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 СолнцаВ свою очередь, излучение возмущенного Солнца состоит из
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:
B(s=2)=5400/l
B(s=3)=3570/l
(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 акр, разделяющая интервалы углов с оптической
толщиной больше и меньше единицы. так, для волны 3 см над центром
пятна
акр для обыкновенной волны:
акр=14'(s=2), 17о (s=3)
для необыкновенной волны
акр=15о(s=2), 46о(s=3), 5о
(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
Кэррингтон- более 100 лет назад определил элементы вращения Солнца. Для экватора долгота восходящего узла относительно эклиптики
А =73об 6667 + )Т-1850)х0о,01396
наклон солнечного экватора к эклиптике
угловая скорость вращения Солнца на широте
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.