Прибалтики "Активные процессы на Солнце и звездах" (Санкт-Петербург, 2002), конференциях по физике солнечно-земных связей (Иркутск, 2001, 2004), конференции стран СНГ и Прибалтики «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Н.Новгород, 2003), Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной» (Москва, 2004), Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности» (Троицк, 2005), I и II международных симпозиумах «Солнечные экстремальные события» (Москва, 2003; Нор Амберд, 2005), Международном симпозиуме «Международный гелиофизический год 2007. Новый взгляд на солнечно-земную физику» (Звенигород, 2007), Всероссийских конференциях “Физика плазмы в солнечной системе” (Москва, 2008, 2009, 2010, 2012); Всероссийских ежегодных конференциях по физике Солнца (С.-Петербург, 2009, 2010), научных конференциях по радиофизике (Нижегородский государственный университет им. Н.И. Лобачевского, 2009, 2010), конференциях Сообщества европейских солнечных радиоастрономов (Утрехт, 1993; Потсдам, 1994; Эспу-Хельсинки, 1998; Сабхал Мор Остайг, 2004; Иоаннина, 2007), Европейских конференциях по Солнечной физике (Дебрецен, 1990; Катания, 1993; Салоники, 1996; Флоренция, 1999; Прага, 2002), совещаниях международной рабочей группы по Космической погоде (Ноордвийк, 1999; Триест, 2004), 8-ом Международном симпозиуме по Солнечно-земной физике (Сендай, 1994), 24-ой конференции Международного астрономического союза «Солнце и Космическая погода» (Манчестер, 2000), 1-ой S-RAMP конференции (Саппоро, 2000), Международных конференциях по космическим лучам (Гамбург, 2001; Пекин, 2011), Второй европейской конференции «Солнечный цикл и Космическая погода» (Неаполь, 2001), 23 Генеральной ассамблее Международного союза по геодезии и геофизике (Саппоро, 2003), Второй европейской неделе по Космической погоде (Ноордвийк, 2005), Симпозиуме международного астрономического союза №226 «Корональные и звездные выбросы массы» (Пекин, 2004); на Генеральных ассамблеях COSPAR (Хьюстон, 2002; Париж, 2004; Монреаль, 2008), на Генеральных ассамблеях EGU (Ница, 2004; Вена, 2005; Вена, 2010), научной ассамблее Международной ассоциации по геомагнетизму и аэрономии (Тулуза, 2005), Астрофизическом коллоквиуме «Динамические процессы в солнечной атмосфере» (Хвар, 2006), а также регулярно докладывались на семинарах ФГБНУ НИРФИ.
Публикации
По теме диссертации опубликовано 85 работ. Из них 26 статей – в рецензируемых отечественных журналах, в том числе 18 – в отечественных журналах, рекомендованных ВАК для публикации основных результатов диссертационных работ, 13 статей в зарубежных журналах и 12 статей в научных периодических изданиях, включенных в международные системы цитирования, 4 препринта НИРФИ, 23 работы – публикации докладов в трудах всероссийских и международных конференций, остальные – тезисы докладов всероссийских и международных конференций.
Личный вклад автора
Автору диссертации принадлежит определяющая роль в постановке задач, изложенных в диссертации, по изучению радиометодами предвспышечных процессов и процессов на стадии формирования и начального распространения корональных выбросов массы.
Значительная часть экспериментальных исследований выполнена при личном участии автора.
Автором проведена бльшая часть статистической обработки данных, используемых в диссертации.
Автор принимал участие в создании специализированной системы регистрации данных на спектрографах УРЦД и разработке программного обеспечения для системы обработки.
Расчеты, приведенные в диссертации, выполнены автором самостоятельно или в соавторстве (разделы 3.2–3.4, 4.4), что нашло отражение в ссылках на опубликованные работы. В тех случаях, когда приводятся экспериментальные и теоретические результаты, полученные другими авторами, в диссертации приводятся соответствующие ссылки.
Учитывая то обстоятельство, что экспериментальные и статистические исследования с использованием значительного объема данных, получаемых на различных инструментах, как правило, невозможно провести единолично, большинство работ автора по теме диссертации написано в авторских коллективах.
Автору принадлежат:
А. Усовершенствование модели структуры солнечной петли, обеспечивающей сценарий формирования и развития «узкополосной» компоненты излучения микроволновых предвестников.
Б. Метод диагностики параметров плазмы в областях слабого энерговыделения на основе спектральных данных радиоизлучения с высоким частотным разрешением.
В. Метод оценки времени отрыва корональных выбросов массы (КВМ) от поверхности Солнца на основе использования совокупности данных микроволнового радиоизлучения предвестников.
Г. Экспериментальное обоснование метода сверхкраткосрочного прогноза (на интервале 120 минут) геоэффективных КВМ на основе временной динамики интенсивности микроволнового излучения в широком спектральном интервале.
Д. Изложенные в диссертации методы обработки и анализа данных наблюдений в широком спектральном интервале микроволнового излучения:
Участие соавторов в разработке методов и получении результатов на основе их применения равноправное.
Автору принадлежит определяющая роль в получении основных результатов, изложенных в диссертации.
Диссертация состоит из Введения, 5 глав, Заключения, Списка использованной литературы из 528 наименований. Объем текста диссертации составляет 340 страниц, включая 153 рисунка и 17 таблиц.
Способ обнаружения узкополосной компоненты излучения на предвсплесковой и импульсной фазах микроволнового всплеска
Общая методика обработки данных со спектрографов предусматривала получение относительных спектров излучения всплеска делением значений антенной температуры в текущих спектрах на соответствующие усреднённые значения в опорном спектре радиоизлучения активной области, выбираемом в отсутствие всплеска.
Как упоминалось ранее, при изучении различных событий, предшествующих явлениям солнечной активности, связанным с динамикой процессов в отдельных активных областях Солнца, возникает необходимость исследования процессов длительностью до 1 с, и имеющих сравнительно небольшие интенсивности излучения на фоне мощной континуальной составляющей. Для выделения таких особенностей был предложен дифференциальный способ обработки данных, реализованный при использовании разработанного программного обеспечения.
Обработкой предусматривалось определение текущих ежесекундных, спектров всплесков радиоизлучения в солнечных единицах потока (сеп) с исключением коэффициентов передачи антенны и частотной характеристики приёмного устройства по методике, изложенной в [35]. Приведение к абсолютным потокам радиоизлучения осуществлялось по наблюдениям спектров активных областей и спокойного Солнца по методике, изложенной в [36]. Оценка максимальной ошибки, вычисленная исходя из параметров радиотелескопа и спектрографа [35], составила 1,0-5-1,5 сеп (дисперсия возможной ошибки а = 0,17-5-0,25 сеп). Это значение даже несколько превышает величину разброса, полученную из экспериментальных измерений.
Поскольку длительность измерения спектра (около 1 с) была сравнима с длительностью исследуемых процессов, то все спектры были приведены к моменту начала их регистрации.
Для выделения быстрых ( 1 с) изменений из каждого последующего спектра излучения вычитался предыдущий, и, таким образом, рассматривались ежесекундные приращения излучения по спектру (дифференциальные спектры (ДС)). Подчеркнём, что по своему определению ДС не чувствительны к медленным (t ; 1 с) изменениям спектра излучения. Получение дифференциальных спектров продемонстрировано на рис. 1.1 для наблюдений с использованием спектрографа 8-12 ГГц.
При наблюдении участков спокойного Солнца и локального источника в невспы-шечные периоды ДС остаются нулевыми (см., например, рис. 1.1, интервал "0"), что свидетельствует об отсутствии каких-либо быстрых спектральных изменений в диапазоне 84-12 ГГц. На предымпульсной (preflash) и импульсной фазах радиовсплеска обнаружены отдельные интервалы длительностью 3-ь5 с, внутри которых ДС уже не являются нулевыми. Спектральные изменения проявляются не во всём диапазоне одновременно: в большинстве случаев изменения имеют место сначала на низких частотах и постепенно перемещаются к высоким. Причём, таких спектральных событий по мере развития отдельного микроволнового всплеска может быть несколько (рис. 1.2, события А, Б, В).
На выбранных нами временных интервалах, суммируя ДС последовательно, мы, тем самым, восстанавливаем временную последовательность спектров той части излучения, которая имела быстрые спектрально-временные изменения. На рис. 1.3 приведено выделенное узкополосное дрейфующее импульсное излучение (событие А). Наклон пунктирной линии (рис. 1.3), соединяющей максимумы излучения в последовательные моменты времени, характеризует частотный дрейф.
Восстановленные спектры элементарных событий (рис. 1.3) свидетельствуют об уз-кополосности излучения (Д/ 2-гЗ ГГц) и положительном частотном дрейфе со скоростью v№ 1-і-2 ГГц/с [37]. Элементарные вспышечные события с указанными характеристиками выделены в четырёх событиях из семи наблюдаемых [38] нами. В табл. 1.1 приведены параметры наблюдаемых событий, в табл. 1.2 — основные свойства указанного импульсного узкополосного дрейфующего излучения: количество элементарных событий, их интенсивность, скорость дрейфа (по максимуму интенсивности), ширина полосы.
В двух случаях изменения интенсивности на предвсплесковой фазе (когда при быстром времени нарастания регистрируется медленный спад или практически постоянный уровень излучения вплоть до начала импульсной фазы всплеска) применение способа дифференциального анализа позволило также обнаружить импульсные узкополосные
Мы называем полосу излучения узкой, поскольку её ширина Д/ меньше средней частоты спектрографа 10 ГГц в 3-5 раз. tt начала их регистрации дрейфующие компоненты на растущей стадии излучения (см., например, рис. 1.4, В [39]). Например, перед всплеском 12.11.81 в 08:10 UT (рис. 1.5) нами было выделено несколько временных интервалов, содержащих быстрые спектрально-временные изменения и для каждого из них произведено суммирование дифференциальных спектров. Анализ восстановленных спектров излучения показал, что наблюдается временной интервал (например, на рис. 1.5 он отмечен буквой А), на котором возможно выделение узкополосного излучения.
Анализ спектров, полученных с использованием дифференциальной обработки, показал, что излучение, сначала появляясь на низких частотах, постепенно перемещается к высоким. Для иллюстрации спектральных изменений на рис. 1.6 приводятся относительные спектральные изменения, полученные на основе восстановленных спектров события. Они свидетельствуют об узкополосности излучения (/ й 4 ГГц) и о положительном частотном дрейфе со скоростью v№ 2 ГГц/с.
Аналогичным способом узкополосная дрейфующая компонента излучения была выделена и при наблюдениях других активных областей в диапазоне 14-М7 ГГц (см. рис 1.7).
Подобные события, называемые «blip», с частотным дрейфом 2 ГГц/с часто наблюдаются в дециметровом диапазоне [40-42] и более редко на частотах, близких к используемым нами [43-45].
Как было показано в предыдущем параграфе, предложенный способ позволяет выделить узкополосную компоненту излучения на переднем фронте ступенчатого изменения интенсивности на предвсплесковой фазе (см., например, рис. 1.4, В), если характерное время существования узкополосной компоненты заметно меньше длительности предвсплесковой фазы (континуума) .Если же эти характерные времена одного порядка, то можно предложить подобный способ выделения узкополосной компоненты из континуума, но в наблюдениях поляризованного излучения.
Способ основан на предсказаниях разной поляризации этих компонент. Если предположить, что узкополосная компонента имеет пучковое происхождение, т. е. плазменные волны в её источнике ориентированы вдоль магнитного поля Н в конусе углов с характерной полушириной [46] Ав 10", и если в области источника присутствует «сильное» магнитное поле
Наблюдения предвестников солнечных вспышек на дискретных частотах
Общее число изолированных событий в статистической выборке составило 295 (113 было зарегистрировано в 1998 году, 182 — в 2003 году). Установлено, что явления в микроволновом излучении предшествовали 68 корональным выбросам массы в 1998 году и 58 — в 2003 году. Описания этих событий включены в каталоги [219, 220]. Отметим, что при этом не найдено каких-либо значительных различий в характеристиках и динамике спорадического радиоизлучения перед регистрацией корональных выбросов массы на восходящей (1998 год) и нисходящей (2003 год) ветвях солнечного цикла [221].
Сравнение числа событий корональных выбросов массы и предшествующих явлений в микроволновом излучении показывает, что перед регистрацией изолированных выбросов на коронографе LASCO/C2 спорадическое радиоизлучение наблюдается приблизительно в 60 % случаев в 1998 году и в 30 % — в 2003 году. В то же время ранее при анализе спорадического радиоизлучения перед корональными выбросами массы, зарегистрированными коронографом SMM (данные 1980,1984-1989 годов), обнаружено, что радиопредвестники наблюдаются перед 80% выбросов [208].
Возможной причиной, объясняющей такое расхождение, может быть соотношение энергии корональных выбросов массы и чувствительности коронографа как детектирующего инструмента. Действительно, столь высокий в процентном соотношении уровень числа корональных выбросов массы с наличием предшествующего микроволнового спорадического излучения в 1984-1989 годах может найти объяснение в том, что многочисленные слабые (небольшие) корональные выбросы не были зарегистрированы менее чувствительным коронографом SMM, т. к. оказывались ниже порога чувствительности (либо инструментального, либо субъективного).
Эффект направленности радиоизлучения из локальных источников на Солнце [1] может привести к уменьшению уровня микроволнового излучения источников, расположенных близко к краю солнечного диска. Наконец, формирование и распространение корональных выбросов массы на обратной стороне Солнца вообще не позволяет регистрировать радиоизлучение источника формирования.
Анализ корональных выбросов массы на видимой стороне диска, не сопровождаемых явлениями в радиодиапазоне, показал, что в большинстве случаев это скоростные события с малым угловым размером (их средняя скорость составила около 700 км/с, а средняя угловая ширина событий менее 40). Этот результат хорошо согласуется с выводами [222] о ширине корональных выбросов массы, не сопровождающихся излучением всплесков П-го типа.
Изолированные корональные выбросы массы, перед регистрацией которых наблюдались события в микроволновом радиоизлучении, были проанализированы для выяснения их связи со вспышками в рентгеновском диапазоне. В нашей выборке изолированных корональных выбросов массы с предшествующими событиями в микроволновом излучении зарегистрировано 12 выбросов, сопровождавшихся рентгеновскими вспышками, в 1998 году и 11 — в 2003 году. В соответствии с каталогом вспышек, подготовленным В.Н.Ишковым ]223], большинство из них относятся к М-классу. Этот результат не противоречит работам [224, 225], согласно которым примерно 40% вспышек класса М наблюдаются без регистрации корональных выбросов массы, в то же время все корональные выбросы массы, ассоциированные со вспышками Х-класса, были зарегистрированы коронографом LASCO. Поскольку ранее мы не нашли каких-либо заметных различий между поведением спорадического радиоизлучения перед корональны-ми выбросами массы, ассоциированными со вспышками и не связанными с ними [202], дальнейшие статистические исследования проводились для всего массива данных.
Проиллюстрируем характерные признаки радиопредвестников в зависимости от физических параметров зарегистрированных корональных выбросов массы (их угловой ширины и скорости распространения).
Для более детального исследования поведения радиопредвестников в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн набор частот наблюдения (от 410 до 15 400 МГц) был разделён на 4 спектральных интервала, отличающихся приблизительно на 10 % от средней частоты наблюдений /mean (400, 500-ї-бОО, 900 и 1400 МГц в дециметровом диапазоне, 2 600-гЗ 000,4 500- 5 000,8 800-Т-9 500 и 15 000 МГц — в сантиметровом диапазоне длин волн). Пусть TV — число спектральных интервалов каждого диапазона, в которых для каждого коронального выброса массы наблюдаются микроволновые предвестники. Радиособытию, зарегистрированному разными обсерваториями в пределах одного выбранного спектрального диапазона, присваивается N = 1. Число спектральных интервалов N 3 означает наличие предвестников в большей части сантиметрового (дециметрового) диапазонов длин волн. Такие предвестники считаются широкополосными (ширина интервала Д/ /mean). Предвестники с числом спектральных интервалов меньше 3 (N 3) считаются узкополосными (Д/ SC /mean).
Ниже показаны результаты анализа зависимости числа спектральных интервалов, в которых наблюдаются радиопредвестники, от скорости (рис. 2.36) и угла раскрыва (рис. 2.37) последующих корональных выбросов массы (для примера приведены данные за 2003 год).
Число спектральных интервалов в сантиметровом () и дециметровом ( ) диапазонах, в которых наблюдаются микроволновые предвестники корональных выбросов массы, в зависимости от их угла раскрыва частотах от скорости корональных выбросов массы V (рис. 2.36) показывает, что перед выбросами со скоростями V 1500 км/с всегда наблюдаются широкополосные предвестники в сантиметровом, и дециметровом диапазонах длин волн.
Из рис. 2.37 видно, что перед корональними выбросами массы с угловым раскры-вом, равным или больше 150 (И 150) микроволновые предвестники широкополосны (ширина W = 360 соответствует событиям типа гало, т. е. таким выбросам, у которых наблюдается свечение вокруг затмевающего диска коронографа), причём распределения числа предвестников в сантиметровом и дециметровом диапазонах подобны.
На рис. 2.38, приведена зависимость максимальной величины потока спорадического радиоизлучения в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн /та от ширины угла раскрыва КВМ W для событий 1998 года.
При этом под максимальной интенсивностью спорадической компоненты /тах понимается максимальная величина потока в максимуме всплеска в сантиметровом или дециметровом диапазоне длин волн. Рис. 2.38 б, так же как и все последующие серии б, — распределение, представленное в серии а, но в более крупном масштабе. Как видно из обоих рисунков, наблюдается максимум интенсивности как сантиметровой, так и дециметровой компоненты для событий КВМ с углом раскрыва 504-100, что может быть отражением факта существования событий с малыми (менее 30) и большими (более 120) углами раскрыва, формирование которых происходит различным образом. Как указано выше, в данных параграфах не рассматриваются события типа гало.
При общей тенденции к росту максимальной интенсивности в зависимости от скорости КВМ для обеих выборок (1998 и 2003 года) разброс в такой зависимости очень велик. Такая зависимость /тах от V для 1998 года представлена на рис. 2.39а, б. На наш взгляд, разброс свидетельствует о необходимости учёта других факторов формирования КВМ — таких, например, как феноменологический тип КВМ, связанный с условиями его формирования.
Перед выбросами КВМ с углом раскрыва 304-100 наблюдается также тенденция к максимальной длительности всплесков Ттах для сложных событий типа С, близкая для событий обеих выборок, что продемонстрировано на рис. 2.40а, б для данных 1998 года. На наш взгляд, такая зависимость отражает физические условия в области формирования КВМ и, соответственно, генерации спорадической компоненты радиоизлучения. Из этого рассмотрения, как и выше, исключены события типа гало.
Расчет дифференциальных характеристик сантиметрового излучения локальных источников на Солнце
Судя по приведённым спектрам можно сделать следующие заключения. Во-первых, четвёртая гармоника может давать заметный вклад в излучение горячих петель, и в спиральном магнитном поле её излучение может быть превалирующим. Во-вторых, степень поляризации может меняться по частотному диапазону, в том числе, на некоторой частоте может происходить инверсия знака поляризации. Возможно, что излучение некоторых источников, связанных с пятнами, магнитное поле которых на уровне фотосферы было недостаточно велико, чтобы обеспечить локализацию уровней s = 2,3 высоко в атмосфере (и, следовательно, встречающих трудности при объяснении в рамках традиционных моделей (см., например, [304-307]), на самом деле обязаны своим происхождением четвёртой гармонике. Подчеркнём, что регистрация поляризации преобладающей обыкновенной моды в излучении активных областей [308, 309], которую нельзя объяснить в рамках стандартной модели локального источника, вполне согласуется с представлениями о выходе излучения из горячей корональной петли.
Таким образом, расчётами подтверждена возможность смены знака круговой поляризации микроволнового излучения по диапазону и по гелиографической долготе в случае, если существенный вклад в излучение активных областей вносят корональ-ные магнитные петли. Наряду с линейным взаимодействием волн в квазипоперечном магнитном поле, рассмотренный эффект может быть причиной наблюдаемой инверсии поляризации излучения.
Показано, что в отличие от стандартных источников циклотронного излучения из атмосферы над пятнами, в которых основной вклад в излучение дают вторая и третья гармоники электронной гирочастоты, спектр излучения из области, содержащей коро-нальные петли, может существенно расшириться за счёт того, что заметным может оказаться излучение на более высоких гармониках. Уплощение спектра предвестника по мере приближения к импульсной фазе всплеска, регистрируемое в наблюдениях (см. результаты главы 2 диссертации), может найти объяснение предложенной моделью корональной магнитной петли.
Указанные особенности свидетельствуют о том, что исследование вклада горячей петли в тепловое циклотронное излучение активных областей заслуживает более тщательного изучения.
Для этой цели проведены модельные расчёты ожидаемых спектрально-поляризационных характеристик теплового циклотронного излучения корональной магнитной петли, в качестве следующего приближения выбрана модель горячего тора. Отметим, что мы не ставим перед собой цель сконструировать модель физически реальной петли, которая обеспечила бы наблюдаемые характеристики конкретного радиоисточника.
Как правило, корональные петли соединяют магнитные поля противоположной полярности. Магнитное поле обычно аппроксимируют полем горизонтального диполя или двух противоположно направленных вертикальных диполей, погружённых под фотосферу. Однако для численного моделирования мы выбрали упрощённую форму магнитного поля (аналогично [312]) с силовыми линиями в виде полуокружностей. В этом случае расчёты и их результаты более прозрачны, а основное свойство конфигурации — биполярность — остаётся в силе. Поэтому можно ожидать, что интересующий нас вклад излучения петли в излучение активной области в упрощённой модели не будет значительно отличаться от реальной биполярной конфигурации. Далее мы обсудим недостатки модели более подробно.
Итак, магнитное поле активной области задаётся полем бесконечного тока, текущего вдоль оси х (рис. 3.15), и в полуплоскости yh силовые линии представляют собой полуокружности (h — высота над фотосферой).
Магнитное поле не меняется вдоль жив плоскости yh уменьшается с удалением от точки О по закону где RQ — радиус петли (расстояние от точки О до оси петли), Во — магнитное поле на оси петли (тора). Форма силовых линий магнитного поля совпадает с линиями равного магнитного поля, определяющими гирорезонансные уровни / = sfs (/ — частота волны, /в = еВ/2тттс — электронная гирочастота, е и т — заряд и масса электрона), в которых генерируется циклотронное излучение заданной частоты /. При расчётах рассматриваются петли двух размеров: малая петля с радиусом Ro = 8 108 см и полутолщиной а = 10s см и большая петля с радиусом Ro = 5 109 см и полутолщиной а = 5 108 см. Магнитное поле на оси петель полагается равным Во = 300 Гс. Такое значение выбрано для того, чтобы обеспечить вклад циклотронного излучения петли на второй-четвёртой гармониках в диапазоне 8-Ї-20 см .
Очевидно, что интерполяция магнитного поля до фотосферных высот в модели (3.6) не имеет физического смысла, и распределение магнитного поля по поверхности фотосферы не совпадает с характерным двугорбым распределением интенсивности магнитного поля в биполярной группе. Однако в наших расчётах основные характеристики циклотронного излучения определяются магнитными полями на достаточно больших высотах, где аппроксимация магнитного поля в (3.6) является вполне удовлетворительной.
Модель горячей петли: силовые линии магнитного поля В и ось тора (толстая линия), в котором повышена температура; в — угол между лучом зрения и проекцией петли на фотосферу (экватором); а — угол между лучом зрения и магнитным полем. Цифры по осям координат приведены для малой петли где /iCh = 2,0 108 см и hc = 3,0 108 см представляют собой условные границы хромосферы и короны, между которыми температура нарастает от хромосферных значений ТЛ = Ю4 К до корональных температур Тс = 106 К . Второе слагаемое в (3.7) определяет саму петлю с температурой, повышенной в торе радиуса а, осью которого является силовая линия магнитного поля (Ть — максимальная температура на оси петли). Именно этот член и определяет само существование горячей петли в наших расчётах. Расстояние р от оси петли до текущей точки с координатами {х, у, h} следующим образом выражается через текущие координаты х и у:
Оценка ряда параметров плазмы вспышечной петли по характеристикам тонкой структуры микроволнового излучения
В более плотной плазме при электронной концентрации No = Ю9 см-3 (рис. 3.306) горячая петля проявляется в обыкновенном излучении по-прежнему двумя максимумами, определяемыми второй и третьей гармониками электронной гирочастоты, соответствующими магнитному полю на оси петли. Гирорезонансный слой s = 4 (А = 8,8 см) в обыкновенном излучении петли является оптически тонким. В спектре необыкновенного излучения также присутствуют два максимума, однако здесь они соответствуют гармоникам s — 3 и s = 4. Необыкновенное излучение на второй гармонике (А = 17,6 см), исходящее из петли с яркостной температурой Тъ = 4- 10а К, поглощается в расположенном выше, в более холодной корональной плазме, слое s = 3, поэтому не выделяется на общем фоне излучения активной области. Для обыкновенной волны этот слой в короне над петлёй прозрачен, поэтому обыкновенное излучение на волне А = 17,6 см беспрепятственно проходит через корональную плазму. Спектр суммарного излучения будет иметь три максимума, при этом в большей части диапазона излучение поляризовано со знаком необыкновенной волны, а в области длинноволнового максимума (на второй гармонике) преобладает обыкновенное излучение.
С ещё большим увеличением концентрации ситуация меняется. При N0 = 1010 см-3 (рис. З.ЗОв) поглощение обыкновенного излучения на гармонике s = 3 в корональной плазме над петлёй становится существенным, поэтому в результирующем спектре обыкновенного излучения вторая гармоника в виде максимума на частоте А = 17,6 см исчезает. Однако при указанной концентрации становится заметным излучение четвёртой гармоники в петле, и спектр обыкновенного излучения содержит максимумы на волнах, соответствующих гармоникам s = 3 и s = 4. Необыкновенное излучение имеет спектр с максимумами на тех же частотах. Изменение соотношения величин максимальных потоков в необыкновенном излучении (в отличие от рис. 3.306, здесь третья гармоника слабее четвёртой) объясняется возрастанием оптической толщины слоя s = 4 в корональной плазме над петлёй и поглощением в нём значительной части излучения петли на третьей гармонике. Поляризация в этом случае соответствует необыкновенной волне во всём диапазоне длин волн.
При ещё большей концентрации No = 5-Ю10 см-3 (рис. З.ЗОг) спектр излучения обеих нормальных волн содержит те же два максимума на третьей и четвёртой гармониках. Однако при этом поглощение необыкновенного излучения в слое s = 4 в корональной плазме над петлёй становится настолько значительным, что величина максимума на волне А = 12 см, соответствующей гармонике 5 = 3 внутри петли, оказывается больше для обыкновенной волны. Таким образом, в этом случае снова имеет место эффект инверсии поляризации по диапазону, однако, в отличие от случая менее плотной плазмы, инверсия происходит на волне примерно 12 см, соответствующей гармонике s = 3, расположенной в петле.
Примерно такая же картина спектров получена из расчётов потоков излучения большой петли (рис. 3.31).
Отметим, что поскольку магнитное поле в наших расчётах зафиксировано на высоте петли, то для большой петли, расположенной достаточно высоко в короне (радиус петли До = 5 109 см), магнитное поле, экстраполированное до переходного от хромосферы к короне слоя, является нереально сильным. Поскольку именно это поле определяет положение максимума спектра пятенного источника без петли, максимум фонового спектра расположен на коротких волнах, выходящих за пределы нашего рассмотрения. На тех длинах волн, где появляется дополнительное излучение горячей петли, поток фонового излучения спадает с длиной волны, и только этот интервал мы и рассматриваем.
При сравнительно низкой концентрации N0 = 108 см-3 (рис. 3.31а) в результирующем спектре видны гармоники S=2HS=3B обыкновенном излучении и только гармоника s — 3 в необыкновенном излучении. При этом на волнах вблизи А = 17,6 см, соответствующих гармонике s = 2, естественно, превалирует обыкновенная волна. При увеличении концентрации до iV0 = 109 см-3 увеличение фона необыкновенного излучения практически нивелирует преобладание обыкновенной волны на второй гармонике, и во всём диапазоне поляризация соответствует необыкновенной волне (рис. 3.316). Изменение характера спектра при ещё больших концентрациях электронов NQ = (l-i-5) 1010 см-3 (рис. З.ЗІе, г) объясняется теми же причинами, что и для малой петли: вторая гармоника в обыкновенном излучении исчезает из-за поглощения в слое s = 3, расположенном в короне выше петли, а преобладание обыкновенного излучения на третьей гармонике (А = 12 см, рис. 3.31г) обусловлено прозрачностью слоя s = 4 для обыкновенного и непрозрачностью для необыкновенного излучения. Наибольшие значения потоков здесь получаются на волне, соответствующей гармонике s = 4 (А = 8,8 см). Интересно отметить, что на спектре рис. 3.31г становится заметным излучение необыкновенной волны на гармонике s = 5 (А = 7 см).
Естественно, что с уменьшением или увеличением магнитного поля в петле частота максимума спектра активной области без петли смещается в сторону бблыних или меньших длин волн соответственно. В целом вид спектра с максимумами на второй-третьей гармониках в обыкновенном излучении и на третьей-четвёртой в необыкновенном излучении, а также с инверсией поляризации в длинноволновой части спектра сохраняется, но длины волн, на которых спектр имеет максимумы, смещаются в зависимости от величины магнитного поля. Очевидно, что для того, чтобы инверсия поляризации происходила на более коротких волнах, магнитное поле должно быть достаточно сильным.
