Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Радиоизлучение Солнца

Для земного наблюдателя Солнце явл. самым ярким небесным телом не только в оптич. диапазоне, но и в диапазоне радиоволн. Атмосфера Земли пропускает радиоволны с длинами от неск. мм до десятков м. Исследование Р.С. в этом диапазоне длин волн позволяет сделать ряд важных выводов о строении и физ. св-вах солнечной атмосферы, а также о явлениях, связанных со вспышками на Солнце. Радиоволны излучаются горячими, сильно ионизованными газами внеш. атмосферы Солнца. Эти разреженные газы, практически прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными для радиоизлучения с определенными длинами волн. Непрозрачность растет с увеличением концентрации свободных электронов и уменьшением темп-ры, а также с увеличением длины волны. Хромосфера, к-рая имеет достаточно высокую концентрацию электронов и темп-ру $Е \approx 5-15$ тыс. К, непрозрачна для дециметровых и метровых волн; выйти из нее и достичь Земли могут только сантиметровые волны. Метровые же волны могут прийти только из лежащей выше более разреженной и горячей солнечной короны с темп-рой T ~ 1-2 млн. К. Поскольку волны разной длины приходят от разных слоев солнечной атмосферы, это позволяет исследовать св-ва хромосферы и короны по их радиоизлучению. В радиодиапазоне размер солнечного диска зависит от длины волны, на к-рой ведется наблюдение: наметровых волнах радиус Солнца больше, чем на сантиметровых, и в обоих случаях он больше радиуса видимого диска.

Зависимость интенсивности основных компонентов
радиоизлучения Солнца (их яркостной температуры)
от частоты (длины волны).
Р.С. включает тепловую и нетепловую составляющие. Тепловое радиоизлучение, обусловленное столкновениями электронов и ионов, движущихся с тепловыми скоростями, определяет нижнюю границу интенсивности радиоизлучения "спокойного" Солнца. Интенсивность радиоизлучения приятно характеризовать величиной яркостной температуры Tb. В случае излучения "спокойного" Солнца на сантиметровых волнах Tb ~ 10 4 К, а на метровых Tb ~ 10 6 К (рис.). Естественно, что для теплового излучения величина Tb совпадает с кинетич. темп-рой слоя, откуда излучение выходит, если этот слой непрозрачен для данного излучения.

Представление об уровне радиоизлучения "спокойного" Солнца явл. идеализацией, в действительности же Солнце никогда не бывает совершенно спокойным: бурные процессы в солнечной атмосфере приводят к появлению локальных областей, радиоизлучение к-рых намного увеличивает наблюдаемую величину интенсивности по сравнению с уровнем "спокойного" Солнца. Образование на поверхности Солнца центров активности (факелов и пятен) сопровождает появлением над ними корональных конденсаций - плотных и горячих, как бы накрывающих активную область. Непосредственно над пятнами горячая корона как бы опускается до высот $\approx 2-3$ тыс. км, где напряженность магн. поля $\approx 1$ тыс. Э. Тогда электроны помимо излучения при соударениях с протонами (тормозное излучение) должны излучать и при движении вокруг магн. силовых линий (магнитотормозное излучение). Такое излучение обусловливает возникновение над активными областями ярких "радиопятен", к-рые появляются и исчезают примерно в то же время, что и видимые пятна. Поскольку пятна изменяются медленно (дни и недели), то столь же медленно меняется радиоизлучение корональных конденсаций. Пожтому его наз. медленно меняющимся компонентом. Этот компонент проявляется в основном в диапазоне волн $\lambda$ от 2 до 50 см. В основном он тоже является тепловым, поскольку излучающие электроны имеют тепловое распределение скоростей (Максвелла распределение). Однако на определенной стадии развития активной области в пространстве между пятнами наблюдаеются источники, имеющие, по-видимому, нетепловую природу.

Иногда в области конденсаций наблюдаются внезапные усиления радиоизлучения на тех же волнах - сантиметровые всплески. Их длительность меняется от неск. мин до десятков мин или даже часов. Такие радиовсплески связаны с быстрым нагревом плазмы и ускорением частиц в области солнечной вспышки. Увеличение темп-ры и плотности газа в конденсации может быть причиной генерации сантиметровых всплесков с Tb ~ 10 7-10 8 К. Более интенсивные всплески на сантиметровых волнах обусловлены, по-видимому, циклотронным или плазменным излучением субрелятивистских электронов с энергией от десятков до сотен кэВ во вспышечных магн. арках.

Еще выше над корональными конденсациями также наблюдается усиленное радиоизлучение, но уже на метровых волнах ($\approx 1,5$ м) - т.н. шумовые бури; они могут наблюдаться в течение чаосв и даже дней. Здесь много всплесков длительностью ок. 1 с (радиовсплески I типа) в узких интервалах частот. Это радиоизлучение связано с плазменной турбулентностью, к-рая возбуждается в короне над развивающимися активными областями, содержащими крупные пятна.

Выбросы быстрых электронов и др. заряженных частиц из области хромосферной вспышки вызывают ряд эффектов в радиизлучении активного Солнца. Самые обычные из них - радиовсплески III типа. Их характерной особенностью явл. то, что частота радиоизлучения меняется со временем, причем в каждый момент времени оно появляется сразу на двух частотах (гармониках), относящихся как 2:1. Всплеск начинается на частоте ок. 500 МГц ($\lambda \approx 60$ см), а затем частота его обеих гармоник быстро уменьшается, примерно на 20 МГц в 1 с. Весь всплеск длится ок. 10 с. Радиовсплески III типа создаются потоком частиц, выброшенным вспышкой и движущимся через корону со скоростью \approx 0,3 с. Поток возбуждает колебания плазмы (плазменные волны) на частоте, к-рая определяется электронной плотностью в том месте короны, где поток в данный момент находится. А поскольку электронная плотность уменьшается при удалении от поверхности Солнца, то движение потока сопровождаетсяпостепенным уменьшением частоты плазменных волн. Часть энергии этих волн может превращаться в эл.-магн. волны с той же или удвоенной частотой, к-рые и регистрируются на Земле в виде радиовсплесков III типа с двумя гармониками. Как показали наблюдения на КА, потоки электронов, распространяясь в межпланетном пространстве, генерируют радиовсплески III типа вплоть до частот 30 кГц.

Вслед за радиовсплесками III типа в 10% случаев наблюдается радиоизлучение в широком интервале частот с максимумом интенсивности на частоте ~ 100 МГц ($\lambda \approx 3$ м). Это излучение наз. радиовсплесками V типа, всплески длятся ок. 1-3 мин. По-видимому, они также обусловлены генерацией плазменных волн.

При очень сильных вспышках на Солнце возникают радиовсплески II типа тоже с меняющейся частотой. Их длительность примерно 5-30 мин, а диапазон частот 200-30 МГц. Порождается всплеск ударной волной, движущейся со скоростью v~108 см/с. Ударная волна возникает в результате расширения газа при сильной вспышке. На фронте этой волны образуются плазменные волны. Затем они, также как и в случае радиовсплесков III типа, частично переходят в эл.-магн. волны. Сходство радиовсплесков II и III типов подчеркивается и тем, что для всплесков II типа тоже характерно излучение на двух гармониках. При распространении в межпланетном пространстве вспышечная ударная волна продолжает генерировать радиовсплеск II типа на волнах гектометрового и километрового диапазонов.

Когда сильная ударная волна достигает верхней части короны, появляется непрерывное радиоизлучение в широком диапазоне частот - радиоизлучение IV типа. Оно похоже на радиовсплески V типа, но отличается от последних большей длительностью (иногда до неск. ч). Радиоизлучение IV типа генерируется субрелятивистскими электронами в плотных облаках плазмы с собственным магн. полем, к-рые выносятся в верхние слои короны. Обычно источники радиоизлучения IV типа поднимаются в короне со скоростью ~ неск. сотен км/с и прослеживаются до высот $\approx 5$ солнечных радиусов над фотосферой. Вспышки, с к-рыми связаны интенсивные сантиметровые всплески и радиоизлучение II и IV типов на метровых волнах, часто сопровождаются геофизич. эффектами - повышением интенсивности потоков протонов в околоземном космич. пространстве, прекращением радиосвязи на коротких волнах через полярные области, геомагнитными бурями и т.д. Радиоизлучение в широком диапазоне частот может быть использовано для краткосрочного прогнозирования этих эффектов.

Практически все указанные типы всплесков имеют разнообразную тонкую структуру. Перечисленными типами всплесков не ограничивается радиоизлучение Солнца, однако описанные выше компоненты явл. основными.

Лит.:
Каплан С.А., Элементарная радиоастрономия, М., 1966; Железняков В.В., Радиоизлучение Солнца и планет, М., 1964; Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Цытович В.Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977; Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов, пер. с англ., М., 1980.

(В.В. Фомичев, И.М. Черток)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Карта смысловых связей для термина РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА

Оценка: 2.7 [голосов: 88]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования