Короткі відомості про Сонце

У лютому 1942 року військові локатори на півдні Англії раптово вийшли з ладу через дуже сильної перешкоди. У військових виникло побоювання, що німці застосували нову систему придушення локаторів. Однак після вивчення повідомлення про перешкоди Хей прийшов до висновку, що порушення зв'язку відбулося в результаті впливу сильного сонячного радіовипромінювання, пов'язаного з наявністю великого плями на диску Сонця.

Сонячне радіовипромінювання прийнято ділити на дві складових:

1) випромінювання спокійного Сонця
2) випромінювання обуреного Сонця, додають до першої складової в періоди сонячної активності В свою чергу, випромінювання обуреного Сонця складається з 1) повільно змінюється компоненти (на масштабах часу дні, тижні, місяці)
2) швидко змінюється компоненти (секунди, хвилини)

Після виявлення Саусвортом в 1942 році випромінювання невозмущенного Сонця на 3 вільних в діапазоні 1-10см, і зв'язку між інтенсивними радіовсплесков і сонячними спалахами Еплтона в 1946 році, почалися регулярні спостереження Сонця в Англії, Австралії та Канаді. Спочатку реєструвався повний потік випромінювання від Сонця на малих дзеркалах, тому в основному вивчалися сплески (швидко мінливий компонент), які були детально класифіковані на основі спектрально-тимчасовим характеристик, і розділені на 5 типів-за спектром (1-шумові бурі, 2 спалахи ), і три типи за часовими характеристиками.

Тип I. шумові бурі, сотоящій з безлічі короткочасних вузькосмугових сплесків, в метровому діапазоні (300-50 МГц)
Тип II Сплески з повільним частотним дрейфом. Починаються в метровому діапазоні (300МГц) і повільно (протягом десятків хвилин) переносяться в декаметровий діапазон (10МГц). Пов'язані з великими спалахами і є проявом ударних хвиль, що проходять через атмосферу Сонця.
Тип III Сплески з швидким частотним дрейфом. Швидко (за секунди) переміщаються з дециметрового в декаметровий діапазон (500-0.5МГц). Часто трапляються групами, в сонячних активних областях.
Тип IV широкодіапазонні безперервне випромінювання в метровому діапазоні (300-30МГц), наступне за сплесками. Починається через 10-20 хвилин після максимуму великого спалаху, і може тривати кілька годин.

Особливості сонячного радіовипромінювання вимагають спостережень з хорошим двовимірним просторовим дозволом (секунди дуги), хорошим тимчасовим дозволом (до мілісекунд), і в широкому діапазоні хвиль (від мм до метрів), і з хорошим спектральним дозволом (за нашими нинішніми уявленнями, 1%).
C введенням в дію радіотелескопів з високою просторовою роздільною здатністю, - радіогеліографа Нобеяма, РАТАН-600, VLA, OVRO, SSRT- стало можливим вивчення детальної структури окремих утворень на Солнце.Еще в 60-і роки було виявлено, що локальні джерела (ЧИ) над плямами випромінюють в основному в діапазоні 1-50 см, і мають спектр з максимумом на довжині хвилі 4 5 см. Ця хвиля досі являється однією з найпопулярніших у солнечников. Приблизно на цій же хвилі працює ССРТ (С ібірскій З Сонячної Р Адіо Т елескоп). Інші популярний довжини хвиль: 10 см (потік на цій хвилі корелює з числом Вольфа і є незалежним способом відстеження 11-летнкго циклу), 21 см (лінія нейтр. Водню), 3 см (використовується в критерії Танаки-ЕНОМІ). 30, 10, 8 і 3 см є робочими хвилями японської станції Тойокава (вірніше, колишня Тойокава, у 2000 (?) Г переїхала в Нобеяма (NorH, 1.76 см), і тепер називається NoRP -Nobeyama Radio Polarimetrs), за даними якої здійснюється абсолютна калібрування сонячних даних РАТАН-600.

Також на зорі сонячної радіострономіі було виявлено (Корольков, Соболєва, Гельфрейх, 1960), що випромінювання повільно змінюється компоненти володіє значною круговою поляризацією. Ступінь кругової поляризації на хвилі 3-7.5 см досягає 20-30% і більше. Розвинена Железняковим (пізніше зі Злотник) теорія гірорезонансного (теплове циклотронний або магнітотормозного) випромінювання добре пояснила спостерігаються спектр і кругову поляризацію локальних джерел.

Після півтора десятиліть розвитку сонячної радіоастрономії були опубліковані перші монографії, незалежно Железняковим (1964 - огляд, в основному посв. Теоретичним аспектам) і Кунду (1965- переважно посв. Результатами набл.), І ці автори досі залишаються найбільш цитованими в сонячної радіоастрономії .

Структура активних областей на Сонці і типові спектри окремих компонент.

Сучасна концепція локального джерела радіовипромінювання, або активної області, являє собою багатокомпонентну тривимірну плазмову структуру, випромінює з різних висот і з різних своїх частин в силу різних механізмів, як теплового, так і нетеплового походження. Типові спектри компонент локального джерела см. Дис. Коржавіна А.Н.).

Зазвичай в ЧИ виділяють наступні компоненти: плям компонента (провідне і хвостове плями разделіми при хорошому дозволі), гало, і так звані пекулярні джерела (або джерела над нейтральною лінією - вивчалися на РАТАН, ССРТ і Нобеяма). Плям компонента майже 100% поляризована, і являє собою теплове циклотронне випромінювання на другий і третій гармоніках гірочастоти, причому випромінювання на цій хвилі виходить з області (гірорезонансного шару), де значення магнітного поля:

B (s = 2) = 5400 / l
B (s = 3) = 3570 / l

(Гельфрейх, 1982).
При цьому на довгих хвилях (20 см) ефективно випромінюють гірорезонансние шари лежать в короні, з температурою (1-3) 106К, а на більш коротких хвилях (4см) ці рівні лежать в перехідній області між хромосферою і короною, де температура нижче. Звідси характерний спектр - на коротких хвилях випромінювання спадає тому, що температури низькі, на довжину не растет- тому, що температура перестає рости (корона температурно однорідна), а магнітне поле зменшується.

оптична товщина при певних спрощення задається формулою:

звідси видно, що оптична товщина на всіх гармониках і для обох типів хвиль убуває разом з а - кутом між H0 і нормаллю до хвилі, і при а = 0 звертається в нуль. Так як синус входить у вираз в ступеня (2s-2), це веде до того, що на різних гармоніках прозорість в залежності від променя зору (сонячної довготи) різна, і існує критичний кут акр, що розділяє інтервали кутів з оптичною товщиною більше і менше одиниці. так, для хвилі 3 см над центром плями
акр для звичайної хвилі:
акр = 14 '(s = 2), 17о (s = 3)
для незвичайної хвилі
акр = 15о (s = 2), 46о (s = 3), 5о (s = 1)

Далі буде...

література

1. Краус Дж. Радіоастрономія. - М., Рад. радіо, 1973
1. В.В. Железняков. Радіовипромінювання Сонця і планет. М, 1964.-560 з з мул.
2. В.В. Железняков. Випромінювання в астрофізичній плазмі. М., 1997.-528с
3. А.Крюгер Сонячна радіоастрономія і радіофізіка.М., Мир, 1984

статті:
Akhmedov Sh.B., Gelfreikh GB, Bogod VM, Korzhavin AN The Measurement of Magnetic Fields in the Solar Atmosphere above Sunspots Using Gyroresonance Emission. Solar Physics, 1982, 79, No 1, 41-58.

Керрінгтон- понад 100 років тому визначив елементи обертання Сонця. Для екватора довгота висхідного вузла відносно екліптики

А = 73об 6667 +) Т-1850) х0о, 01396

N- номер року
нахил сонячного екватора до екліптики i = 7о, 25 Для розрахунку геліографічних широт використовується той нульовий меридіан, який проходив через центр сонячного диска в грінвічський опівдні 1 січня 1854 (JD 2 398 220,0). Надалі цей же меридіан проходить центр сонячного диска через кожні 27,2753 діб, на підставі чого йде рахунок сонячних оборотів.
кутова швидкість обертання Сонця на широті w = 14о, 38 - 2о, 7 sin 2 j

Швабе в 1843 році виявив 11-річний цикл пятноообразовательной активності Сонця. Тривалість циклів може бути від ~ 7 до ~ 15 років.
Вольф в 1862 році знайшов 78 (88) - річну циклічність.