CC BY
32
2015
ВЕСТНИК САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА
Сер. 4. Том 2 (60). Вып. 2
ФИЗИКА
УДК 523.9-7
В. М. Богод1, А. А. Гофман2, А. Г. Ступишин2, О. М. Ступишина2, Л. В. Ясное2
0 СПЕКТРЕ И ОБЛАСТЯХ ГЕНЕРАЦИИ МИКРОВСПЛЕСКОВ В ДЕЦИМЕТРОВОМ ДИАПАЗОНЕ ДЛИН ВОЛН
1 Санкт-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН, Российская Федерация, 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, 65
2 Санкт-Петербургский государственный университет, Российская Федерация, 199034, Санкт-Петербург, Университетская наб., 7—9
На новом материале исследовано обнаруженное авторами ранее явление на Солнце — микровсплески (МВ) в дециметровом диапазоне. Явление наблюдалось при разных углах зрения (различные азимутальные наблюдения) на породившую его солнечную активную область. В статье приведены характеристики — средняя длительность и спектр интенсивности потоков. Предложено теоретическое объяснение природы и механизма генерации дециметровых микровсплесков. Природа явления предполагается родственной природе шумовых бурь на Солнце (всплескам радиоизлучения I типа, которые регистрируются в диапазоне метровых длин волн) и является их проявлением в дециметровом диапазоне. Механизмом генерации предполагается некогерентный механизм генерации верхнегибридных волн. Выполнены расчёты инкрементов верхнегибридных волн в рамках известной модели солнечной атмосферы с учётом циклотронного и тормозного поглощений. Показано, что МВ возникают в окрестностях областей над нейтральной линией фотосферного магнитного поля. Высокочастотная граница спектра МВ зависит от плотности электронов и не зависит от напряжённости магнитного поля в области их генерации. Библиогр. 22 назв. Ил. 12. Табл. 2.
Ключевые слова: Солнце, солнечное радиоизлучение, микровсплеск, дециметровый диапазон, шумовая буря, механизм генерации.
V. M. Bogod1, A. A. Gofman2, A. G. Stupishin2, O. M. Stupishina2, L. V. Yasnov2
ON SPECTRUM AND GENERATION REGIONS OF MICROBURSTS IN DECIMETER WAVE BAND
1 Saint-Petersburg branch of Special Astrophysics Observatory of RAS, 65, Pulkovskoe shosse, St. Petersburg, 196140, Russian Federation
2 St. Petersburg State University, 7—9, Universitetskaya nab., St. Petersburg, 199034, Russian Federation
The subject of the presented work is the researching of the solar phenomenon which was discovered earlier by authors — microbursts (MB) in decimetre band. The present investigation was based on new observation data. The phenomenon was observed at different angles of view (different azimuth observations) to the solar active region which was the parent for these MB. Characteristics of decimetre microbursts — mean duration and flux intensity spectrum — are presented in this work. We propose a theoretical explanation of the nature and generation mechanism for these microbursts. We suppose that the decimetre microburst nature is the same as for the solar
noise storm (I-type radiobursts in the meter radiowave band), so the decimetre microbursts are the development of the noise storm in the decimetre wave band. We propose the generation mechanism of decimetre microbursts as the incoherent upper-hybrid wave generation mechanism. Also we made calculation of upper-hybrid waves increments in frame of known solar atmosphere model where we considered the cyclotron and free-free absorption. It was shown that MB appears near the regions above the neutral line of photosphere magnetic field. The upper-frequency bound of MB spectrum depends on the electron density and does not depend on the magnetic field intensity in MB-generation region. Refs 22. Figs 12. Tables 2.
Keywords: Sun, solar radio emission, microburst, decimeter wave band, noise storm, generation mechanism.
Введение. В работе [2] сообщалось об обнаружении в солнечных активных областях (АО) долгоживущих источников микроволновых всплесков (MB) радиоизлучения, обладавших высокой степенью (от 70 до 100%) круговой поляризации, знак которой соответствовал обыкновенной волне. Эти источники сопровождались континуальным излучением в интенсивности (параметр Стокса I) и регистрировались по возмущениям записи одномерных сканов Солнца радиотелескопом РАТАН-600 одновременно на нескольких длинах волн дециметрового диапазона. Источники MB и континуума существовали в течение нескольких дней и появлялись в местах длительного выделения энергии. В работе [3] дециметровые МВ, зарегистрированные РАТАН-600 на частотах вблизи 1000 МГц, сопоставлены с всплесками излучения шумовых бурь (NS — Noise Storm) на частотах 164 и 230 МГц по наблюдениям, проведённым на радиогелиографе в Нансей (Франция). Некоторые отдельные всплески этого типа были также исследованы в работах [4-6, 17]. Так, были определены параметры наклона спектра, уровень энергии источников быстрых электронов и временные характеристики событий. Анализ показал высокую вероятность того, что МВ являются проявлением NS в дециметровом диапазоне длин волн, т. е. составной частью общего процесса, связанного с шумовыми бурями. В рамках единой модели генерации радиоволн для МВ и NS было показано, что в отличие от всплесков радиоизлучения I типа, являющихся составной частью NS, МВ связаны с некогерентным механизмом генерации ленгмюровских волн. В настоящей работе представлены анализ характеристик МВ, наблюдавшихся в новом цикле солнечной активности, спектры отдельных импульсов радиоизлучения и расчёты инкрементов верхнегибридных волн в рамках известной модели солнечной атмосферы с учётом циклотронного и тормозного поглощений.
Описание наблюдений. Приведём некоторые характерные примеры регистрации длительно существующих МВ. Наблюдения проводились с использованием широкодиапазонного панорамного анализатора спектра радиотелескопа РАТАН-600 в диапазоне 0,756-18,2 ГГц в 113 частотных каналах. Чувствительность по потоку составила 5-10 Ян при наблюдениях диска Солнца с собирающей поверхностью инструмента от 500 до 1000 м2 во всём регистрируемом диапазоне волн и постоянной времени 0,2 с. Все приёмные устройства регистрировали правую (R-) и левую (L-) компоненты круговой поляризации излучения.
Объектом исследования 18 февраля 2011 года был выбран участок Солнца с ге-лиокоординатами N12W01, находившийся почти в центре солнечного диска, который интересен тем, что в названную дату в нем отмечалась повышенная активность. В день наблюдения в указанных координатах регистрировалась активная область АО №11161, характеризовавшаяся сложной магнитной конфигурацией (руб), рядом с ней находилась факельная площадка. На фоне относительно спокойной вспышечной ситуации внутри АО №11161 (или близко к ней) регистрировалась скрытая активность: уже на следующий день — 19 февраля 2011 года — Solarmonitor [21] зафиксировал возникно-
вение АО №11162 в непосредственной близости к АО №11161 (можно предположить отделение части АО №11161 в самостоятельную область). По сведениям же ежедневного бюллетеня солнечных событий NOAA, образование АО №11162 произошло в день нашего наблюдения, вновь образовавшаяся область сразу же породила три мощных рентгеновских вспышки балла М (две вспышки М1,0 и одну вспышку М1,3). Solarmonitor же относит эти вспышки к старой области АО №11161.
К какой бы из указанных АО ни относились вспышки, можно предположить перестройку и усиление вспышечной активности участка Солнца N12W01, где были зарегистрированы эти области. Кроме того, в этот день на Солнце были зафиксированы 24 шумовые бури, которые, возможно, относились к указанным процессам. Сопоставление карты Солнца с записями сканов Солнца радиотелескопом РАТАН-600 показывает, что гелиокоординатам N12W01 соответствует участок записи необычной формы. На рис. 1 приведён пример такой записи излучения на волне с частотой 1,193 ГГц. Как показано, на вершине пика излучения, приходящегося на исследуемый участок, наблюдаются вариации. Эти вариации (три широких пика) хорошо видны на сглаженной кривой, исключающей шумовую компоненту (рис. 2).
Рис. 1. Участок скана радиотелескопа РАТАН-600 на частоте 1,193 ГГц, сопоставленный с участком Солнца N12W01: линия с большими вариациями — запись правополяризованного (И.-) излучения, линия с меньшими вариациями — запись левополяризованного (Ь-) излучения
27000 26000 25000 24000 23000 ^ 22000 21000 20000 19000 18000 17000 16000 15000
Рис. 2. Участок записи скана Солнца на волне с частотой 1,193 ГГц, сглаженный скользящим средним: 1 — правополяризованная компонента излучения; 2 — левополяризованная компонента излучения
50 арксек
положение на диске Солнца
Кроме того, видно, что правополяризованная (И) компонента излучения варьирует сильнее левополяризованной Оказалось, что указанные вариации носят избирательный характер — регистрируются лишь в дециметровом диапазоне длин волн и не на всех частотах принимаемого излучения. В табл. 1 помечены частоты РАТАН-600, на записях которых наблюдается указанный феномен.
Таблица 1
Список частот дециметрового диапазона РАТАН-600 с отмеченными частотами, на которых наблюдаются вариации излучения (+)
Частота, ГГц Факт вариации К-комионенты излучения Факт вариации ^компоненты излучения
0,759
0,802
1,087 +
1,139 + +
1,193 + +
1,249 + +
1,306 + +
1,365
1,426
1,488
1,552 + +
1,618 +
1,686
1,756
1,828
2,137
2,305 +
2,392 +
2,483 +
2,67
2,77
Воспользовавшись различными азимутальными наблюдениями РАТАН-600, интервал между которыми равен 2°, мы обнаружили, что описанное явление отмечается не только в (0)-азимуте (меридиональное наблюдение), но и в следующем за ним (— 2)-ази-муте, наблюдение в котором проводится спустя 2° после прохождения Солнца через меридиан радиотелескопа. В следующем за этим наблюдении, в (—4)-азимуте, эффекта вариации излучения уже не видно. На рис. 3 показаны сглаженные кривые (исключена шумовая компонента) записей радиотелескопа на частоте 1,139 ГГц, сделанных при разных азимутальных наблюдениях. Регистрация указанного феномена на одной и той же частоте излучения в двух азимутальных наблюдениях и его отсутствие в следующем азимутальном наблюдении (когда угол зрения изменился еще больше относительно меридионального наблюдения) позволяют исключить возможность инструментальных особенностей регистрации. Между азимутальными наблюдениями нет различий в настройках радиотелескопа, а искажение формы пиков в (—2)-азимуте и полное их исчезновение в (—4)-азимуте объясняется, вероятно, изменением перспективы.
Убедившись в реальном существовании эффекта, мы определили следующие его характеристики: спектры интенсивности потоков и средние длительности замечен-
30000
25000
Е-ч"
20000
15000
30000
25000
20000
15000-
30000
25000
20000
50 арксек
15000
положение на диске Солнца
Рис. 3. Участки записей излучения Солнца на волне с частотой 1,139 ГГц, сглаженные скользящим средним, в (0)-азимуте (а), (—2)-азимуте (б) и (—4)-азимуте (в): 1 — правополяризованная компонента излучения; 2 — левополяризованная компонента излучения
ных вариаций. Достоверность того, что вариации излучения имеют место только над указанным участком Солнца, а не являются инструментальной особенностью, дополнительно проверялась путём сравнения спектров разных частей диска Солнца. Сравнивались спектр излучения указанного участка записи со спектром излучения участка спокойного Солнца. На рис. 4 приведены спектры интенсивности потоков в 0-азимуте (меридиональное наблюдение с минимальными искажениями перспективы), где N12W01 (И) — это усреднённый по трём пикам спектр правополяри-зованной компоненты излучения участка Солнца с указанными гелиокоординатами; N12W01 — усреднённый по трём пикам спектр левополяризованной компоненты излучения данного участка, QS (И) и QS — усреднённые по пяти точкам спектры
Рис. 4. Спектры вариаций интенсивности потоков участка Солнца N12W01 (И) — 1, (Ь) — 2 (АО №11161 + АО №11162) и участка спокойного Солнца дя (И) — з, (Ь) — 4
к
&0,04-| п
о
о 0,02-н
о п
-с
Б
си0,00
н е
н
н
2
0,8
1,6
Частота, ГГц
2,4
в
1
1
право- и левополяризованной компоненты излучения соответственно, вычисленные для участка спокойного Солнца (QS — Quiet Sun). Звездочками помечены частоты, на которых регистрируются вариации. Характер спектральных кривых участка Солнца N12W01 отличен от поведения этих кривых, построенных для спокойного Солнца: в N12W01 отмечается усиление излучения на частотах с регистрируемыми вариациями. На рис. 2 и 3 видно, что, длительности вариаций (ширина пиков в данном диапазоне длин волн соответствует протяженности по диску Солнца и длительности явления в силу особенностей диаграммы радиотелескопа) несколько различны, хотя и близки по величине. Значения этих длительностей приведены в табл. 2.
Таблица 2
Значения длительностей дециметровых микровсплесков, с
Значение R-компонента L-компонента
излучения излучения
Средняя величина длительности 19,81 13,35
Медиана длительности 16,92 14,11
Стандартное отклонение длительности 6,60 1,99
Подводя итог результатам наблюдения, можно сделать следующие заключения:
1. Описанное явление наблюдается только в дециметровом диапазоне излучения.
2. Одновременно с ним регистрируется большое количество шумовых бурь на Солнце.
3. Характеристики вариаций излучения схожи с определёнными в предыдущих работах характеристиками микровсплесков в дециметровом диапазоне и продлевают частотный интервал лишь до 2,483 ГГц (селективно).
Все вышесказанное позволяет предположить, что мы вновь столкнулись с явлением МВ и сумели более полно определить его характеристики.
Обсуждение. Отличительная особенность всех наблюдавшихся ранее МВ: они имеют резкий завал спектра интенсивности излучения на частотах выше ~ 1 ГГц. Спектр МВ, полученный в данной работе, имеет более высокочастотный завал (2-3 ГГц). Рассмотрим, как это можно понять в рамках известной модели распределения электронной концентрации и температуры в активной области [10]. Для этого обратимся к модели магнитного поля, содержащей два разнесенных и противоположно направленных диполя. Модель, приводящая к появлению источников, связанных с нулевым продольным магнитным полем (NLS — Neutral Line Source), была рассмотрена в работе [16]. Такие источники тесно связаны со вспышечными явлениями в активной области, и поэтому естественно полагать, что и МВ тесно связаны с ними. Будем считать, что область на фотосфере, расположенная на оси диполей, имеет напряжённость Bph = 3000 или 2000 Гс. Глубину диполей под фотосферой положим равной 3 • 109 см. Поле на фотосфере между этими диполями (рассматриваем источник, расположенный между диполями на нейтральной линии — NLS) будем полагать равным Bnis = 200, 100, 50 и 25 Гс. Для этого мы должны поместить эти диполи на некотором расстоянии d, зависящем от Bnis. Характеристики этого поля (гироуровни и силовые линии) для Bnis = 100 Гс и Bph = 2000 Гс представлены на рис. 5. На рис. 6 показано распределение электронной концентрации в активной области согласно [10].
Рассмотрим генерацию радиоизлучения в рамках модели с двойным плазменным резонансом. Как было показано в работах [7, 19, 20], эффективность генерации верхнегибридных волн значительно возрастает, если их частота близка к гармонике электрон-
в
Рис. 5. Структура магнитного поля для Бп\а = 100 Гс, Брь = 2000 Гс: а — гирорезонансные уровни с номерами гармоник 8 = 2 + 5 для частоты f =1 ГГц; б — структура силовых линий; в — напряжённость поля в зависимости от высоты для области, расположенной
между диполями (у = 0)
ной циклотронной частоты. В соответствии с этим механизмом обратим внимание на высотные зависимости верхнегибридной частоты и гармоник гирочастоты. Результаты соответствующих расчётов приведены на рис. 7, где видно, что в диапазоне частот около 1 ГГц для Вп\8 = 100 Гс возможно появление 3-4 полос зебра-структуры, возникающей вблизи переходной области, высота которой около 3 • 108 см для зоны, находящейся посередине между диполями (у = 0), т. е. в зоне возможного NLS. Высокочастотное
Рис. 7. Распределение верхнегибридной частоты и гармоник гирочастоты с номерами гармоник в = 2 ^ 20 по высоте при Бп1в = 100 Гс в активной области: о — для области, расположенной между диполями (у = 0); б — на оси диполей (у = d/2, d — расстояние между диполями)
излучение на гироуровнях ев ^ 6 возникает в более глубоких слоях солнечной атмосферы, где велико тормозное поглощение радиоволн. Низкочастотное излучение генерируется на существенно больших высотах (выше 6 • 109 см). Для областей вблизи осей диполей невозможна генерация высокочастотных волн. Здесь такие волны могут генерироваться на низких высотах, где, однако, очень велико тормозное поглощение. Для областей вблизи осей диполей возможно излучение только метровых волн на больших высотах (выше 7 • 109 см). Как показывают расчёты, последний вывод не зависит от величины Бп\в.
При уменьшении Бп\8 увеличивается возможное количество полос зебра-структуры для области с у = 0. Это видно на рис. 8, где построены графики, аналогичные графикам рис. 7, только для Бп\а = 50 Гс.
Мы не будем анализировать далее низкочастотное излучение, возникающее на больших высотах. Скажем только, что, как показывают расчёты, такое излучение может выходить только при генерации на достаточно высоких гармониках (в > 10) с большим количеством (верхняя граница в практически не ограничена) близко расположенных полос зебра-структуры (/ « 0,002/).
Рис. 8. Распределение верхнегибридной частоты и гармоник гирочастоты с номерами гармоник s = 2 ^ 20 по высоте при Bn\s = 50 Гс в активной области:
a — для области, расположенной между диполями (у = 0); б — на оси диполей (у = d/2, d — расстояние между диполями)
Теперь учтём тормозное и гирорезонансное поглощение излучения на тех гироуров-нях, где, в соответствии с явлением двойного плазменного резонанса, усиливаются верхнегибридные волны. Будем также, в соответствии с [1, 9, 11, 13, 14], полагать, что генерация радиоволн происходит в результате взаимодействия верхнегибридных волн с низкочастотными плазменными волнами, т. е. что частота радиоволн соответствует гирочастоте. Циклотронное поглощение учитывалось по формулам, приведённым в [22]. Чтобы не принимать в расчёт особенность в коэффициенте поглощения, которая имеет место при строгом распространении радиоволн поперёк магнитного поля, вычисления проводились при отклонении угла распространения от перпендикулярного на 15° дуги. Проведённые расчёты иллюстрирует рис. 9. Интенсивность излучения на всех гармониках принималась равной 1. Затем учитывались тормозное поглощение вышележащих над гирослоем слоёв солнечной атмосферы и гирорезонансное поглощение в самом гирослое и в вышележащих гирослоях. В результате излучение ограничивается со стороны высокочастотной и со стороны низкочастотной областей спектра. При этом, тормозное поглощение эффективно в высокочастотной области, а циклотронное поглощение — в низкочастотной.
Рис. 9. Спектральные характеристики радиоизлучения при Bph = 3000 Гс (a), 2000 Гс (б): 1 — Bnls = 25 Гс; 2 — Bnls = 50 Гс; 3 — Bnls = 100 Гс
Как следует из этих расчётов, число полос зебра-структуры (если условия генерации таковы, что полосы разделяются) зависит от значения Bnis и изменяется от 1-2 полос для Bnis = 100 Гс до 10 и более для Bnis = 25 Гс. Для Bnis = 200 Гс излучение на всех s полностью поглощается. А основной вывод, который в полной мере соответствует результатам ранних наблюдений МВ: высокочастотная граница спектра радиоизлучения во всех случаях составляет значение около 1,1-1,2 ГГц и не зависит от выбора модельных параметров магнитного поля.
Рассмотрим, как меняется характер спектра в зависимости от плотности тепловых электронов. Будем умножать значение распределения плотности электронов с высотой на постоянный параметр nadd. Проведем расчёты для плотности, увеличенной в 3 раза («add • n(h), где nadd = 3), а также для уменьшенной вдвое (nadd = 0,5). Соответствующие распределения верхнегибридной частоты и гармоник гирочастоты по высоте показаны на рис. 10, где видно, что спектры, в том числе и высокочастотная граница спектров излучения, как и следовало ожидать, существенно зависят от распределения плотности электронов в атмосфере.
На рис. 11 видно, что с увеличением плотности (nadd = 3) увеличивается высокочастотная граница спектра и, наоборот, с уменьшением плотности (nadd = 0,5)
1 10
h, Мм
10
h, Мм
Рис.
100 1000 = 2 ^ 20
10. Зависимость верхнегибридной частоты и гармоник гирочастоты с s
от высоты в активной области с Bn\s = 50 Гс в активной области: для увеличенной плотности (raadd = 3); б — для уменьшенной плотности (raadd = 0,5)
0,4 0,6 0,8 f ГГц
1,0 1,5
f, ГГц
Рис. 11. Спектральные характеристики радиоизлучения при nadd = 3 (а), nadd = 0,5 (б): 1 — Bn\s = 25 Гс; 2 — Bn\s = 50 Гс; 3 — Bn\s = 100 Гс
—
уменьшается значение высокочастотной границы спектра. Таким образом, можно сделать заключение, что отдельный МВ, проанализированный в настоящей работе, возник в атмосфере с увеличенной плотностью по сравнению с плотностью, представленной в модели [10]. При увеличении плотности также увеличивается количество областей с двойным плазменным резонансом, из которых может выйти радиоизлучение.
Для получения более реальных спектров учтём различие инкрементов верхнегибридных волн при тех параметрах, которые были получены в предыдущих расчётах. Отметим, что возможность появления в спектре излучения полос зебра-структуры зависит от характеристик энергичных электронов. Так, в работе [15] было показано, что максвелловское распределение по импульсам энергичных электронов, даже с конусом потерь, приводит к замытию зебра-структуры. И учёт релятивистских эффектов при таком распределении по импульсам энергичных электронов также не даёт выраженной зебра-структуры [18]. Согласно [8], зебра-структура возникает при степенном распределении электронов по импульсу с достаточно высоким степенным индексом (5 ^ 5). При максвелловском распределении энергичных электронов по импульсам степень замытия зебра-структуры зависит от соотношения Арь/рь, где Арь — разброс ускоренных электронов по импульсу; рь — средний импульс тепловых электронов. МВ — достаточно
слабые вспышечные явления, поэтому далее можно полагать, что величина Дрь/рь не слишком мала.
Расчёт инкрементов верхнегибридных волн. Нами была рассмотрена степенная функция распределения энергичных электронов по модулю импульса ф(р) в рамках ](р, 8), описывающей распределение с конусом потерь с питч-угловой границей 8С и шириной границы Д8С ^ 1 [8]:
fp(p, 0) = Ф(р) х
0,
е - ес + лес Авп
0 < 0С - Д0С, 0С - Д0С < 0 < 0c,
0 > 0c.
Предложенная нами функция распределения имеет вид
<р(р) = а(Р;2 +ру2)-%Н [р2 ~ Н(р~2-Pz02),
где a — коэффициент, нормирующий функцию f (p, 0) на 1. В приведённой функции степенной индекс ^ мы положили равным 5; px и pz соответствуют поперечной и продольной компонентам импульса электрона по отношению к вектору напряженности магнитного поля; единичные функции ограничивают диапазон модулей импульсов, больших среднего импульса тепловых электронов pz 0, о — параметр, определяющий анизотропию функции распределения. Для описанной функции распределения f (p, 0) справедливо выражение для мнимой части диэлектрической проницаемости неравновесной плазмы [8]
Ime„W ^ -2я2mV (х
\тшв J
т с —г,---l иа
к2 no
d ф (p) ф (P )tan0c dp
pД0c
swb
Гю sin2 0
- 1
APz p
где т — масса электрона; с — скорость света; шр — плазменная частота; к — модуль волнового числа; пь и по — концентрация энергичных и тепловых электронов соответственно; Г — лоренц-фактор; — функция Бесселя порядка в; к± — поперечная компонента волнового вектора; р± — поперечная компонента вектора импульса электрона; Шв — электронная гирочастота; Дpz — окрестность точки касания резонансной кривой и прямой 8 = 8С — задаётся выражением [8]
Дpz — 2p
ю
г(Г
у^ап6сД6с.
вШв
Эта величина связана с инкрементом затухания ленгмюровской волны соотношением
1т £ц
[d Re ц/дю]
Re £1 =0
Сделав необходимые подстановки, мы получили выражение для инкремента верхнегибридной волны, соответствующей гармонике с номером в электронной гирочастоты
1
х
c
е2Оь ш4пьл2фю(ю2 - (swb)2) , 2 kxPzо tan 6С ,
ys = ——,-—^--— Js" -=- (2вшв - Сьш(1 - cos(20c))),
(kx + kz )noPz0s^b tan 6C V тюв
где Оь — значение лоренц-фактора в точке касания резонансной кривой и прямой 6 = 6c; ф — значение функции распределения по модулю импульса в точке касания; ю — верхнегибридная частота; Юв — электронная гирочастота; kx — поперечная компонента волнового вектора; pzо tan 6c — поперечная компонента вектора импульса в точке касания.
Были проведены расчёты инкремента для поля на оси диполя величиной Bph = 2000 и 3000 Гс, для значений поля между диполями величиной Bn\s = 5, 50 Гс и 100 Гс, для значений верхнегибридных частот, соответствующих номерам s гармоник гирочасто-ты, для которых излучение может выйти за пределы области генерации. Полученные инкременты сравнивались с аналогичными величинами для случая экспоненциальной функции распределения на основе статьи [12]. Учитывалось тормозное поглощение вышележащих над гирослоем слоёв солнечной атмосферы и гирорезонансное поглощение в самом гирорезонансном слое и в вышележащих гирорезонансных слоях. Результаты вычислений проиллюстрированы на графиках. На рис. 12 показан суммарный приведённый инкремент yS = 10~9 уя(по/пь) гармоник электронной гирочастоты для определённых значений поля на оси диполя Bph и поля между диполями Bn\s (сплошная тонкая чёрная линия); поведение инкремента отдельной гармоники с номером s вблизи значения, соответствующего верхнегибридной частоте, в интервале от s — 1 до s + 1 (пунктирные чёрные кривые); инкремент как функция верхнегибридной частоты в случае экспоненциальной зависимости распределения энергичных электронов по модулям импульса (жирная чёрная линия); пунктирные вертикальные линии на графике соответствуют значениям верхнегибридных частот, для которых выполнялся расчёт.
Расчёты инкрементов позволяют сделать следующие выводы:
1. С увеличением поля в области между диполями, растёт расстояние между соседними пиками; если при значении поля между диполями Bn\s = 25 Гс, заметно наложение кривых инкрементов, то при значении Bn\s = 100 Гс — пики расположены обособленно.
2. Значения инкремента, рассчитанные для каждой верхнегибридной частоты, соответствующей номеру гармоники s, не являются максимальными в окрестности частот, в промежутке от s — 1 до s + 1, в отличие от результатов оригинальной статьи [8]. Причина в методологических подходах: если в статье [8] верхнегибридная частота определяется из максимума инкремента, то в нашей работе она является входным параметром.
3. Инкременты затухания, рассчитанные для степенной функции распределения, заметно превышают значения инкрементов, рассчитанных для экспоненциальной зависимости.
Заключение.
Показано, что высокочастотная граница спектра МВ может простираться до частот 2-3 ГГц.
В рамках действия механизма генерации радиоволн, связанного с двойным плазменным резонансом и последующей трансформацией верхнегибридных волн при их взаимодействии с низкочастотными плазменными волнами показано, что МВ должны возникать в областях источников NLS, т. е. в областях между основными магнитными полями противоположной направленности, где магнитное поле не превышает 150-200 Гс.
Для модели солнечной атмосферы [10] генерация МВ и зебра-структуры в дециметровом диапазоне длин волн происходит в переходной области атмосферы активной области, т. е. на высоте около 3 • 108 см.
26 22 18 14 10 6 2
26 22 18 14 10 6 2
250 500 750 1000 1250 1500 Частота, МГц
250 500 750 1000 1250 1500 Частота, МГц
26 22 18 14 10 6 2
26 22 18 14 10 6 2
500 750 1000 1250 1500 1750 Частота, МГц
250 500 750 1000 1250 Частота, МГц
1500
26 22 18 14 10 6 2
26 22 18 14 10 6 2
500 750 1000 1250 1500 Частота, МГц
750 1000 1250 Частота, МГц
1500
Рис. 12. Суммарный приведённый инкремент:
а — БрЬ = 2000 Гс, Бп1з = 25 Гс, « = 3 ^ 17; б — БрЬ = 2000 Гс, Бп1з = 50 Гс, « = 2 ^ 9; в — БрЬ = 2000 Гс, Бп1з = 100 Гс, « = 2 ^ 20; г — БрЬ = 3000 Гс, Бп1з = 25 Гс, « = 3 ^ 17; д — БрЬ = 3000 Гс, Бп1з = 50 Гс, « = 3 ^ 9; е — БрЬ = 3000 Гс, Бп1з = 100 Гс, « = 2 ^ 5
Тормозное поглощение лежащих над гирослоем слоёв солнечной атмосферы и гиро-резонансное поглощение в самом гирослое и в вышележащих гирослоях ограничивает спектр МВ и зебра-структур высокочастотной и низкочастотной областей спектра. При этом тормозное поглощение эффективно в высокочастотной области, а циклотронное поглощение — в низкочастотной.
Низкочастотное излучение МВ и зебра-структур возникает на больших высотах в областях на оси диполей и между осями диполей. Как показывают расчёты, такое излучение может выходить только при генерации на достаточно высоких гармониках (s > 10) с большим количеством (верхняя граница s практически не ограничена) близко расположенных полос зебра-структуры (5/ « 0,002/).
Литература
1. BenzA. O., WentzelD. G. Coronal evolution and solar type I radio bursts — an ion-acoustic wave model // Astron. Astrophys. 1981. Vol. 94. P. 100.
2. Bogod V. M., Fu Q., YasnovL. V. The detection of long-term microbursts at the level of one thousandth of S.F.U. in Solar active regions // Proc. 9th European Meeting on Solar Physics, Magnetic Fields and Solar Processes. ESA Spec. Publ., 1999. ESA SP-448. P. 1041.
3. Bogod V. M., Mercie C., Yasnov L. V. About the nature of long-term microflare energy release in solar active regions // J. Geophys. Res. 2001. Vol. 106, N A11. P. 25-353.
4. Bogod V. M., Yasnov L. V. Detection of prolonged, extremely faint decimeter bursts on the Sun // Astron. Rep. 2001. Vol. 45. P. 643.
5. Bogod V. M., YasnovL. V. Detection of durable non-thermal processes in quiescent solar active regions // Astron. Astrophys. Transactions. 2001. Vol. 20. P. 459.
6. Bogod V. M., YasnovL. V. The nature of decimeter-wave microburst emission // Astron. Rep. 2005. Vol. 49. P. 144.
7. Kuijpers J. A unified explanation of solar type IV DM continua and ZEBRA patterns // Astron. Astrophys. 1975. Vol. 40. P. 405.
8. Kuznetsov A. A., Tsap Y. T. Loss-cone instability and formation of zebra patterns in Type IV Solar radio bursts // Solar Phys. 2007. Vol. 241. P. 127.
9. Melrose D. B. A plasma-emission mechanism for type I solar radio emission // Solar Phys. 1980. Vol. 67. P. 357.
10. SelhorstC. L., Silva-V'alio A., Costa J. E. Solar atmospheric model over a highly polarized 17 GHz active region // Astron. Astrophys. 2008. Vol. 488. P. 1079.
11. SpicerS.D., Benz A.O., HubaJ.D. Solar type I noise storms and newly emerging magnetic flux // Astron. Astrophys. 1981. Vol. 105. P. 221.
12. Thejappa G. A. Self-consistent model for the storm radio emission from the Sun // Solar Phys. 1991. Vol. 132. P. 173-193.
13. WentzelD. G. Solar type I radio bursts — shock model // Astron. Astrophys. 1981. Vol. 100. P. 20.
14. WentzelD. G. A theory for the solar type-I radio continuum // Solar Phys. 1986. Vol. 103. P. 141.
15. Winglee R. M., DulkG.A. The electron-cyclotron maser instability as a source of plasma radiation // Astrophys. J. 1986. Vol. 307. P. 808.
16. YasnovL. V. On the Nature of neutral-line-associated radio sources // Solar Phys. 2014. Vol. 289. P. 1215.
17. YasnovL. V., Bogod V. M., StupishinA. G. Long-lived microbursts in the decimetric wavelength range and their connection with noise storms // Solar Phys. 2008. Vol. 249. P. 37.
18. YasnovL. V., Karlickiy M. The growth rate of upper-hybrid waves and dynamics of microwave zebra structures // Solar Phys. 2004. Vol. 219. P. 289.
19. Zhelezniakov V. V., ZlotnikE. Y. Cyclotron wave instability in the corona and origin of solar radio emission with fine structure. I. Bernstein modes and plasma waves in a hybrid band // Solar Phys. 1975. Vol. 43. P. 431.
20. Zhelezniakov V. V., ZlotnikE. Y. Cyclotron wave instability in the corona and origin of solar radio emission with fine structure. III. Origin of zebra-pattern // Solar Phys. 1975. Vol. 44. P. 461.
21. Solar Monitor. URL: http://www.solarmonitor.org (дата обращения: 19.02.2011).
22. Железняков В. В. Излучение в астрофизической плазме. М., 1997. 528 с.
References
1. Benz A.O., Wentzel D.G. Coronal evolution and solar type I radio bursts — an ion-acoustic wave model. Astron. Astrophys. 1981. Vol. 94. pp.100.
2. Bogod V.M., Fu Q., Yasnov L.V. The detection of long-term microbursts at the level of one thousandth of S.F.U. in Solar active regions. Proc. 9th European Meeting on Solar Physics, Magnetic Fields and Solar Processes. ESA Spec. Publ., 1999. ESA SP-448. pp.1041.
3. Bogod V.M., Mercie C., Yasnov L.V. About the nature of long-term microflare energy release in solar active regions. J. Geophys. Res. 2001. Vol. 106, N A11. pp.25-353.
4. Bogod V.M., Yasnov L.V. Detection of prolonged, extremely faint decimeter bursts on the Sun. Astron. Rep. 2001. Vol. 45. pp.643.
5. Bogod V.M., Yasnov L.V. Detection of durable non-thermal processes in quiescent solar active regions. Astron. Astrophys. Transactions. 2001. Vol. 20. pp.459.
6. Bogod V.M., Yasnov L.V. The nature of decimeter-wave microburst emission. Astron. Rep. 2005. Vol. 49. pp.144.
7. Kuijpers J. A unified explanation of solar type IV DM continua and ZEBRA patterns. Astron. Astrophys. 1975. Vol. 40. pp.405.
8. Kuznetsov A.A., Tsap Y.T. Loss-cone instability and formation of zebra patterns in Type IV Solar radio bursts. Solar Phys. 2007. Vol. 241. pp.127.
9. Melrose D.B. A plasma-emission mechanism for type I solar radio emission. Solar Phys. 1980. Vol. 67. pp.357.
10. Selhorst C.L., Silva-V'alio A., Costa J.E. Solar atmospheric model over a highly polarized 17 GHz active region. Astron. Astrophys. 2008. Vol. 488. pp.1079.
11. Spicer S.D., Benz A.O., Huba J.D. Solar type I noise storms and newly emerging magnetic flux. Astron. Astrophys. 1981. Vol. 105. pp.221.
12. Thejappa G.A. Self-consistent model for the storm radio emission from the Sun. Solar Phys. 1991. Vol. 132. pp.173—193.
13. Wentzel D.G. Solar type I radio bursts — shock model. Astron. Astrophys. 1981. Vol. 100. pp.20.
14. Wentzel D.G. A theory for the solar type-I radio continuum. Solar Phys. 1986. Vol. 103. pp.141.
15. Winglee R.M., Dulk G.A. The electron-cyclotron maser instability as a source of plasma radiation. Astrophys. J. 1986. Vol. 307. pp.808.
16. Yasnov L.V. On the Nature of neutral-line-associated radio sources. Solar Phys. 2014. Vol. 289. pp.1215.
17. Yasnov L.V., Bogod V.M., Stupishin A.G. Long-lived microbursts in the decimetric wavelength range and their connection with noise storms. Solar Phys. 2008. Vol. 249. pp.37.
18. Yasnov L.V., Karlickiy M. The growth rate of upper-hybrid waves and dynamics of microwave zebra structures. Solar Phys. 2004. Vol. 219. pp.289.
19. Zhelezniakov V.V., Zlotnik E.Y. Cyclotron wave instability in the corona and origin of solar radio emission with fine structure. I. Bernstein modes and plasma waves in a hybrid band. Solar Phys. 1975. Vol. 43. pp.431.
20. Zhelezniakov V.V., Zlotnik E.Y. Cyclotron wave instability in the corona and origin of solar radio emission with fine structure. III. Origin of zebra-pattern. Solar Phys. 1975. Vol. 44. pp.461.
21. Solar Monitor. Available at: http://www.solarmonitor.org. (accessed: 19.02.2011)
22. Zhelezniakov V.V. Izluchenie v astrofizicheskoi plazme [Radiation in to astrophysical plasma]. Moscow, 1997. 528 p. (In Russian)
Статья поступила в редакцию 12 января 2015 г.
Контактная информация
Богод Владимир Михайлович — доктор физико-математических наук; e-mail: vbog@mail.ru Гофман Анна Алексеевна — студентка; e-mail: gofman1anna1@gmail.ru
Ступишин Алексей Георгиевич — кандидат физико-математических наук; e-mail: agstup@yandex.ru Ступишина Ольга Михайловна — ведущий электронщик; e-mail: olgastupishina@yandex.ru Яснов Леонид Васильевич — доктор физико-математических наук, профессор; e-mail: leonid.yasnov@mail.ru
Bogod Vladimir Michailovich — Doctor of Physics and Mathematics; e-mail: vbog@mail.ru Gofman Anna Alexeyevna — student; e-mail: gofman1anna1@gmail.ru
Stupishin Alexey Georgievich — Candidate of Physics and Mathematics; e-mail: agstup@yandex.ru Stupishina Olga Michailovna — senior electronics engineer; e-mail: olgastupishina@yandex.ru Yasnov Leonid Vasilievich — Doctor of Physics and Mathematics, Professor; e-mail: leonid.yasnov@mail.ru
