Введение 2
1 Солнечная магнитосфера 4
1.1 Строение солнечной атмосферы 4
1.2 Магнитное поле Солнца 4
1.3 Активные области 5
2 Уравнение переноса излучения 7
3 Циклотронное излучение 10
3.1 Частота циклотронного излучения 10
3.2 Мощность излучения и излучательная способность плазмы 11
3.3 Напряженность магнитного поля и излучение на 2 и 3 гармониках 12
4 Циклотронное поглощение 13
5 Методика постановки эксперимента 14
Цель работы 14
5.1 Построение модели 14
5.2 Расчет параметров 17
5.3 Определение верхней частотной границы 18
5.4 Определение параметров реальных АО 19
Выводы 21
Литература 22
Радиоизлучение Солнца - один из объектов изучения радиофизики уже долгие годы. В солнечной атмосфере (хромосфере и короне) прямые измерения физических условий (магнитного поля, температуры и концентрации электронов) либо невозможны, либо очень ограниченны. Наблюдения в оптическом диапазоне способны дать лишь информацию об условиях на поверхности Солнца (фотосфере). Поэтому особую важность приобретают наблюдения в других диапазонах волн, особенно в радиодиапазоне, поскольку радиоизлучение генерируется в хромосфере и нижней короне.
Радиоизлучение плазмы солнечной атмосферы на радиоволнах простирается в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до десятков метров. Она находится как в равновесном состоянии, при этом излучение подчиняется законам излучения тепловой плазмы, так и в сильно неравновесном состоянии с нетепловым распределением частиц по скоростям и по питч-углам. В последнем случае излучение определяется плазменными механизмами генерации радиоволн [1].
Измерения магнитных полей в структурах солнечной атмосферы базируются на анализе спектра и поляризации радиоизлучения соответствующих деталей на радиокартах Солнца. При этом величина магнитного поля определяется на основе анализа, использующего теорию распространения и генерации радиоизлучения в плазме. Сравнивая моделей солнечного излучения с наблюдаемыми данными позволяет делать выводы о структурах и свойствах солнечной атмосферы [2].
Долгое время особый интерес вызывает излучение активных областей, главным компонентом которых являются солнечные пятна. В сантиметровом диапазоне наибольший вклад вносит циклотронное излучение [3], генерируемое на 2 и 3 гармониках для обыкновенной и необыкновенной волны. Существует много ранних работ, где авторы моделируют поля солнечных пятен на определенных диапазонах длин волн, но это не позволяло увидеть полную картину структуры поля. Однако в [4], где был разработан метод определения кратчайшей длины волны излучения, было показано, что магнитное поле в переходной области примерно на 20% ниже, чем в фотосфере. Это позволило сделать выводы о высоте короны.
Спектральные исследования радиоизлучения Солнца являются важным источником информации о физическом состоянии и природе солнечной атмосферы. Радиотелескопы- рефлекторы с небольшими размерами параболических зеркал применяются для измерения общего потока излучения на отдельных частотах радиодиапазона. Часто используют данные, полученные с рефлекторного телескопа РАТАН-600 (Radio Astronomical Telescope of the Academy of Sciences 600). Он позволяет производить детальный анализ спектров всех компонент солнечного радиоизлучения в сантиметровом и дециметровом диапазонах, но с разрешающей способностью ограниченной несколькими десятками дуговых секунд.
Диагностические методы позволяют обрабатывать отдельные области солнечной атмосферы, такие как солнечные пятна и активные области. Относительно недавно был разработан метод [5, 6], позволяющий оценить электронную температуру излучающей области, основанный на сравнении пространственных структур восстановленного магнитного поля и радиоизлучения активной области.
В продолжение этого исследования был разработан диагностический метод [7], основанный на итерационной коррекции температуры. Он позволил получить описание структуры верхней переходной зоны над солнечными пятнами.
В сложных структурах магнитных полей на Солнце в спектрах можно заметить появление высокочастотных уступов [9, П]. Исследование этой особенности может служить эффективным способом диагностики плазмы в активных областях, величины магнитных полей и значения кинетической температуры корональной плазмы. В данной работе это применяется для определения параметров атмосферы (температура и концентрация электронов) над активной областью. В разработанном методе моделируются униполярные области для всех возможных значений свободных параметров, после чего полученные спектры сравниваются с тремя реальными активными областями. По найденному соответствию можно с некоторой точностью определить параметры этих областей.
Также в рамках данной работы мы определили верхние границы излучения гирочастот и сравнили их с ранее полученными в [4].
В рамках данной работы мы разработали в среде Matlab диагностический метод, который с помощью перебора ряда свободных параметров (температура и высота переходного слоя, величина магнитного поля, угол наблюдения) для модели униполярной активной области позволяет сопоставить ее измерениям, полученным с радиотелескопа РАТАН-600,и определить параметры реальной активной области. Свойства модели полностью соответствуют теории гирорезопапспого солнечного излучения.
В результате мы получили параметры солнечной атмосферы над интересующими пас особенностями и графики зависимостей потоков от частоты. Из полученных спектров радиоизлучения видно, что основной поток приходит со второй гармоники обыкновенной волны и третьей для необыкновенной. Однако в процессе работы было замечено, что отношение частот "обрезания" получилось равным 1.3, в отличии от предполагаемого отношения номеров гармопик(3/2).
Рис. 15: График зависимости отношения частот обрезания гирогармопик(£3/£2) в зависимости от XT
Мы разработали способ определения верхней границы по частоте излучения па какой-либо гирогармопике. Ее значение оказалось выше, чем в [4] за счет учета оптически топкого излучения.
Различия в спектрах между экспериментальными и реальными данными связаны с рядом упрощений в пашей модели: активные области редко близки по форме к униполярной структуре, изменение температуры и концентрации имеют более сложный характер.
Более топкая подстройка параметров может привести к большему совпадению графиков и более точному определению характеристик активных областей.
