Особенности эволюции микроволнового излучения солнечных активных областей и вспышек

• Автор: Агалаков, Борис Викторович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 141 с.

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. Особенности конструкции Сибирского солнечного радиотелескопа и методы обработки полученных с его помощью наблюдательных данных
1.1. Существующие радиотелескопы, используемые для
наблюдений Солнца
1.2. Сибирский солнечный радиотелескоп
1.3. Методика исследования структуры области генерации, методы измерения потока микроволнового излучения, угловых размеров и яркостных температур источников микроволнового излучения
ГЛАВА 2. Динамика микроволнового излучения активных областей
2.1. Обзор современного состояния исследований особенностей эволюции микроволнового излучения активных областей
2.2. Динамические особенности эволюции потока микроволнового излучения развивающихся активных областей
2.3. Некоторые особенности появления поляризованной составляющей микроволнового излучения пятенного источника
2.4. Динамические особенности эволюции потока микроволнового излучения, связанного с разрушающимися активными областями
2.5. Основные результаты
ГЛАВА 3. Особенности эволюции микроволновых всплесков
3.1. Обзор современного состояния исследований
микроволновых всплесков
3.2. Исследование характеристик кратковременных всплесков микроволнового излучения, возникающих в АО со слабым

магнитным полем (АО без пятен)
3.3. Микроволновый всплеск 23 августа 1988 года
3.4. Микроволновый всплеск 7 марта 1991 года
3.5. Интегральный спектр микроволновых всплесков
в частотном диапазоне 3,1-50 ГГц и их пространственная
структура на частоте 5,7 ГГц
3.6. Основные результаты
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА
ВВЕДЕНИЕ
Актуальность проблемы. Актуальность работы, направленной на получение новых сведений о солнечных активных областях (АО), объясняется по крайней мере двумя причинами. Во-первых, солнечная активность, особенно вспышки, определяет многие геофизические процессы и состояние околоземного космического пространства. Во-вторых, солнечная АО является естественной плазменной лабораторией, условия в которой недостижимы в земных экспериментах и сведения, полученные при изучении закономерностей развития АО, представляют интерес для физики космической плазмы.
Общепризнано, что АО является объёмным образованием, состоящим из солнечной плазмы в магнитном поле АО [1, 2]. При этом значительная часть этого объёма — корональная конденсация — находится в солнечной короне [1-4]. Именно здесь происходят пересоединения силовых линий магнитного поля АО и магнитная энергия преобразуется в тепловую и кинетическую энергию плазмы и энергию ускоренных частиц [5-7]. Из сказанного становится ясной важность изучения физических процессов, происходящих в короне АО. Микроволновое излучение является хорошим индикатором этих процессов.
Основной вклад в исследование микроволнового излучения АО внесли наблюдения, выполненные с помощью крупных радиотелескопов БПР, "№8КТ, РАТАН-600 и АЪА. С начала 80-х годов на передний план выдвинулись РА-ТАН-600 и УЬА. Имеется ряд причин, как конструктивных, так и организационных, которые делают невозможным наблюдение Солнца на перечисленных радиотелескопах в течение полного светового дня. Главная организационная причина заключается в том, что все эти радиотелескопы предназначены прежде всего для звёздной радиоастрономии. Радиогелиограф в Нобеяме (ЕПШ -Япония), наблюдения на котором начались в 1992 году, позволяет наблюдать Солнце в течение полного светового дня, однако его рабочая частота, которая в три раза выше рабочей частоты ССРТ, не позволяет достаточно эффективно

Необходимо упомянуть еще один способ вычисления потока источника, который отличается от предыдущего только способом вычисления площади, пропорциональной потоку спокойного Солнца. Если скан выглядит так, как на рис. 1(а), то есть, если суммарное излучение АО, находящихся на диске, мало, то в качестве кривой, ограничивающей спокойное Солнце, можно взять сам скан. Это, конечно, приведет к некоторой ошибке при вычислении потока, но, во-первых, эта ошибка невелика, а, во-вторых, она постоянна. При исследованиях солнечной активности нас в первую очередь интересуют относительные изменения потока в течение нескольких часов или нескольких дней. Этот способ вычисления потока был использован при выполнении исследований, результаты которых представлены в разделе 2.2.
Все приведенные до сих пор примеры сканов относились к периодам низкой солнечной активности. На рис. 4(а) показаны I и У-сканы за 22 августа 1991 года, когда активность была высокой. Наибольший источник микроволнового излучения связан с группой пятен № 332+333+334, находящейся в западной части солнечного диска (по данным бюллетеня "Солнечные данные"). Вблизи этого источника (немного восточнее) находится источник, связанный с группой пятен № 336 (бюллетень "Солнечные данные"). В этой группе пятен в этот день (несколько позже того момента времени, для которого приведены сканы на рис. 4(а)) произошел всплеск - один из 37 всплесков, результаты исследования которых приведены в главе 3. Видно, что на 1-скане интенсивность наибольшего источника в несколько раз превышает интенсивность спокойного Солнца. В таком случае для вычисления потока спокойного Солнца необходимо использовать площадь, находящуюся под кривой спокойного Солнца, а не площадь всего скана, так как в последнем случае ошибка будет слишком большой.
Кроме потока микроволнового излучения сканы ССРТ позволяют измерять угловые размеры источников излучения. Для определения углового размера источника обычно используют формулу [36]: