Радиоизлучение Солнца

В феврале 1942 года военные локаторы на юге Англии внезапно вышли из строя из-за очень сильной помехи. У военных возникло опасение, что немцы применили новую систему подавления локаторов. Однако после изучения сообщения о помехах Хей пришел к выводу, что нарушение связи произошло в результате влияния сильного солнечного радиоизлучения, связанного с наличием большого пятна на диске Солнца.

Солнечное радиоизлучение принято делить на две составляющих:

1)излучение спокойного Солнца
2)излучение возмущенного Солнца, добавляющееся к первой составляющей в периоды солнечной активности

1) медленно меняющейся компоненты (на масштабах времени дни, недели, месяцы)
2)быстро меняющейся компоненты (секунды, минуты)

После обнаружения Саусвортом в 1942 году излучения невозмущенного Солнца на 3 волнах в диапазоне 1-10см, и связи между интенсивными радиовсплесками и солнечными вспышками Эплтоном в 1946 году, начались регулярные наблюдения Солнца  в Англии, Австралии и Канаде. Поначалу регистрировался полный поток излучения от Солнца на малых зеркалах, поэтому в основном изучались всплески (быстро меняющийся компонент), которые были подробно классифицированы на основе спектрально-временным характеристик, и разделены на 5 типов- по спектру (1-шумовые бури, 2- вспышки), и три типа по временным характеристикам.
 
 

Тип I. шумовые бури, сотоящие из множества кратковременных узкополосных всплесков, в метровом диапазоне (300-50 МГц)
Тип II Всплески с медленным частотным дрейфом. Начинаются в метровом диапазоне (300МГц) и медленно (в течение десятков минут) переносятся в декаметровый диапазон (10МГц). Связаны с большими вспышками и являются проявлением ударных волн, проходящих через атмосферу Солнца.
Тип III  Всплески с быстрым частотным дрейфом. Быстро (за секунды) перемещаются из дециметрового в декаметровый диапазон (500-0.5МГц). Часто случаются группами, в солнечных активных областях.
Тип IV Широкодиапазонное непрерывное излучение в метровом диапазоне (300-30МГц), следующее за всплесками. Начинается через 10-20 минут после максимума большой вспышки, и может длиться несколько часов.

Особенности солнечного радиоизлучения  требуют наблюдений с хорошим двумерным пространственным разрешением (секунды дуги), хорошим временным разрешением (до миллисекунд), и в широком диапазоне волн( от мм до метров), и с хорошим спектральным разрешением (по нашим нынешним представлениям, 1%).
C вводом в строй радиотелескопов с высоким пространственным разрешением, - радиогелиографа Нобеяма, РАТАН-600, VLA, OVRO, SSRT-  стало возможным изучение детальной структуры отдельных образований на Солнце.Еще в 60-е годы было обнаружено, что локальные источники (ЛИ) над пятнами излучают в основном в диапазоне 1-50 см, и имеют спектр с максимумом на длине волны 4- 5 см. Эта волна до сих пор являеться одной из самых популярных  у солнечников. Примерно на этой же волне работает ССРТ (Сибирский Солнечный Радио Телескоп). Другие популярые длины волн: 10 см (поток на этой волне коррелирует с числом Вольфа и является независимым способом  отслеживания 11-летнкго цикла), 21 см (линия нейтр. водорода), 3 см (используется в критерии Танаки-Эноме). 30, 10, 8 и 3 см являются рабочими волнами японской станции Тоекава (вернее, бывшая Тоекава, в 2000 (?)  г переехала  в Нобеяма (NorH, 1.76 см), и теперь называется NoRP -Nobeyama Radio Polarimetrs ), по данным  которой осуществляется абсолютная калибровка солнечных данных  РАТАН-600.

Также на заре солнечной радиострономии было обнаружено (Корольков, Соболева, Гельфрейх, 1960), что излучение медленно меняющейся компоненты обладает значительной  круговой  поляризацией. Степень круговой поляризации на волне 3-7.5 см достигает 20-30% и больше. Развитая Железняковым (позднее  со Злотник) теория гирорезонансного (тепловое циклотронное или магнитотормозное) излучения хорошо объяснила наблюдаемые спектр и круговую поляризацию локальных источников.

 После полутора десятилетий развития солнечной радиоастрономии были опубликованы первые монографии, независимо Железняковым (1964 - обзор, в основном посв. теоретическим аспектам) и Кунду (1965- преимущественно посв. результатам набл.), и эти авторы до сих пор остаются самыми цитируемыми в солнечной радиоастрономии.

Структура активных областей на Солнце и типичные спектры отдельных компонент.

Современная концепция локального источника радиоизлучения, или активной области, представляет собой многокомпонентную трехмерную плазменную структуру, излучающую с разных высот и из разных своих частей в силу разных механизмов, как теплового, так и нетеплового происхождения. Типичные спектры компонент локального источника см. дисс. Коржавина А.Н.).
 

Обычно в ЛИ выделяют следующие компоненты: пятенная компонента (ведущее и хвостовое пятна разделимы при хорошем разрешении), гало, и так называемые пекулярные источники (или источники над нейтральной линией - изучались на РАТАН, ССРТ и Нобеяма). Пятенная компонента почти 100% поляризована, и представляет собой тепловое циклотронное излучение на второй и третьей гармониках гирочастоты, причем излучение на данной волне исходит из области (гирорезонансного слоя), где значение магнитного поля:

(Гельфрейх,1982).
При этом на длинных волнах (20 см) эффективно излучающие гирорезонансные слои лежат в короне, с температурой (1-3)10⁶К, а на более коротких волнах (4см) эти уровни лежат в переходной области между хромосферой и короной, где температура ниже. Отсюда характерный спектр - на коротких волнах излучение спадает потому, что температуры низкие, на длинных не растет- потому, что температура перестает расти (корона температурно однородна), а магнитное поле уменьшается.

оптическая толщина при определенных упрощениях задается формулой:
 
 

отсюда видно, что оптическая толщина на всех гармониках и для обоих типов волн убывает вместе с а - углом между H₀ и нормалью к волне, и при а=0 обращается в нуль. Так как синус входит в выражение в степени (2s-2), это ведет к тому, что на разных гармониках прозрачность в зависимости от луча зрения (солнечной долготы) разная , и существует критический угол а_кр, разделяющая интервалы углов с оптической толщиной больше и меньше единицы.  так, для волны 3 см над центром пятна
а_кр для обыкновенной волны:
а_кр=14'(s=2), 17^о (s=3)
для необыкновенной волны
а_кр=15^о(s=2), 46^о(s=3),  5^о (s=1)

Продолжение следует...

Литература

1.  Краус Дж. Радиоастрономия. - М., Сов. радио, 1973
1. В.В. Железняков. Радиоизлучение Солнца и планет. М, 1964.-560 с с ил.
2. В.В. Железняков. Излучение в астрофизической плазме. М.,1997.-528с
3. А.Крюгер Солнечная радиоастрономия и радиофизика.М.,Мир,1984

Статьи:
Akhmedov Sh.B.,  Gelfreikh G.B.,  Bogod  V.M., Korzhavin A.N.     The  Measurement  of  Magnetic Fields in the Solar Atmosphere above  Sunspots  Using Gyroresonance Emission. Solar Physics,  1982, 79, No 1, 41-58.
 
 

Швабе в 1843 году обнаружил 11-летний цикл пятноообразовательной активности Солнца. Длительность циклов может быть от ~7 до ~15 лет.
Вольф в 1862 году нашел 78 (88) - годичную цикличность.

---

[Solar Group][SAO RAS ]