Нетепловые источники микроволнового излучения активных областей на солнце тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГ8 О

российская акадеш илук

2 3 MAP 199«»

специальная астрофизическая обсерватория

На правах рукописи

KOPKflDHH АНАТОЛИЙ НИКОЛАЕВИЧ

УДК 523.S8

нетепловяе источники микроволнового излучения активннх областей на солнце

(01 .03.02 - астрофизика и радиоастрономия)

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук в форме научного доклада

Н.Архыз - С.Петербург 1394

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук.

Официальные оппоненты: - доктор физ.-мат.наук А.В.Степеноя

(КрАО УАН, п.Научный),

- доктор физ.-мат.наук Г.П.Чернов (ИЗМИРАН, г.Москва),

- доктор физ.-мат.наук И.Е.Погодин (НИИФ СПбГУ, С.Петербург).

Ведущая организация: Институт солнечно-земной физики

СО РАН, г.Иркутск.

Защита состоится " 7 " апреля 1994 г. в 10 часов на заседании специализированного совета (шифр Д.003.35.01) при Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук по адресу: I96I40, г.Санкт-Петербург, Пулково, СПбФ CAO РАН,тел. (812)-12-34-038.

Отзыв на доклад в двух экземплярах, заверенный печатью учреждения, просим направлять по вышеуказанному адресу на имя ученого секретаря совета.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеках CAO РАН и Пулковской обсерватории.

Доклад разослан " 7 " марта 1994 г.

Ученый секретарь специализированного совета

канд. физ.-мат.наук Майорова Е.К.

" С

ОГЛАВЛЕНИЕ: стр.

Общая характеристика работы ..... ..............................................4

Введение.................................i..........................13

1. Развитие теории и практики применения радиотелескопов для наблюдений Солнца ............................................15

1.1. Оптическое моделирование антенн СВЧ ..............................15

1.2. Теория поляризационных измерений....................................18

.1:3.' Математическое обеспечение расчета диаграммы

направленности БПР и РАТАН-600 ..........................23

1.4. Методика наблюдений Солнца и их первичней обработки ......................................... ■ 23

1.5. Ке.тапог наблюдений Солнца на РАТАН-600 ........................32 ■

1.6. Программа развития наблюдений Солнца на РАТАН-600.. 32

2. Гало и пекулярные источники как объекты активных областей на Солнце с нетепловыми процессами........34

2.1. Примеры типичной структуры микроволнового излучения активные .областей ............■...............34

2.2. Основные наблюдательные характеристики лятенчых источников .........................................49

2.3. Основные наблюдательные характеристики пекулярных источников.........................................................51

2.4. Основные наблюдательные характеристики гало ..............Ь4

2.5. Концепция магнитосферы активной области.....58

3. Пространственная структура ыикроволиезь'х Г всплесков .......

Заключение ...... .•..

Библиография .. . . . ■ Литература ,'.............. ;..................,.......... 78

о-З

62 63

ПР.

- А -

СЬЦЯЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность. Проблема физики актирных областей" Солнца имеет большое научное и практическое, значение. Малое расстояние от Замли до Солнца обеспечивает получение большого объёма информации о нем, как о типичном астрофизическом объекте - звезде, так и о естественной плазменной лаборатория, условия в которой некоетиеимы в земных экспериментах. Физика солнечной активности является основой для составления научно обоснованных прогнозов нарушений радиосвязи, вызванных солнечными вспышками, для прогкпзирования радиациокнсй обстановки в космосе, г&офизикеских и других проявлений солнечно-земных связзй. Радиоастрономические методы исследований давт не дублируемую др^гики методами информация об. условиях и процессах в солнечной атмосфере. В частности, наблюдения в микроволновом диапазоне длин волн активных областей (АО) Солнца позволяют измерять магнитные поля в короне активных областей, что недоступно другим метода« наблюдений. Общепринято, что иьекно в этих областях разыгркваыгся процессы, приводящие к явлениям солнечных вспыгек.

Солнечные , вспышки представляют слбой быстрое взрывное выделение энергии, накопленной, вероятно, в особых структурах магнитного поля в солнечной косоне, и сопровождаются излучениями во зсех диапазонах электромагнитного спектра и выбросом материи и зысокоэнергичных частиц в меяпланетное пространство. Б связи с этим весьма актуальными в солнечной физике являются ■ следования предшествующих процессов переноса и накопления энергии, что необходимо для разработки физически обоснованных методов прогноза солнечных вспышек. Радиоастрономические наблюдения Р.О даат возмокность диагностировать эти процессы и. таких образом, получать незаменимую информацию о состоянии плазмы активных областей и происходящих здесь процессах трансформации и диссипации нетелловыи видов 'энергии в тепловую'р преднспышечнае периоды их развития. ■ ■

Исследованию микроволнового излучения АО посвящено бсльиое количество работ, но, несмотря на это. их природе до сих пор эцё во много«, остаётся неясной. Зто связано, с одной стороны, со сложной многокомпонентной структурой микроволнового излучения ЙО, -гс другой стороны, с инструментальными ограничениями радиотелескопов, используемых в исследованиях АО. Получение детальных спектрально-поляризациониых характеристик отдельных компонент структуры АО актуально для йыяЕлеккя действуьцих в них механизмов генерации радиоизлучения и.вмзсте с тем,для по пучения существенно "более полной физической картины явпэний сопнечной активности. г0ековяа'е усилия в данной работе направлены на детальное изучение структуры АО по результатам наблюдений с высоким спектральным, поляризационным и пространственным разрешением на основе наблюдений на радиотелескопах БПР, РАУАН-ООО. а тзк'яе с использованием метода солнечных затмений, и на интерпретацию этих '.наблюдений.

Развитие методов обработки наблюдений, минимизирующих инструментальные погрешности и .повышавших эффективность и кэчьстбо работы инструмента, являзггя актуальной проблемой при проведении любого физического эксперимента. Необходоам этапом, здесь ясляетсл исследование характеристик, и особенностей сэчсго инструмента,- В накем случаз усилия были направлены на рэз?итие ; теории АПП - антенн перекенного профиле -• Ы1Р V РАТР.Н-600) г. на .разработку м&тодоб проведения и обработки наблюдений Сслчцд на этих радиотелескопах. .

Научная новизна работы. Представ«еннай доклад огревает еодераание 95'научных публикаций [1-953. При эток были получены следующие новые результаты:

1. Методика.

1.1. Вперзые м?годом оптического 'иоделирозския .ягседедсваны особенности диаграмма; напразле.чкости А!Ш (ой'щнэ характеристики и ь-аеисимость от закона облучении ал<зртурч) и заявлены но^птогчч г.овып, н« извястннъ р?.ней. е? особенности. Созвана ур.эЛиаа мя

- в -

использования программе расчета диаграммы направленности fililí для реальных ремизов работы антенну.. Эта программа является ытатной программой математического обеспечения РЧТР.Н-600 ' и "широка, используется при интерпретации наблюдений как : Солнца, так и других объектов. ■ ; ■ , ■ '

1.2. Исследованы общие, i и.особенно специфические для антенн типа пПП) особенности поляризационных . радиоаетроноыичеспих измерений, при. этом: .

1.2а. Предложено простое и наглицное физическое объяснение возникновения паразитной круговой поляризации- для энтцнн типа ЯПП. На егс основе предложен метод расчетной коррекции паразитных эффектов при наблюдениях Солнца на БПР и PftTAH-bGO. Разработанная программа регулярно используется при обработке наблюдений по прсграмме слцвбы радиоизлучения Солнца на БПР.

■ 1.26. Впервые для произвольной антенны получены выражения для элементов матрицы Мюллера, связывающей входные и аыходнне обобщенные параметры Стокса измеряемого сигнала для произвольного поляризационного базиса. Получены таккз Еырааения для преобразований этих элементов при переходе от одного поляризационного базиса к другому. Впервые сделан вывод о несовпадении матрицы Мюллера радиотелескопа прч его работе ка прием к передачу. Показано, чтс измерение круговой поляризации сигнала весьма устойчиво к несовершенству изготовления первичных облучателей - разделителей право и лево поляризозанных составляющих сигнала. Исправление основного эффекта - паразита, пропорционального интенсивности, является итатноЯ процедурой математического обеспечен;! обработки наблюдений Солнца на PftTflH-бОО.

1.3. Усовершенствована разработанная пулковской группой методика радиоастрономических наблюдений солнечных затмений и их обработки. Создано и внедрено адекватное программное обеспечение предварительных расчетов эфечермд солнечных затменк? и псследуюцей обработки их радноасто^нсмнческих н^блндений для персокальных компьзтероэ.

2. Стриктура Активных Областей (АО).

На' основе наблюдений Солнца на БПР, PATAH-GD0 и затменпым методом, а тлкяе по данным кооперативных работ с крупнейшими радиотелескопами мире - СОРТ, HSRT и ULA. детально исследована и описаьы наблвдьтельные характеристики (спектры, поляризация, размеры, .высоты, время жизни, отождествления с оптичрскики образованиями, взаимное • распоачаение в атмосфере Солнца) различных элементов структуры радиоизлучения больоого числа АО. ' Проанализированы пятенные источники, флоккульние поведения ,г радиояркости. корональкые петли. корональныи лучи, гало, "пекулярные" источники. ' Впервые получены также данные о радиоизлучении особого вида солнечьой активности - полярных факелах. Создан каталог набледений Сольца на радио телескопе PATfiH-бОО за 1979 ~ 1389 г.г. на основе цифровой регистрации данных. Вкмли из печати первые четыре тона каталога, еце шесть то'мпз подготовлено к печати.

Из сопоставления -дзнчьгх иаолюречий с теоретическими моделям" радиоизлучения активных областей сделан внвпд, что г.ртемаае источники хорошо описквавтся механизмом теплового магьятно-' тормозного излучения, разработанным 3. В. ¡Еелрзнду.овы:.' к' ■ Í. Я, Злотник. усовершенствованным г. Б. Гельцт^-йчои ч Б. 1г. Лубнвевкм, .К, Алиссаидракиеом, П. /^.нтссом, А. Крюг?р^к « др. С другой етсрины,показано, что каблоцателькие характеристики гало а пекулярннх источников не ногут Скть описачы ¡ni зтчм механизмов, ни тепловым тормозном излучением уплотнений корона над Р.О - второй .составляя;»,ой теоретических моделей некоторых из упомянутых выше авторов, что и привело к ростэнозкн задачи о . нетеплпвой природе этих источников.

3. Гало

На основ? обобщения получение. дкнчих сделан вявод. ^то rano • явлшея фукдаыенгзлькын ' глене.итак струсгуры иикрово.чкеемго : излучения активных областей, поскольку оно наблюдаете? практически у Кч'йдой активной области, как. сильно развитой, так у, систол.

в том. 4HCjje у fiO, состояцих только из флоккулов. В последнем случге пятеннне источники отсутстпувт, а гало по размерам и положению совпадает с флоккулоными повииенияни радиояркости. fio всех случаях характерной особенностью спектра радиоизлучения гало является наличие максимума потока на децимзтровкх волнах Су слабых - в диапазоне 20-30 см, у сильных - в диапазоне 8-15 см), что требует для объяснения привлечения нетепловых механизыоз генерации его радиоизлучения.

.Показано, что наиболее вероятным механизмом излучения является гиросинхротронное излучение субрелятивистских электронов со степенным распределением по энергии, 'идеркиваемых б магнитосферах активных областей. Завал спектра гало на длинных волнах, т.е. факт, что кТв << скин этих электронов молет бкть объяснен рассеянием генерируемого излучения на волнах плазменной турбулентности, которая моает всзбцндаться той же самой нетепловой популяцией электронов. Рассеяние также объясняет Факт высокой непрозрачности гало для излучения нижелеващих пягенных и пекулярных источников (на волнах .вблизи максимума спектра гало и более длинных).

В целом моано говорить о гало, как проявлении длительных, практически непрерывно идущих, нетепловых процессов в "радиационных • поясах" магнитосфер активных областей, сопровождающихся ускорением частиц.

4. Пекулярные источники

На основе обобщения наблюдательных данных о та, называемых "пекулярных" источниках, открытых пулковской группой радиоастрономов, во вспыаечно-актизнах областях' сделан вызод, что уникальная совокупность их характеристик позволяет говорить о пекулярных источниках, как новом типе астрофизических объектов, наблпаемых на Солнце. Это компактные (размеров около 20") secóse яркие (Тв > 10л7 К) источники, расположенные н? неОояызо? высоте ПО ткс. км) над, нейтральными -линиями фитесферного магнитного поля э местах ' наибольшего 'сблсязния пятен рьзнсй

магнитной полярности (иногда теней пятен в общей полутени -дельта-конфигурация магнитного поля). Время яизчи этих источников- 1 - о суток, и появляются они в периода мощной (протонной) вспышечной активности. Явление вспышки не приводит к их разрушению. Наблюдаются эти источники в диапазоне волк 2-4 си. Характерной особеиностьш спектра потоков пекулярных источников, является резкий спектральный индекс Сп~10 ) с максимумом потока на волнах 3-4 см. Такие особенности спектра ииеет, например, гиросинхротронное излучение горячих эпектронов (Т = ' 10А7 - 10Л3 К) с максвелловским распределением по скорост.чч б умеренных магнитных полях (100-300 Гс), что может рассматриваться как возмоякый вариант интерпретации наблюдений.

В целом моако говорить, что пекулярнче источники выявляют места в солнечной короне с постоянным (вне вспыаечньи) мищннм нетеп.ювым энерговыделением, влзмонно, в виде длительно существующих токовых слоев, сопровойдарсихся нагревом корены до температур порядка 10АЯ К.

5. Всплески

По ■■ материалам набладзаий на БПР. РАТйМ-бОО, РИМБе, а такае малых телескопах ГАС ГА9 и в Тремсдорфе (ФРГ) знлолнзч цикл работ по исследовании различных типов всплесков, как мест в активных областях с быстрым («спичечным) нетеиловыи нлделекиек энергии. Полученные новые наолядатвлоные данные (иполтральиа.ч, полмота которых никогда ранее не достигалась) о пространственной структуре источников этих всплесков, ее дипанике и колебаниям, позволили сделать вывод о необходимости существенного уточнения Физической природы этих явлений.

Научнее и практическое значен 8 работы. Ензэленные р данной работе новые закономерности в свойствах диаграммы направленности Ш1 уме ряд лет используются пои обработке наблгсдеый Солнц« л других астрономических объектов на 5ПР и РЙТАН-РОО. Применение полученных результатов исследования АГ!П повиляет эЗфективнрсть работы радиотелескопов БПР и РАТ.'М-иОО и позволяет

более точную и полную наблюдательную информацию.

Найденные новие спектральные, поляризационные и пространстоенные характеристики отдельных компонент локальных источников существенно расширяют представления о плазменных структурах и физике процессор переноса и трансформация энергии в активных областях Солнца, дополняют имеющиеся результаты наблюдений и ставят новые проблаиы, способствуя развитию теории излучения активных областей солнечной атмосферы. Найденные'прямые доказательства существенной рели нетепловых процессов (галс, пекулярные источники), происходящих в стационарных фа^аХ развития активных центров на Солнце, говорят об их более тесной, чем обычно принято считать, связи с нестационарными, оспышечнь'ми фазами развития. Эти факты могут быть использованы пря разработке методов прогноза солнечных зегшшек и существенны для построения моделей активных областей, а такве понимания природы нагрева корональной плазмы.

Основные результаты работы, которые выносятся на зациту:

1. Результаты развития теории радиоастрономических ангени типа АПП и других методом оптического моделирования и расчетным методом, которые позволили:

- установить новые особенности общей структуры диаграммы АПП и исследовать их изменения в зависимости от закона облучении апертуры,

- списать элементы матрицы Мюллера произвольной антенны, связывающей входные и выходные . сигналы, для произвольного поляризационного базиса и показать, что диаграммы антенны при её работа на прием и передачу з общем случае не совпадают,

- описать причину возникновения паразитной круглой поляризации АПП, как результата сканирования источника разнесенными в пространствь диаграммами для двух ортогональных ьриговых поляризаций. ■ , ' ' •

- разработать и внедрить з практику • 'методы, расчетной коррекции паразитных поляризационных .эффектов,- аберрационных

эффектов и внедрить з практику алгоритмы расчета диаграммы направленности АПП для реальных реяимов работы антенн.

2. Методы наблюдений \\ их первичной обработки на малых антеннах <затменннс наблюдения Солнца, служба Солнца на Гаванской Радиоастрономической Станции), на РИМБ'е (Радиоинтерферометр с малой базой, Мексика') к на РАТАН-6С0. Последнее позволило создать каталог наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 и принять участие в разработке новых методов использования РАТАН-600 (Программа "РАТАН-600 в 22-ои цикле солнечной активности").

3. Результаты исследования структуры микроволнового излучения активных областей . на Солнце по наблюдениям с высоким пространственным разрешением на БП?. РАТАН-500, ССРТ, КШ, 1ИА. а такае затменным методом на малых антеннах (РТ-3, РТ-2.5; и РИНО'е. анализ которых позволил:

- получить подробные спектрально-поляризационные и пространственные характеристики излучения отдельных структурных элементов активных областей,

' - уточнить относительную роль и особенности проявления 1теплоных тормозного и иагнюо -тормозного механизмов генерация излучения при интерпретации наблюдений АО.

- выявить Фундаментальную компоненту структуры АО - гало -с^ нетепловии характером спектра, которая свидетельствует о непрерывных процессах, ускорения частиц в этих областях,

- выработать концепции нового типа астрофизических объектов на Солнце - "пекулярных источников",- которые свидетельствуют о мощном и длительном энерговыдслении в. активных областях с притонной вспынечкой активностью,

- обосновать концепции магн" тог.феры актчьной области, как части солнечной атмосферы (короны), где структура и Физические процессы в пчазме определяются предолагниек мьгнкгньх фотос^п.нл.'. полей и потоками в окружающей чл.те.

4. Результаты исследования на РАТАН-300 и РИКО'е пространственной структуры некоторых- типов микроволновых всплесков, оказавшиеся в существенном прстисорьчки с рядом имеющихся теоретических и модельннх представлений.

В итоге удалось обеспечить методически и решить круаную научную проблему диагностики длительных негепловых процессор в ( атмосфере Солнца радиоастрономическими методами.

Апробация работы.

Результаты почти 30-ти летней работы автора, -начиная с 1Э5эг., докладывались практически на всех Всесоюзных и Межрегиональных радиоастоономических конференциях, Всесоюзных и Межрегиональных научных семинарах объединенной секции "Радиоизлучение Солнца" Научных Советов по Радиоастрономии и Физике ролнечно-Зеьных Связей, на консультативных совещаниях и симпозиумах КАПГ, на ряде других международных совещаний, проводившихся как в СССР, так и за рубежом. Всего опубликовано около 90 тезисов докладов, представлявшихся на этих совещаниях. В библиографическом списке 11-951 приведена только малая часть этих тезисов, важная для содержания данной работы.

Личный вклад автора.

По методике наблюдений и теории радиоастрономических антенн -основные идеи, вывод формул, постановка экспериментов, программная реализация. Большинство работ этой части выполнены без соавторов.

По астрофизическому анализу наблюдений Солнца - участие е наблюдениях, постановка программ наблюдений, разработка методик обработки и интерпретации, обработка и представление ряда результатов, выработка исходных предпосылок интерпретации.

введение

Процессы переноса и выделения энергии в солнечной короне, процессы формирования в ней различных структурных образований, в последнее время являются предметом пристального внимания многих исследователей. Термодинамически ясно, что излучение фотосшерч с температурой около СОСОК нь моает быть источником разных выделений энергии, двчаенйй и потоков плазмы, ускорения частиц, собственно нагрьва короны до 10Л6К и выше. Нсрядиационный перенос энергии осуществляется, по-видимому, погокок магнитно-гидродиками-чес.чих волн и выносом магнитных полей из-под фотосферы в корону, а последующая диссипация этих нетепловых видов энергии в конечном счете и приводит к наблюдаемому разнообразию явлений в корсне. С этой широкой точки зрения как радиоизлучение, так и ультрафиолетовое к рентгеновское излучения корены, являются по природе нетеплоЕнми.

В более узком смысле кетепловыми являются лишь излучения, генерируемые частицами с неравносесными Сне максвеллов^кими) распределениями по скоростям. Для таких медленных и длигелоных процессов, как формирование к развитие активных областей на Солнце, обычно овидаетса, что составляющая их плазна находится в термализованном состоянии, и, соответственно, диагностика таьой плазмы базируется на использовании тепловых моделей и механизмов генерации радио и рентгеновского излучения. Такой подход строки распространен вплоть до настоящего времени. Иенду там,для этого нэт достаточных оснований, поскольку до сих пор детально не известны ни виды нетепловых энергий, ни пути их диссипации в тепловую энергию, а, следовательно, нет и ответа на вопрос, ыоает ли. корональная плазма при этом успевать теимализсватм:;;.

Микроволновое и рентгеновское излучения генерируются в одних и тех ие областях солнечной короны, однако механизмы генерации этих излучений существенно различны, что свззанс с- геи. -»то энергия ридиоквантон составляет лиь малув до ая от энергии излучающих частиц, з то время как рентгеновские квгитн ролднатся обьчно при лобовых стопкьовениях частиц. Таким ойразом.поя^чдвй'Гй

нами информация в этих диапазонах вопи ко является дублирующей. Это обстоятельство объясняет не ослабевающий интерес к исследованиям Солнца; радиоветодами, несмотря " на успехи спутниковых наблюдений в ультоафиолетсвом и рентгеновском диапазонах. В частности, только радио наблюдения всгут дать сведьния о наличии, возможно,з небольшим количестве, надтеплсвых ускоренных электронов в солнечной короне, и, т<зк сакыч, диагностировать возмонные пути преобразования здесь кетепловкх 1 видов энергии а тепловую.

Изучению нетепловнх источников микроволнового радиоизлучения в структуре активных областей ка Солнце и посвйщена данная ре-бота.

Интерпретация основных наблюдательных фактов, имевшихся з шестидесятые годы, с радиоизлучении АО. бцла основана на использовании тепловых тормозного и магнито-тормозного механизмов генерации радиоизлучения, как это было предложено 8елззняковым [963, Какинумой и Сварупом [37] и обосновано модельиыми расчетами Злстник [98] и Лантосом [99]. Возникшие противоречия кечду этой интерпретацией и наблюдениями обсуядались Лившицем и др. С100], а Гельфрейх и.др. [311 для устранения этих противоречий впервые предлояили дополнительно включить в интерпретацию нетеплозые механизмы, в частности, радиоизлучение релятивистских электронов, захваченных в ловушку, образованную уходящими в корону магнитными полями активных областей.

В семидесятые годы было получено много новых данных о структуре и источниках З-компсненгы, главным образом, пулксзской группой радиоастрономов, по наблюдениям на радиоте.г <опах ЕПР, РАТАН-600 и затменным методом. В получении и обобщении этих наблюдений активное участие принимал и автор данной работы 128-76]. В эти и последующие годы новый интересный материал 6:1л пэлучрн также с использованием таких систем, как Н51?Т. UL.fi и др.." Б настоящее время обцепринято предстаэяени? с . сложной многскскпонентной структуре микроволнового излучения активны/ области. в которой различают лятзнняе источники,, гало, . ?л£>ккульн:<е радиоизлучение, источники, сьязанике.'с; нгйтраль».!Ш» '

линичьи магнитного поля, пекулярные источники, коронельные конденсации, арки, лучи и т.п.

Такая сложная структура микроволнового излучения АО обуславливает применение методов наблюдений, дающих высокое пространственное разрешение, что необходимо для разделения отдельных составляющих этой структуры и всей последующей интерпретации данных наблюдений. Эти обстоятельства определили интерес автора к теории и практике применения радиотелескопов РПР и РАТАН-600, на которых получен основной объем наблюдений. Результату соответствующих исследований приведены в первоД части, данной работы. Во второй части приводятся результаты исследования различных параметров АО по наблюдениям на БПР, РАТАН-600. ССРТ, МБЯТ, 1ЛР и затменным цетодсм и дается их интерпретация. В третьей части кратко описываются результаты исследования некоторых микроволновых всплссков.

1.Развитие теории и практики применения радиотелескопов дла наблюдений Солнца

1 Л.Оптическое моделирование антенн СВЧ.

В работе [1] автором для исследования ДН (диаграммы направленности) антенн типа ЙПП был предлинен метод оптического моделирования и были приведена первые практические результаты, использования этого метода. Эта работа оказалась вообще одной из первых в СССР по применению этого метода для исследования СЗЧ антенн [101], хотя за рубежом метод оптического моделирования уже получил некоторое развитие [102].

В работе [23 автор совместно с Гельфрейхом исследовал обцис закономерности "ленточного" типа антенн, к которым прпнэд.^т.г ЙПП. При этом били получены следующие рвзцльт<?тн (.д/.я случ-зя равномерного облучения апертуры):

-Вертикальный размер главного лепестка ДН АПП при увеличении угла места наблидений сунается обратно пропорционально "стрелке" раскрыва антенны;

-Горизонтальный размер главного лепестка ДН АПП в центральном сечении меняется мало на разных высотах наблюдения и определяется длиной хорды дуги апертуры;

-Боковые лепестки в центральном горизонтальном сечении ДН АПП сохраняют приблизительно одинаковое распределение интенсивности для различных- углов места наблюдения (первый боковой лепесток возрастает по уровню всего на 2дб от горизонта к зениту);

-При переходе от горизонта к зениту появляется характерная структура в ДН АПП с размерами, определяемыми стрелкой раскрыва. При этом сохраняется огибающая этой структуры с размером, определяемым высотой отдельного элемента АПП;

-Наиболее яркие элементы структуры ДН АПП образуют "усы", угол между которыми равен центральному углу раскрыва антенны. В секторах выше и ниже главного лепестка, образованных этими усами, появляется шзхматообрэзная сетка с колебаниями яркости мевду соседними экстремумами 2-Здб. Чистые нули в минимумах имеются только в центральном горизонтальном сечении диаграммы;

-Минимумы между элементами структуры боковых лепестков образуют два семейства пересекающихся кривых;

-Основная часть энергии, излучаемая антенной . типа АПП, содержится в боковых лепестках диаграммы;

-ДН произвольной ленточной антенны имеет хорошо вырааенный главный лепесток, размеры которого в любом центральном сечении определяются размерами апертуры в соответствующем направлении;

-В боковых лепестках ДН ленточкой антенны содераится основная часть энергии;

-Система боковых лепестков ленточных антенн весьма протяженна, а их раэ«<?;ы определяются общими размерами апертуры;

-На систему боковых лепестков таких антенн налокена огибающая уроинд их интенсивности с характерным размером, определяемым ангиной Л'-нты антенны.

Б работах [5, 6] на усовершенствованной установив цлл оптического моделирования антенн СЕЧ (фотоэлектрическая регистрация, аподизация апертуры) автор детально исследовал зависимость ДН АГ1П от закона облучения апертуры и получил характеристики ДН АПП для реапьных режимов работы БПР и РАТАН-600, пригодные для обработки наблюдений на этих радиотелескопах. При зтон получены следующие выводы:

-Показано, что главный лепесток ЛН АПП хорошо выракен, а наиболее яркие элементы тонкой структуры Сокобых лепестков образуют секторы выше и ниже главного лепестка с угловым раствором, равным полярному углу апертуры, и характерный

узор, в котором проявляются "усы", "шахматная сетка" и др. Зтот узор наиболее выражен при равномерниа облучении апертуры;

. -При изменении закона облучения раскрнва АПП система боковых лепестков значительно изменяется. При спадающих к краям распределениях поля тонкая структура боковых лепестков сгланивается, секторы сукаются. Когда края антенны.облучаются сильнее, чем её центр, боковые лепестки усиливаются, образуя Х-образную форму;

-Получены количественные данные, позволяющие проследить, как изменяется главный лепесток диаграммы, его вертикальный и горизонтальный размеры на различных уровнях, уровень боковых лепестков в зависимости от типа облучения;

-Для ряда высот наблюдения в интервале от горизонта до зенита получены графические изобраяения ДН АПП с использованием фильтров, имитирующих; реально измеренные законы облученил апертур' радиотелескопов БПР и РШН-500, и показано, что при небольших изменениях высоты установки антенны изменения еЗ диаграммы сводятся к соответствующему сяатив или растякенив в вертикальном направлении, что может быть использовано для цэлсй интерполяции диаграммы, заданной для дискретных значений бысспк

. -Измеренные митодом оптического ноднлирорания характеристики ДН АПП вполне удовлетворительно согласуются с пелчченныни экспериментальными (1031 и расчетными 11043. что о целом гсвгя»*-о высоком уровне разработки теории инструмента.

Установка для оптического моделирования сила использована автором совместно с Гельфрейхом [4] для моделирования радиоастрономических наблюдений на антенных системах со сломной формой апертуры и их последышей обработки с помощью предложенного Хегбомом в 1974г. алгоритма С1EflN [1053. Основным выводом нашей работы было то. что при наблюдениях областей, состоящих из одного или нескольких компактных источников излучения, алгоритм CLEfiN позволяет эффективно и быстро улучэать получаемые радмоизображе-ния. Однако большие вычислительные трудности встретились при применении этого алгоритма для восстановления изображений протяженных областей. Как известно, предложенный в [1053 алгоритм был основан в основном на интуиции наблюдателя, В дальнейшем появились как теоретические обоснования, так и соответствующее программное обеспечение этого алгоритма. Однако до сих пор "чистка" сложных изображений требует применения суперкомпьютеров.

Для Парийского и Стоцкого [106] автор выполнил также оптическое моделирование глобального радиотелескопа, подтвердившее расчеты, ожидаемого вида диаграммы направленности такой системы.

<.2.Теория поляризационных измерений.

Измерение поляризационных характеристик космического радиоизлучения дает нам важнейшую информацию о природе исследуемых объектов. Достоверные сведения о поляризации принимаемого радиоизлучения в ряде случаев являются решающим, аргументом в пользу того или иного механизма генерации радиоизлучения, в других случаях позволяет подробно исследовать величину и структуру магнитных полей в изучаемых' областях. Измерение- ¡аляризации, однако, затруднено, с одной стороны, тем, что измеряемые сигналы обычно составляют малую долю от полной интенсивности принимаемого излучения, с другой, - с наличием паразитных поляризационных эф?ектов антенно-аппаратурного комплекса. В этих условиях оссбуэ вакность приобретает исследование поляризационных характеристик радиотелескопов к?к приборов, служащих для приема и анализа поляризации"принимаемого излучения.

В работе [8] автор предпринял попытку построить общую теорию радиоастрономических поляризационных измерений, как развитие аналогичных проблем, рассмотренных ранее Ко [10?] и Есепкиной [108]. В отличие от упомянутых работ построение ведется для произвольного поляризационного базиса и используются обобщенные параметры Стокса.

Аналлги"но тому, как 'это было сделано Ьо [107], получены в обобщенннх параметрах Стокса выражения для отклика антенны радиотелескопа с произвольной полйризацизй на волну также с произвольной поляризацией. В отличие от Ко, показано, что наиболее простые выражения, не зависящие от выбранного поляризационного базиса, получаются в случае, если поле излучения антенны и поле падающей голны описываются в естественных для кандого из обоих случаев правых системах координат. Иначе, как это пришлось сделать Ко даже для обычных параметров Стокса, приходится вводить разные определения параметров Стокса для антенны и источника излучения,

Связь регистрируемых (выходных) обобщенных параметров Стокса с обобщенными параметрами Стокса (входными) изучаемого космического источника описывается, как это было предложено Есепкиной [108], с пом.оцьн матрицы Мюллера. Выражения для элементов этой матрицы выводятся при условии работы антенны на прием непосредственным применением выраяения для отклика антенны на падающую волну, при этом впервые, в отличие от общепринятого мнения, обнаружено, что поляризационные диаграммы антенны (матрица Мюллера) при работе на прием и передачу не совпадают, принципы известной теоремы взаимности при этом не нарушается. Анализ выполнен для случая последовательного измерения обобщенных параметров Стокса для произвольного поляризационного базиса. Пои этом измерения должны бить выполнены дпи трех строго взаимосвязанных пар ортогональных поляризационных рекимов работы антенны. Эти реяимы устанавливаю гея при соответствующей м.'-.ст рай-.л* поляризационных облучателей раднетелоскипа так. чтобы Ксиадя и..1 пар оитогональных режимов работы поляризационных облучателей '-ила определённой кембинациьй любой яругой ортогональной пагы (^¿»»ю»

работы облучателей. Практически это монет \ оказаться трудноразрешимой проблемой.' Если эта взаимосвязь резиноЕ но удовлетворяется, то входные и выходные параметры Стокса измеряемого сигнала связываются более сложными выражениями.

При соблюдении последнего условия получены выражения, связывающие любые две пары ортогональных состояний поляризаиии электромагнитной велны для распределений поля в апертуре антенны, для поля излучения антенн« в дольней 'зоне, для квадратичных по пелю величин, описывающих работу антенны при приёме, для обобщенных параметров Стокса антенны в резиме приема и, наконец, для элементов матрицы Мюллера радиотелескопа. Все связываемые упомянутыми выражениями величины являются двумерными Функциями координат в апертуре или ка небесной сфере, а коэффициенты, входящие в эти выражения, от координат не зависят.

Б качестве иллюстрации применения полученных выражений рассмотрен вопрос об ошибках поляризационных измерений, возникающих при неточной настройке поляризационных облучателей радиотелескопа. Оказалось, что в практически вааном случае измерения круговой поляризации- (и при отсутствии в измеряемом сигнале линейной поляризации) эти неточности не приводят к появлению дополнительных паразитных сигналов по сравнению со случазм идеальной настройки облучателей. При измерении линейной поляризации (и при отсутствии з измеряемом сигнале круговой) для случая антенн с большой паразитной круговой поляризацией (как, например, у АПП) ошибки настройки поляризационных трактов могут привести к появлению дополнительного паразитного сигнала. Однако этот сигнал может быть исклйчен при обработке п]г . выполнении необходимых дополнительных измерений.

Описанная выше теория получила дальнейшее развитие в работах Абрамова (см., например, [109,110]), который нашеп ряд новых, замечательных и практически полезных свойств матрицы Мюллера для радиотелескопов. В работе [9] сообщается о попытке автора при>:'лмть полученные выведи для измерения линейной поляризации источцкиоь радиоизлучения на Солнце.

lJse e первых наблюдениях на БПР с антенной типа АПП Кузнецовой и Соболевой [1Ш была обнаружена сильная (десятки Л инструментальная круговая поляризация, происхождение которой теоретически било объяснено Есепкиной и др. Ш2]. Ввиду важности измерен^! круговой поляризации для изучения магнитных полей , локальных источников на Сслнцр били предложены методы борьбн с , инструментальными ппляризаиионнкми эффектами. На БПР был усреико опробован Есэпкиной и др. [113] "метод сеток", а Пегеровпй [114] был разработан полуэмпирический расчетный метод устранения 'паразитных эффектов на этапе обработки паблкдений. В обоих случаях ^былэ достигнуто уменьшение процента инструментальной поляризации 'более чем на порядок.

В работе [7] с привлечением идеи использования кругового поляризационного базиса для списания электромагнитньх полей в 1 апертуре антенны и в её дальней зоне автору удалось физически про'сто и наглядно объяснить происхождение инструментальной круговой поляризации, как эшф.екта сканирования, источнике • разнесенными в простраь-тзе правой и лзвэй диаграммами направленности АПП. Показано, что при зток ДН КПП расщепляется на праве и лево поляризованные'составляющие, которые различаются, в Линейной приближении, только положением в пространстве. В этой Приближении получена простая Формула для угла расцепления. 1 который оказался зависящим только от угла места наблюдения. .Именно отсутствие этого параметра в методе Петгровой С i 14 j Привело её к необходимости дополнительных эмпирических измерений. Для конкретных применений АПП для наблюдений Солнца (БПР или сектор главного зеркала PA'TfiH-бОО) вклад линейного члена является основным, что и позволяет снизить паразитную инструментальную поляризацию б десятки раз. Для уточнения предельны); возможностей рнижения паразитного кругового сигнала авторам в 171 били выполнены расчеты диаграммы направ енности АПП пс полным формулам. ¿Оказалось, г^то формы правой и, левой ДН.АПЛ, определяете гльы:« зеркалом, совпадем с точностью до долей процента, и ¡¡.-и. их совмещении .пиковое значение разностной диаграмму в оОл<.:стч 'главного лепестка оказалось- не презыизацин ['/..

В то *се Бремя при наблюдениях Солнца в режиме южного сектора с перископом, при котором, согласно теории главного зеркала нПП, паразитные круговые поляризационные эффекты становятся нулевыми, при слабой солнечной активности нами отчетливо регистрировались паразитные сигналы сложной фермы на уровне около I'/, от сигнала спокойного Солнца (см., например, 120-24]), что привело автора к необходимости рассмотреть возможные эффекты вторичного з«ркала АПП [91.

Электродинамические расчеты ДН АПП в ранках двухзеркальноЛ модели были выполнены Бахваловым и др. [104]. В [9] нами сделан следующий шаг в приближении зтой модели к реальным конструкциям АПП С БПР и РАТАН-600 ) - учтена несимметричность вторичного зеркала и его конструктивное исполнение [115 3. Оказалось, что для области главного лепестка диаграмма направленности АПП влияние вторичного зеркала сводится к небольшому увеличению расстояния мевду правой и левой диаграммами, что сравнимо с влиянием не учитываемых в линейном приближении членов более высокого порядка теории главного зеркала АПП. На основе расчетов был определен суммарный поправочный коэффициент к формуле угла расщепления диаграммы АПП на круговые составляющие, величина которого оказалась в пределах 1.02-1.СЗ. Вне главного лепестка ДН АПП влияние вторичного зеркала приводит к появлению . слабых, но обширных по размеру областей возникновения паразитной антенной круговой поляризации, что и регистрируется только при наблюдениях протяженных неполяризованных источников (диск Солнца). Таким образом, возникает проблема выделения спокойного Солнца при обработке поляризационных записей слабых и мало поляризованных солнечных источников радиоизлучения (флоккулы и дч ). Методы решения этой проблемы совершенно аналогичны проблеме выделения слабых источников на фоне спокойного Солнца в интенсивности. При успешном разрешении этой проблемы возможно измерение степеней круговой поляризации на уровне 0.1Х и нише.

Результатом исследований автора, излокеных в [7-3 3, явилось создание методики коррекции паразитных поляризационных эффектов при обработке наблюдений Солниа на АПП, о «отарой несколько

будет сказано нияе в подразделе "методика". В работе [7] автором такие обращено внимание на то, что на высоких углах наблюдения источников для получения максимальной площади антенны (вкигрыа до 30 7.) выгоднее принимать поляризованную по кругу составляющую их излучения, а не линейную. Метод близкого сканирования правой и левой диаграмм АПП был предложен Парижским для высокоточных наблюдений при поиске мелкомасштабных флуктуаций ЗК фона, при этом исключаются эффекты,' связанные с излучением Земли и её атмосферы, и ослабляются шумы фоновых истичниксв. Этот ке метод близкого сканирования для регистрации мелкомасштабных и малоконт-растннх деталей был применён автором совместно с Пиотровиче» [80] для измерения параметров солнечной радиогрануляции на основе анализа "паразитных" круговых поляризационных сигналов при наблюдениях спокойного Солнца на Северном секторе РАТАН-600.

1.3.Математическое обеспечение расчета диаграммы направленности БПР и РАТАН-600.

Ещё при выполнении одг">й из своих первых' работ по обработке наблюдений локальных источников на Солнце'[30] в 1364г. автору пришлось заняться ручными- расчетами ДН БПР для определения её размеров в нецентральных горизонтальных сечениях диаграммы. Это было необходимо для определения эффективных размеров источников па Сопнце, большинство из которых при наблюдениях пересекали ДН БПР вние или нике её центра, который обычно наводился не центр диска Солнца. Трудности таких ручных расчетоэ к привели аьтора к идее метода оптического моделирования антенн типа АПП. Историческая ограниченность этого метода,' обусловленная, с одной стороны, широкой доступностью недавно изебрзтенных мощнйх когерентных излучателей света (лазерсп), а, с другой сторона. ограниченостыс вычислительных возможностей имевшихся в то ергмя компьютеров, при достаточно хорошо разработанной тэовии антгнн СВЧ, была понятна автору изначально, что и определяло его стремление к вычислительным методам, кая наиболее тнчикм цл-г решения профессиональных методических проблем. обработки •наСплдвпий Солнца. В, защиту сплоченных методом оптического моделирования результатов (не только автора, но и всей ч,ф<"'£С»й

практики) монне сказать, что имеется еще один трудно •Нормализируемый фактор - способ, восприятия человеческим мозгом визуальной (в нашем случае фотографической) информации - что и определяет неповторимую другими методами . значимость этих результатов.

Однако желание контролировать и рассчитывать количественно теоретические параметры инструиекта и развитие вычислительных средств приве-ли к преимущественному использованию расчетных методов. С помощью первой своей компьютерной программы', которая, в силу поставленной задачи, оказалась весьма компактной и быстрой, автор преаде всего проверил свои результаты оптического моделирования ЙПП при равномерном облучении апертуры. Оказалось, что расчетная и измеренная при оптическом моделировании ДН АЛП совпадают с точностью до долей процента.

Ь дальнейшем эта программа была существенно развита в связи с решением описанных выше в 15-9] задач теории антенн типа АПП, развитием доступных автору вычислительных машин и, главным образом, со стремлением автора обеспечить расчет ДН ЙПП с максимальным учетом реального состояния антенны для последующего применения при обработке наблюдений космических источников. Последнее определило логику составления программ расчета диаграммы направленности БПР и РАТАН-600, не дублируемую параллельно развивавшимися расчетными программами, например, под руководством Есепкиной [104]. или Гельфрейхом [1163. При резработке своих программ автор руководствовался обией электродинамической теорией АПП, приведенной, например, в [104, 112], вычисления фазы при выносах облучателя из фс <• ;а делаются по формулам, полученным Стоцким [117], конструкция радиотелескопа учитыоается по формулам Шивриса L1203 для главного зеркала, особенности конструкции вторичного зеркала учитываются согласно [115].

Б итоге автором создан комплекс программ DINA (DldryauMa КАпрарлРнности). с помощью которого были определены основные теоретические параметры ДН 5ПР и PATfiH-500, составившие базу

для нет одического обеспечения обработки наблюдений Солнца па этих радиотелескопах. ' Отдельные или упрощенные части этого копмлекса • широко используются на PATAH-6QQ как для обработки наблюдений, так к для моделирования различных нестандартных „реаинов использования этого радиотелескопа с целью поиска наиболее эффективных решений.

На р;:с.1, взятом из [24'], для примера показаны рассчитанное с помощью DINA центральные горизонтальные сечзчия ДН РАТАН-бЮ в реаимз юаногг/ сектора с перископом не всех волнах, не которых были ■ выполнены наблюдения Солнца на ССПК (Солнечный Спектрально-Поляризационный Комплекс) в период с 1962г. по 1931г., и их взаимное располояение на небе. Правильность расчетов проверялась по набладзниа опорных источников на том не комплексе ССПК. Ввиду невысокой чувствительности солнечных радиометров для наблюдений опорных источников з качестве таковых использовались в небольшом количестве только самые яркие из них (Краб, Луна, 3C-273, 3C-34, Яебедь-ñ), причем из-за невысокого соотношения - сигнал/шум сопоставлялись только ..ёкоторые интегральные характеристика расчетной диаграммы и вэблидениой: размеры е горизонталь:^« и вертикальном направлениях, вынос из фокуса первичных облучателей и соответствующая задержка во времени прохождения источнике через диаграмму, величина аберрационного лепестка. Призяска по потоку на коротких волнах, на которых вертчгалънып размер диаграммы меньше размеров Солнца, но болыие размеров Кре.бл, осуществлялась ао интегральному потеку последнего. На длинных волнах потокопал привязка делалась из сравнения интегралов под крисини прохождения с интегральными потоками как Краба, так и самого Солнца по данным слукб измерения абсолютных потоков Солнце. С ■учетом расчетных данных была разработана орчгиналоная методика оценки эффективной площади антенн» по набляцзнир.м протак^ниих опорных источников (Краба).

К целом было установлено вполне удовлетворительнее согласии расчетных ДН PflTfih-GOO, показанных, например, на риг. .1. ■: наблюдениями опорных ■ игточникпн. а при обр.^зотк® н.^лиденн!', Спиица на лпбих высотах предпочтение отдано ' кспзльэовзнрч

40. ooffi-00?"

СП I

СЕК. ВРЕМ.

Рис. I. Взаимное пространственное расположэнне диаграмм направленности радиотелескопа в

горизонтальной плоскости. Plg.1. Mutual poalticns and central sections of the diagram patterns in horiioatal plane.

расчетных параметров ДН PñTñH-600, таких как учет выноса из фокуса и размеры диаграммы. Гораздо более сильные аргументы в пользу правильности расчета ДН РАТАН-600 по разработанным автором программам были получены от наблюдателей, работающих с високс чувствительными радиометрами радиотелескопа РАТДН-500 и имеющих ,возможности сопоставлений по много большей выборке опорных источников,. Так, Соболезой и Темировой [113] щи; наблюдениях ярчайших точечных источников ЗС-84 и 3C-2/3 было установлено соответствие расчетных и наблюденных крчвнх в области бокоччх "лепестков с точностью до десятых долей процента. Алиакберовым и ;др,* [ll'J] при разработке системы калибровочных источников для высокочувствительных широкополосных радиометров PriTAH-GOÜ отмечено высокое соответствие наблюденных и расчетных по DINfi аберрационных эффектов в -.'ирокол интервал? ваноссв из фокуса первичных облучателей. В итоге, для обработки наблюдений источников на высокочувствительных радиометрах PATßH-öOC принята, как'и в случае наблюдений Солнца, логика широкого использования расчетных параметров антенны. Последнее реализовано Берходаноз.чм [121] включением программ..' автора расчета ДН РАТАК-600 с виде одного из стандартных модулей разработанного в [Í21.3 современного математического обеспечения обработки наблюдений источников ка РАТАН-500,

Среди других использований разработок автора можно упомянуть расчеты Майоровой небольшой расфокусировки PfiTfiH-бОО на гюлке 8см с .целью достижении наиболее оптимального соотношения мсяду эффективной' площадью антенны и чз шумами из-зл переоблучении. Расфокусировка достигается выносом первйчнсго облучат ел;: из фокуса вторичного зеркала. Программа, 'позволавцаа рассчатизать соответствующие фазовые эффекты, представлена авторов з :1л]. йайоровой в [122]. с помощью этой программы и программы йяторэ FREN расчета Френелевской дифракичи в области меаду згоричн-х и главным зеркалами РАТАН-600, было найдено оптимальное попозоиие первичного ейлучатолч. которое и было реализовав ч ¿ксперкм^м:; "Холод" с предельным охлакдеиник радиотелескопа,. Кэгичиие аберрационные искажения, ДН PfiVAH-GCö били умтеии Никгел'.'екг.и и цр. [1231 и Полалокын П?41 при уточнения и использовании методики

наблюдений б режиме "сколькения".

1 Л.Меюдикг набявлений Солчца и их пзрскчиой обработки.

Как можно видеть из изложенного выше, разработка аьторон программ расчота ДН АПП была неразрывно связана с раззитион методики наблюдений Солнца на 511Р и РАГАН-600. Поэтому р данном разделе нашей работы описанные уке методические вопросы больше упоминаться не будут. Еольиуи проблему при обоаботке наблюдений Сслнца ка СС!1К представляют аберрационные лзпгсткк .диаграммы, уровень которых превышает 107. (см. рис.1), что приводит к неоднозначностям при анализе сложной структуры локальная источников, в составе которых может быть много деталей весьма разной интенсивности. Автором б«л предложен метод коррекции аберраций [14), целиком ориентированный на использовании расчетных диаграмм. Само восстановление изобоажений ьиполняется с Фурье-области по методу Брейсуэла. В результате многочастотние наблюдения, выполняемые с различными выносами из фокуса первичных облучателей, приводятся к единому фазовому центру и гауссоБой безлепестковой диаграмме направленности, что существенно облегчает спектральный анализ сложных изображений. Дополнительно в фурье-области производится исключение вьсокочьстотных составляющих шума и исправление за постоянную времени регистрирующего устройства. Использование алгоритма БПФ для прямых и обратных преобразований существенно ускоряет вычисления. В настоящее время на РАТАН-000 успешно развизалтся алотернатквные методы мнсгочастотных наблюдений Солнца с использованием облучателей с единим Фазовым центром разработки Дикого л др.[1251.

Представление о расщсплении з пространстве ДН АПП на правую и левуз при наблюдениях круговой поляризации источников I?] реализовано автором в комплексе программ СОЯРОЬ коррекции паразитной круговой поляризации при наблюдениях Солнца на главном зеркале АПП. Эта программа использовалась для обработки первой серии наблюдений Солнца на РАТАН-600 в 19?4-1975г.г... котике ds.hi выполнены на его северном сектора, для обработки р^да и2слу:.екий . на БП? [32]. и вялисна йбрамовыч-Максимознм в гиде

Г

стандартного модуля матеьатического обеспечения службы радиоизлучения Солнца на БПР. Это МО вместе с некоторыми другими вопросами кратко описано боровик и Петеровсй в Г126]. Послзднее позволило зиерв.че в мировой практике начать регулярную публикация (в бюллетене "Солнечные данные") поляризационных изображений Солнца. Члиталььосгь это^с ряда наблюдений сейчас около 8-ми лет.

К 1982г. автором совместно с Андриановым и Гельфрейхом [13] были разиаботакы основные принципы построения программ первичной обработки наблюдений Солнца на ССПК РйТАЧ-600. Разработанный комплекс поограмм выполнял следующие функции: ввод к хранение данных наблюдений различных первичных форматов записи, их первичная обработка, сортировка данных по каналам, фильтрация данных и исправление антенных эффектов, формирование архива 2-го уровня, вьвод информации на различные носители (магнитные ленты и диски, печать, графопостроитель). При разработке системы программ были реализованы следующие принципы: минимальное количество данных задания и почти произвольный порядок их следования, возможность н^рацизания , изменения состава обрабатывающих программ ойз перестройки структуры системы, распознавание "кевтзтных" ситуаций з процессе обработки и принятие решений на программном уровне. исключающее аварийное завершение задания, минимальная завиг.имость комплекса от вида операционной системы. Реально комплекс использовался с операционными системами ОС ЕС, ДОС ЕС, ДОС АСЗТ. Система программ состояла из мониторной программы К0НТС!}-£$0 и шрсти разделов. Конитор обеспечивал взод и анализ задания с последующим вызовом требуемого раздела. Автор частично участвовал в создании раздела СНК (чтение первичной ленты, обработка и исправление сбоев записи, пиигк и обработка калибровок, компилирование и включение на МЛ журнала наблюдений, формирование архива-«? .1 и полностью о создании разделов: (исправление абег^ациокныл и поляризационных

искажений записи с расчетом диаграммы направленности.1 к СП. (хранение и передаче1, для работа в других разделах кстало^ы^с данных с параметрах антенны, комплекта радиометров, опирьых источников и др.). Сотадььая часть работи по раздолу СНК и по разделам комплекса Ю, ЛКХ, да, как и внедрение ^го в

эксплуатацию, принадлежат Андрианову, чти подробно описано в его диссертации Г127]. С помощью .этпги комплекса - обработаны и переведены в формат хранения данных "архив-2" практически все цифровые наблюдения Солнца на ССПК РАТАК-000 за период с 1979г. по 1931г. (более двух тыся« наблюдений). Эта работа выполнена в основном Плотниковым, в результате создавшим базовый архив наблюдений Солнца на РАТАН--600 [130]. 3 процессе выполнения этой работы Плотников по рекомендациям автора создал комплекс программ графического .обеспечения этого архива, в тон числе, специальные режимы графического вывода этих данных, учитывающие требования типографии, для последующей публикации их в Мировом Центре Данных Б (Москва) в виде каталогов наблюдений Солнца на РАТАН-600 121-24] (см. ниве).

Для обеспечения возможности быстрого изменения программы наблюдений Солнца в связи с его переменностью и для обмена данными с другими обсерваториями в периоды согласованных кооперативных наблюдений Солнца возникла необходимость в обеспечении оперативной обработки наблюдений на ССПК РАТАН-600 [15]. Это было реализовано на мини-ЗВМ "Электроника-100/И", с помощью которой осуществлялось непосредственное управление аппаратурой комплекса ССПК во время наблюдений. Для этого состав аппаратуры был дополнен графическим дисплеем. "Альфа" и графопостроителем "Н-710". В соответствии с предловениями автора Петровым были внесены необходимые изменения в программы регистрации наблюдений, а сам комплекс оперативной обработки был развит Шатиловым, что представлено в их диссертациях [128,129].

С использованием языка Ассемблера Эатилову 29,131] на весьма ограниченной по возможностям мини-ЗВМ удалось реализовать при оперативной обработке наблюдений Солнца многие из упомянутых г,кие и других методических разработок автора. Из последних монно откатить: калибровку записей пс антенной температуре центра диска спокойного Солнца на основе ранее полученной автором •-.оотгйтствугцей б:зы данных, вписывание и выделение 'урозня спайного Солнца на основе нормализованных наблюденных кривых спокгйнсго Солнца с неойходгным изменение* касвтяооб по обеим

координатам (соответствующая база данных была обеспечена Боровик [1321), определение абсолютного прямого восхождения центра диска Солнца по производным кривых прохождения его краёв через диаграмму РАТАН-600 на самих коротких волнах, и др. В работе [lfi] Афанасьевой к Ипатозой совместно с автором показана возможность определения координат Солнца ка РАТАН-50С методом производных "на волне 8мм и точностью не хуле, чем при оптических астрометрических измерениях', но с более полним и однородный рчдом измерений.

-, • Разработанный комплекс оперативной обработки наблюдений Солнца на ССПК РЙТАН-600 эксплуатировался с 1382г. по 1991г., что позволило провести большой ряд исследований Солнца и получить новые астрофизические результата по широкому кругу источников солнечного радиоизлучения. 1

Большой опыт наблюдений Солнца автоо получил, работая- также на малых радиотелескопах. Так, совместно с ГельфрейхокЛ11] автор участвовал в создании методики наблюдений по программе слукск радиоизлучения Солнца на Гаванской Радиоастрономической Станции на радиотелескопе РТ-3, в результате чего была обеспечена 'многолетняя стабильность измерений при высокой с IX) относит-пьнсй 'точности и хорошей (32) абсолютной 'точности. Наблпдения по ?тоЛ методике на ГРС проводятся с 1969г. по настоящее время, d последнее воемя качество наблюдений несколько ухудшилось, что вызвано ухудшением финансовых условий как в CAO РАН. так и на ГРС (Куба).

Специальная методика была разработана автором для наблюдений Солнца на Радиоинтерфероиетре с йалгй Базой (РН'ЯЕИ. мтгркй сейчас находится в Мехико,. В результате на пен пыл выполнен цикл .работ "[£5-861 с участием автдеа по исслодобьиив «рл^тчаций солнечного радиоизлучения и некоторые'Другие.

Автор участвовал (а роздкее и организовывал.)' в нао^лде'.иях ряла солнечных затмений «ак к s упокянут редиоте^-оског:а?: РТ-3 100,65] и Г Б о. и 7 ], т.»к л на рйде других. Ире э;оа для

получения наилучких результатов им были предложены оригинальнее методики как собственно проведения яабдпдечпй, так к их последующей обработки, последнее является развитием методики обработки, предлоненной ранэо Гельфрейхом [133]. В работе [1?] сообщается о наиболее совершенных компьютерных вариантах расчета обстоятельств солнечных затмений и обработки их наблюдений. В результате методом солнечных затмений .автором получскк наилучшие по пространственному разрешении (до 3") данные о .структуре радиоизлучения, активных областей на Солнце, что будет подробно описано пике.

1.5.Каталог наблюдений Солнца на РЙТАН-600. ■ ■•■■■

Одним из Еакных результатов работы астронома-наблюдателя является создание каталогов выполненных им наблюдений. Большие усилия автора были направлены на организацию издания каталогов -результатов наблюдений Солнца на РйТАН-бОО. Б результате через Мировой Центр Данных Б в Москве удалось выпустить е свет 4 точа [21-24] этого каталога, еще 6 томов подготовлены к изданию,.« только финансовые трудности задернивают их выход в свет. Разумеется, представленные в каталоге результаты наблюдений Солнца являются плодом работы большого коллектива, что лишь частично отражено с списке авторов этого каталога [21-24].

1.6.Программа развития наблюдений Солнца на РАТАН-000.

Солнечный Спектрально-Поляризационный Комплекс РАТАН-600 был создан под руководством и при непосредственном участии Богода [134] и эксплуатировался с 1374г. по 1991г. Накоп::- ный на нем опыт работы позволил в 1988г. Богода. Гельфрейху, автору и Пустильнику [25] предложить проект модернизации солнечных наблюдений на РАТА.Н-600 для повышения эффективности наблюдений к обеспечения конкурентно способности радиотелескопа, в частности, в связи с подготовкой е ряде обсерваторий мира к наблюдениям клкс.'.ьумз 22-го цикла солнечной активности. Этот проект включал е ссэд три подпроекта: создание радиогелиографа на оскиРе ог.лччлт^.з тип 14 для двумерного картографирования Сслниэ с

разрешениям до 10 с дуги; создание Панорамного Анализатора Спектра с полным перекрытием рабочего диапазона радиотелескопа от lcMt до 50см с возможностью детального анализа (с шагом по частоте 1МГн) отдельных его участков для исследования спектров активных областей; модернизация существующего кногочастотчого ССПК для слеяения за Солнцем в рзшиме многих азимутов в антенной системе Юзного Сектора и Плоским перископическим отпакателек для исследований структуры и динамики активных областей.

Эта программа модернизации под названном "PATAF-600 в 22-ом ¡'цш.ле солнечной активности" получила в 1989г. фигакссзую псддер&ку от Президиума АН, и под руководством Богода и Гвльфрейха работы были'начаты по всем трем направлениям. Однако из-за общих акономических трудностей з стране в 1991г. финансирование сыло прекращено, вследствие чего работы по полней программе были остановлены. Удалось реализозать лишь часть проекта по перекрытию частотного диапазона от 1 до 18 ГГц ка многих частотах и с быстродействием 1-Змлс/канал.

Наблюдения на новом Панзрамчоь» Анализаторе Спектра начались 'на РАТАН-300 в декабре 1ЧЯir. и с тех пор проводятся регупяочо. 'За этот период были выполнены наблюдения а ранках рыда кевдународных программ изучения 22-го цикла солнечной активнее т:; (1Ш-&1, STEP, FLARKS-22 и др.) л накоплен больней наблюдательный материал. Пеивые резуль.аты яакладкв.плисъ !.s меьду!ирмдш<х совещаниях и опузлнкованг: е • зддуъих куриала;: мире, ¡'лиги jtc;'i работы описаны в диссертации Богода [134].

2.Гали и пекулярные источники как объекты активных областей на Солнце с нетеплопыии прпцессеик

Данный раздел основан на работах автора t18—733 по изданию структуры микроволнового излучения активных областей на Солнце и интерпретации данных наблюдений. Из больного количества исследованных автором областей отобрано несколько, по намеку мнению, характерных случаев, которые будут списаны . в пеоэим подразделе. В. следующих подразделах будут описанк обобщенные наблюдательные характеристики различных типов структуры, активных областей и дана их интерпретация.

2.1.Примеры типичной структуры микроволнового излучения активных областей

На рис.2, взятом из [19J. приведены одномерные изображения активной области, связанной с группой пятен No 193, по наблюдениям на 'коротких сантиметровых волнах на РПТР.Н-600 -с разрешэнием от 18" до 36" 2-го мая 1979г., когда эта группа пятен находилась вблизи центра солнечного диска. Зта биполярная группа состояла из двух хорошо развитых головного и хвостового пятен примерно одинаковой площади и нескольких пор ме&ду ними. Площадь всей группы была 880 м.д.п., а площадь каждого из пятен превышала 400 м.д.п. Как видно на записях интенсивности^источник состоит из нескольких компонент: протяженной компоненты (гало), совпадающей по размерам и положению с активной областью в целом, и двух компактных деталей, созпадаюцих с соответствующими пятнами.

Максимум одномерной яркости гало по положению >. овпадает с линией раздела полярностей магнитного поля на фотосфере, вблизи которой расположено несколько пор. В распределении радиояркости гало чиевтся некоторые нерегулярности (<10%), хорошо повторяющиеся на всех пяти волнах. При приведении к одному масштабу по потеку кривые яркости гало на волнах от 2.0 до 3.2 си практически совлсдавт, что гогорит о плоском спектре гало в этом диапазоне (теплорое тормозное излучение оптически тонкого источника), но >;а голне -i.O см одномерная яркость гало примерно на ЗОХ тисе, что

Группа пятен No

Рис.

Í93 по наблвдениам на PflTfiU-OOO 2 >:ап !9iKr

требует для объяснения привлечения на этой волне дополнительного механизма генерации радиоизлучения. Йркостнаг. температура гало на волне ¿.0 см сог.тавли-т окою 120тыи.К. Излучение, гало слабо поляризовано по кругу (2-52), биполярно и соответствует избытку необыкновенного излучения, смсн-з зычкэ происходит э области максимума интенсивности. ,

Компактные источники на всех голпах по положению совпадают с пятнами с точностью около ¿".' что говорит в данном случае об отсутствии горизонтальных (вдоль поверхности фотосферы) смещений областей генерации радиоизлучения над пятнами. И:: эффективные размеры около 10" на волне 2.0 см • увеличиваются с ростом длины волны и 'составляют около 30" на волне 4.0 см, что совпадал г с размерами теней пятен. Как видно из рис.2, спектр потокоя этих источников резко растет с длиной волны, его максимальные значения достигаются на волне 4.0 сы, а на волне 2.0 см из-за малости потока эти источники на записях интенсивности выделяются с трудом. На • записях поляризации, однако, эти источники хорошо выделяются на всех волнах. Степень круговой поляризации пятенных источников составляет около 100% на волнах 2.0-2.7 см и резко падает до 30% на волне 4.0 см. Знак поляризации (Н для пятна И-полярности и 1, для пятна Я-полярности) соответствует избытку излучения на необыкновенной волне. Эффективные размеры источников , на записях поляризации на, 3"-5" больше их размеров нэ записях интенсивности, что говорит о словном двумерном распределении поляризации излучения, не разрешаемой при наших наблюдениях на РАТАН-600, ко с наиболее вероятной кольцеобразной формой этого распределения. Яркостчая температура пятенных источников в рассматриваемом случае достигала значения около 2млн.К.

Опчсанные выше наблюдательные факты легко объясняются в рамках теплового магнито-тормозного механизма генерации излучения на 2-о(1 и З-ей гармониках гирочастоты электронов С96-100 3, деЛствугсцегс в сильных магнитных полях над пятнами в условиях ¿ыгтрого роста температуры с рысэтэй (узкая переходная область хромосферой 1' короной). 3 т а интерпретация г связи с рассматриваемым случаем детально обгукдаетсл в работе П*].

Pi'c. г.

Группа пятен Hi. 70 по наблюдениям на PnTflll-бОО 20 мела 19??г

Работа [19! посвящена описанию одного из методов измерений магнитного г.оля над пятнами е солнечной короне, в разработке которого принял участие и автор. Этот метод основывается на описанном выие эмпирическом факте резкого роста с длиной волны потока интенсивности излучения пятенных источников или потока поляризованной гю кругу составляющей их излучения. Экстраполяция наблюденных спектров в сторону коротких волн позволяет определить некоторое критическое значение волны, на которой, величина излучения становится нулевой и затем, в соответствии с интерпретацией, сопоставить этой волне магнитное поле 3-ей гармоники гкрочастотн. Найденное таким образом магнитное поле уникальным образом характеризует соответствующий пятенкый радиоисточник. Оказалось, что в среднем радиозначения магнитного поля всего на 202 ниже измеренных на уровне фотосферы. Для случая, приведенного на рис.2, радпоизмерения дают значения 1930Гс и 1700Гс, а оптические - соответственно, 2300Гс и ¿ОООГс. Точность измерения данным методом напряженности магнитного поля в солнечной короне над пятнами, определяемая спектральным разрешением наблюдений, в настоящее время с использованием Панорамного Анализатора Спектра на РАТАН-600 составляет около 3У. [201.

Рис.2 иллюстрирует еще один наблюдательный факт - соотношение вкладов в полнее микроволнгчое излучение активных областей гало и пятенных источников. В данном случае на волне 2.0 см вклад пятенных источников составляет менее V/., а на волне 4.0 см этот вклад около 30?.. В случае мощных активных областей на.'волнах 2-4 поток пятенных источников может составлять 502 и более от г,о.-.ного потока области, что будет проиллюстрированно ниже.

На рис.3, взятом так«е из [191. показаны одномерные изиоранен!.я активной области, связанной с группой пятен N0 70. пп найлюг^-ниям на коротких сантиметровых волнах на РЙТАН-000 20-го игля 19Х?г.. клгда эта группа пятен находилась на восточном .г.:я?-е С*.д:ша р моьент ее восхода . (её широта и долгота, гт-чатигагк-чч от Центрального ¿еридкзнз, в момент наблюдений на 'или рэвий.Н!б .Е90). Эта группа фактически состояла из > аагиУ Ц-лоддрхэети плодоьп .140 м.д.п.. ¡(¿к это было

измерено на, следувсий день по оптическим наблюдениям. Такое располоненке активной области позволяет рассмотреть её внеотную структуру .

Как видно из регистрации .интенсивности, на волне 4.0см область радиоизлучения имела сложную структуру, простирающувся до высоты , более, чем ЮОтыс.км. Напротив, поляризационные записи на волнах 4.0 и 3.2 см показывают узкий источник, по положению совпадающий с точностью до 2" с солнечным лимбом, и, следовательно, с "указанной точностью икенщий нулевую высоту над пятном. Малое .энрчение поляризованного потока и невозможность выделить соответствующую деталь на записях интенсивности говорят и высокой, близкой к 100?.. степени поляризации этой детали. Отсутствие поляризованного сигнала ?той г.етали на волнах 2.7 см и более . коротких монет быть связано с располонением уровней З-ой ; гармоники гирочастоты на этих волнах в холодной хромосфере или с поглощением сигнала в окруяанщих слоях солнечной атмосферы.

Из сравнения величин '-магнитного поля на уровне фотосферы (1700Гс) и в области генерации радиоизлучения на о-ей гармонике |гирочастота на- велне 3.2 см (1200Гс) и' наблюдаемой нулзвой 'разности высот этих уровней с учетом ошибок измерений мояно .¡оценить высотный градиннт магнитного поля над пятном не ниио, чум ', 0.3 Гс/нм, ; ' .• ;

На ркс.4 [Зб.'Н) показан еще един прии&р наблюдения активной области -на РйТйН-000 на западном лимбе Солнца 19 ноября 198йг! через несколько часов после захода пятен за лимб. Соответствующая группа пятен N0 548 бнла хэроно развита, а в её радипизобпеяениах по наблюдениям в предыдущие дни в диапазоне 2-4 см хороао ввдвлялобь несколько яркмх пятенных источников и протяженное галс с характеристиками, близкими к чоказаннма на рис.2 типичным характеристикам. Особенностью регисграций, полуночных 13 чэчмрд. является отс!;гств.чо •'засветки* яр к »'.ми патеиничи истичичю.ни. ч'О еце.раз г оросиг о чрезвычайно мвлоЛ внеотз генерицчх их

из.¡учения и20С0ки,', кру.ме того, одновременно ' ьаблгдеи'пмн на РйТйН- 500 на Горной ЛстронокиткоА Стйнии:-! Г ПО РАН Г»ьли го.-учены

Группа ni ген No 54b рэ каблыдэкикн на Р UTAH—ООО ¡9 нолбрл i SBör.

снимки солнечной копокы в зеленей керочзльлий лилии, показывающие располоипнние за лимбом над активной областью коронарные петли, ' простиралкьесд до высоты около Ю&тыс.км Какзчдпо из рис.4, поток радиоизлучения с удаление* от лимба гкепонеьцнальнп спадает дэ зь'сог болев 200тыс. кн, что говорит, что корпнлльнгя плазм? нзд активной область» находится з г:м;рсчтатичеснпм оаснобесми, при этом икала внеот соответствует гемпеьитуре около 1.5мли.К. С керональными петлями сьязон дополнительный, источник радиоизлучения, поток которого составчяет MOiïûfc 1СГ£ от экспоненциального фона. Этот источник имеет оптическую iолмину около едчиица (поток на волне 4 см заметно меньше, чем на Еолне 2см), чп мойно объяснить только низкий (менее ЮОтыс.Ю температурой области генерации его излучения и что резко^ контрастирует с температурой плазмы потель, дающих оптическое излучение (более 2млн.К).

lía рис,') [ 73 3 показаны одномерные раякоизобрьксний активной области, связанной с группами пятен No 345 и По 34/, по наблюдениям солнечного затмения 31 июня ÍУ81г. на волнах 2, 4 и 13 см вместе с фотографическими изебравеничми. 'Радкойзобзахеиия получены с разрешением около 10" на зсох волнзх. Структура источников радиоизлучения ка волнах 2 и 4 см, как видно, аналогична типичной, показанной на рис.2. Здесь легко выделяется гало, одинаковое по параметрам яа обеих коротких волнах, и два ^компактных и сильно поляризованных источника, соответствующие двум хорошо развитым пятнам. Некоторые различия пягенных источников отражают различия соответствующих пяте.ч. На волне 13 ск наблюдается только бесструктурное гало, по форме подобное коротковолновым изебрааенияи, но в 3 раза более мощное пс потеку. Средняя яркостная температура этой области около о или. К на волне 13 см. Рис.5 иллюстрирует два ваяньх наблюдательных ФаК|-а, которые необходимо учитывать при выборе механизмов из пучения галг, на дециметровых волнах: существенный избыток излучение гало на воине 13 см по сравнению с более короткими волкам/ и его в не и куп нспролрэчкостъ ¡и ¿той волне, призодяцув к riOj'Hfrt экранировке . -п.- и •> rep >г п о -т. • ? г нн а х п;теткм источников.

Solar Eclipse Observations

July 31,

Flux uoits per minute ofc.xlSi; ■Jpiin)

t.

I9S—-Ü I8.N

4,

|8N^2IN p__

I6N

24 N

SO"

No.345 .

Sunspot Groups Number 345 and 347

Total sunspot area is 230 millionths of tha solar hemisphere.

A. N. Kozhavin

Рис. 5.

Группы пятен No 345 и No 347 no наблюдениям солнечного затмения

31 изля 1981г.

НакС-о.че* развитые активны1; области «»usier, и наиболее сликнцю стрдйтчрч '«ик^сволнового излучения. На рис.8 по^азаки* оззул;> .атн затаенны/. наблюдений активной области, связанной, с гоуппой ля ген Ко 105 П марта 19'0г.) на чолнох 3.1, 4.5 и 10.0 см [56.09-71] На кпроткнх волне/ хорошо выделяются несколько поляризованных ксииакг.чйх источкиксь (а, Ь, с. а. е) в области взд'/кях. ¡тятон группы, четыре из которых являются общими пягемнччи чсусчникгуц, совпадая пс положении и размерам с соотиэт'-твугиимя тчпями пятен. Наиболее яркий '.и:тпч.чик rt. однако. ■ ttitcevjkpjaro*' на область моиступи накйольйаго пятна, гдз наблюдаете?. акрлплеккв мгпшчпгс пила S-Du.iypHOcru. протизополоинои основному 'Чоль V -полярности. _*, Это первый обнаруженный автором пример пгобиги типа ш тичникоа," впоследствии названных "пекулярными". Они наблюдают см ь развит-ix группах пятен в периоды мощной (гфотончей? Еспыаечной активкостч" к обычно ассоциируются с нейтральными линиями магнитного поля в области наиболее тесного контакта противополояных г.ил;п'нсп ей магнитного поля. Чсе эти ' особенности имела к показанная на рис.6 группа пятен No 105. На волне 10.0 см распределение рациаярко^ти, : как видно кз рис,б, резко отличазтеь от такового т более-коротких волнах. Здесь наблюдается только кпщное бесструктурное гало с размером, близким к размеру вссй активной области. Отсутствие компактных пятенных источников и пекулярного 'источника на этой волне мошне связать с сильной непрозрачностью материи гало, приведвей к полной экранировке этих пизкораспалояенных деталей коротковолновой структуры активной области. Напротив, ка коротких волках материя гало прозрачна, а само око надекно регистрируется, хотя и имеет меньиую яркость.

При наблюдениях солнечного затмения 7 марта 1370г.-ка волне 4.5см автору совместно с Петеровой и др. [69] удалось реализован, весьма высокую разрешашлув способность около 4"-5", что пшрнли.ю впервые обнаружить некоторые тонкие особенности распределений радиорркоети пятенных источников. Так. бало показано, ^го распределения имеют кольцеобразную ферму, прмчьу степень поляризации на *раях достигает 100Х. «То пилоа^н-лз с-Ол-тгч радиоизлччения совладаэт с тенями пятен с точно с ив !"-<•!'. v* привадит к гцрняе высоты облзс*и генерации роди^нл^-нич

- -

5сш есглрге ся №п!7. 19ур

Ркс. 6.

Группа пятен N0 105 по наблюдениям солнечного затмения 7 мар;а 13?0г.

1000 ьм над тенями пятен. Эти особенности легко можно объяснить в рамках теории генерации излучения на низких гармониках гирочасюты, что било сделано автором совмэстно с Гельфое-йхпм в работах [70.71], а в работе [1351 Гельфрейх и Лубыпев выполнили соответствующие модельные расчеты, показавшие кольцеобразность или подкоьообразность формы пятенных источников. Позднее аналогичные результаты были получены, например, Лангом и Вильсоном по наблюдениям Солнца на 'ЛА [136].

На рис,7 приведен еще один пример наблюдений мощного ,комплекса активности, изучавшегося в июле 1982г. (группы пятен Но 220 + N0 229) на РАТАН-600 и ОЬА [48,49,51,53]. На коротких сантиметровых волнах (2-4 см) на фоне двух гюотяненннх гало (I и II"/ наблюдаются девять компактных источников, обозначенных буквами от а до 1. Отождествления этих источников с оптическими образованиями показаны вытянутыми крестиками на основе наблюдений с разными позиционными углами диаграммы направленности РАТАН-600. Бидно, что семь из этих источников совпадают с пятнами, а два из них (Ь и (1) - с рэгныни участками вслокна, пересекавшего активную область. Источник Ь имен плоский спектр и наблюдался только 15-го

г

июля <Я82г., т.е. его ьреия аизни было менее суток (но не менее 2-х часов наблюдений кг РАТАН-600 в этот день). Наиболее мощный на волне 4.0 ск источник ¡1 имел ироыя аизни около 7-ич дней, а его период суиестзозаикя совпал с периодом мощной протонной зспнаечной активности осуждаемого комплекса пятен. Этот пекулярный источник пь понижению совпадает с область» дельта-конфигурации магнитного поля пятна, его яркосткая температура достигала 10А7 К на волне 4.0 си, а на волнах 2.0-2.3 см его спсктр потоков имел наклон п=10.

На волнах 13 и 21 см ттс наблюдениям на РАТАН-600 комплекс активности предитавлязт собой шг'окое, протйвенкостыо около У. бесструктурное образование, перекрнпаандее асп актирную область, с максимумом одномерной яркости, попадашии на область йиуга-^ма ыечду гало I и галс II изобралени? на коротких саигннп-розых войнах. Можно б^яо бы дуч.-пь. что компактные детали на 13 и 21 см не регистрируются из-га значительного падения рлзее.ш'ччй

способности РйТЯН-800 на этих волнах - размер диаграммы РАТАН-600' на волне 21 сн в навих наблюдениях был около 3'. Однако одновременные наблюдения на VLA с разрешением 3"х4" выявляют на близкой волне 21.7 см несколько компактных деталей, ни одна из которых не совпадает с наблюдаемыми на коротких сантиметровых волнах, с другой стороны,суммарный поток этих деталей составляет всего несколько процентов от потока, измеренного на РАТАН-500 на вслне 21 см. Таким образом гало мощной активней области имеет •максимум потока в диапазоне волн 10-15 см и весьма непрозрачно на этих волках для излучения располояенных нияз пятенннх и пекулярных источников. Небольшие вкрапления- в структору дециметрового гало источников малых углових размеров не связаны с этими низкорасполовенными особенностями коротковолновой структуры активных областей.

В качестве последнего примера на рис.6 показаны результаты наблюдений на РАТАН-РОО 11 сентября 1985г. весьма слабой активной области (флоккульнос поле площадью 1100 н.д.п.) согласно работе [581. В этой области не было ни пятен, ни пор; соответственного всем диапазоне от 2.0 см до 30.6 см на PflTAH-GOO было зарегистрированно только небольшое повыиение радиояркости с максимальным потоком около 1 с.е.п. на волне 20.7 см. Веяно, чго это значение потока уверенно превышает ошибки измерений и примерно в 2 раза превышает наблюденные значения потека на более -коротких волнах (2-8 си). В работе Г381 были исследованы несколько таких флеккульных повышений радиояркости С гало),и особенностью спектров всех этих областей явилось наличие максимума потока но волнах 20-30 ск. что требует для объяснения, как и в случае мощных активных областей, привлечения дополнительных к."тепловому механизмов генерации радиоизлучения. Наблюдательными отличиями этих областей являются смещение наксимумз потока в сторону болзс длинных дециметрозах волн и небольшая его величина. Яркости?;* температура сречения гало слабых активных областей на этих 5олн*>:, однако. достигает значений 2-3 млн К.

Рис. 8,

Флинкнльноа поле по наблюдениям на РАТЛН-СОО 11 сентября 1465г.

2.2.Основные наблюдательные характеристики пвтенчих источников

Приведенные выше примеры анализа микроволновой структуры кзлучеькя активных областей вместе с более полны* их кзлдязниен э работах автора ПО-763 позволяет чэь сформулировать основные наблюдательные характеристики различных структурных состаьля'адх этих областей. Б данном подразделе описываю гея пличные характеристики ядор, т.е. источников.' отоалестрл.т.емкх г солнечными пятнонк;и приводится интерпретация наблюдений,

Ядра (лятенныг источники) проявляется на;: узкие, яркие (Тв > Юл6 К), высокой степени круговой поляризации ср-50-100^) детали структуры активных областей, отвечающие каждому достаточ о* крупному солнечному пятну (3 > 50 к,д.п.). Знак поляризации обычно соответствует преобладанию генерации необыкновенной полны в магнитны/ полях этих пятен. Размеры радиоядер АО з диапазоне 2-6 см равны или меньше размеров тоней тех же пятен. Из координатных сопоставлений следует, что ¿зысоты генерации излучения ядер над пятнами малы и обычно не превышают Ь=!000ки. Пятна малой площади я поры, по-видимому, ке сопровождаются отдельный« яркими источниками радиоизлучения. Наблюдаемые характеристики радиоядер АО однозначно свидетельствуют о преобладающей роли здесь магнитно-тормозного теплового механизма генерации излучения на второй - четвертой гармониках гирочастоты электронов.. Так, наблюдения согласуются с представлением о том, что над пятнами на малых высотах формируется весьма узкая (толщиной менее ЮООкк) область перехода от хромосфернах значений температуры (!0Л4 К? к корональным (Т > 10А6 К). Яркий источник магнито-торнозниго радиоизлучения на данной волне над пятном возникает, как только области с необходимыми значениями магнитного поля с Н=1000-5000 Гс> оказываются в пределах или выше этой переходной области. Малая Енсота и толщина этой области приводят к тому, что весьма резкий рост потока с длиной волны э спектре радисядер занимает дизлагэп длин волн шириной менее октавы, в этом ае диапазоне н-Нлодаетсй у наиболее высокая (до 100X5 степень круговой поляризаци/. радиоизлучения ядер АО. Максимальный поток раллоиз-Ч'И^д

достигается на волнах 4-5 си, на более длинных волнах поток и степень поляризации резко уменьшаются, что связано с распслояением соответствующих гирорезонансных уровней в более или менее изотермичной ксрональной области.

Модельные расчеты показывают, что яркие пятенные источники с богатей тонкой структурой долины наблюдаться и на волнах 10-20см, что расходится с данными наблюдений. Это расхоадение мояно объяснить при учете того факта, что генерируемое над пятнами радиоизлучение распространяется к наблюдатели через вещество, заключенное е корональных магнитных полях активных областей и . обладающее высокой непрозрачностью на волнах 10 - 20 см. Эта особенность подробнее будет обсуждаться ниае. На коротких сантиметровых волнах вещество магнитосферы прозрачно для проходящего радиоизлучения, но обладает высокой магнитной активностью, приводящей к известняк наблидательныы фактаг инверсии знака круговой поляризации в области квазипоперечногэ к направлению магнитного поля распространения радиоволн.

Наблюдения с наиболее высоким пространственным разреиением, выполненные нами затменным методом, а такие наблюдения на Н51?Т и UI.fl, в диапазоне волн 2 - 6 см показывают богатую тонкую , структуру двумерных распределений радиояркости пятенннх источников, подтверждаемую модельными расчетами рирорезонансногс механизма радиоизлучения. Основными особенностями этих распределений являются кольцеобразность или подковообразность их ' Формы и наиболее высокие значения степени поляризации на краях источников. Эти особенности связаны с тем, что находящаяся в гоопчей короне часть 3-его гирорезонансного уровня геометрически более протяженна, чем соответствующая часть 2-го гирорезоненсного • уровня. Спектральные наблюдения на коротких сантиметровых волнах позволили определять для пятен радиозначения их магнитного поля, сказавшиеся в среднем всаго на 20'/. ниае измеряемых оптическими йетодоми. '

- Si -

2.3.Основные наблюдательный характеристики пекулярных, гасточникоп

й структуре ряда. ■ вспшечно-ашивиых областей на коротких сантиметровых золках в диапазоне 2--4 см нам удалось выделить компактные пекулярные радноисточники, излучение которых доминирует чад излучением остальных деталей этих областей. "Пекулгрнчгть" этих источников состоит в том, что их трудно интгрпрзтировсть как обычные ранее гнделенные компоненты радиоизлучэния активных областей. По своему иолоканиа пекулярные р^Д^оиа очники проецируете» на тению раздела полярностей фотесферного иегчигного поля в районе наиболее тесного располокония '■-теней пятен с. различными знаками магнитного ппля. Эти тени, ра.^полиненные обычно в одной общей полутени, представляют собой основания вновь всплывшей зрки магнитного поля.

Активные области, с которыми связаны эти источники, отличаются мощной (протонной) еспншечной активностью и дельта-¡'.опфигурацией магнитного поля пятен. Характерные размеры пекулярных источников 10" - 30", что соответствует линейному размеру порядка 10л4 km. Наиболее вероятно, что области генерации радиоизлучения пекулярных источников связаны г. вершинами компактных коронельчнх аоок в районе взаимодействия старого и нового магнитных'потоков. Это подтверждается затменными наблюдениями 31 июля 1Й01 г., когда изучалась залимбовая корональная конденсация над ..вспышечно-активной областью С73]. Б этой работе отмечено, что пекулярный радиоисточник ловится точно в основание петелььой структуры и совпадает с наиболее яркой и компактней петлей, вершина которой располонеы на высоте 12000 кз. Характерные времена виэни пекулярных радиоисточников составляют несколько дней, причем они обычно возникают за 1-3 дня до мойных вспышек и. после них не разруяазтея.

Особенностью рассматриваемых источников являют с л довольно высокие значения их яркостных температур, достигавшие Ю"? К н* волне 4 сн. Следует учесть, что эти нязког-агпояозл'Иае источники наблюдаются сквозь материк чагкитисфер» акт-геч'» области, которая hoist обладать высокой непрозрачно:: -a. плг:.«-1

реальная ярксстная тей:\йратура излучения пекулярных источников моает быть иного ¡зыие, вочмокко, порядка 10*8 К. ' Наксйколышб,-значения спектра потоков этих источников достигаются иь волках 3-4 см. а, спэктральный индекс на более коротких яолна>; помет достигать значения 10 и более. Степень круговой поляризации излучения Ю - 30У.. ч»ч> ниве типичных значений для пятенных источников. . '"

Перечисленная выве совокупность наблюдательных характеристик пекулярных источников является уникальной, что позволяет нам относительно этих источников выдвинуть концепцию нового типа, астрифизичзских объектов ка Солнце.

Высокая'- яркостная температура, говорит о том, что пекулярные источники являются областями длительного выделения энергии, приходящей,- всзмокно, из подфотосферных слоев. Связь с усложненными магнитными структурами дает свидетельства того, что это выделение энергии связано с процессами пересоединения магнитньх силовых линий, приводящих к нагреву плазмы и ускорению частиц. Важной особенностью этих процессов '¡шляется их относительней стабильность и длительность в течение нескольких дн«:й. й .этом смысле эти процессы отличаются от солнечных вспышек, имея с ними ряд других похомих особенностей.

/!лл обелскения .необычных парамь ■ .в пекулярных источников мснии предположить, чтг< они представляют собой магнита-тормозное (гирзсинхрртронное) излучение из области аноуельнсго-эиергоиыделония, содеряацей субрелятивистскую плазму с ткмпе^атурой Т = 10*7-10*8 К и концентрацией электроноз порядка 10-' 1.0'куб.см в умеренных магнитных полях. Такие условия ожидаются я аодглйх зысокотсмпературнух токовых слоев, разрабатываемых Сниивум [1371. Расчеты по форнцлаи, приведенным в работе Дакка и Н.цию 11.361 для гиросинхротронного механизма генерации излучения гсрпчнии маю.волловскими электронами, даят значение магнитного т.яй Р00-400 Гс, что хирочо согла^'н-и с озмдаомайй ?нйчен;:л:ш -.ц.ля углия!Ц)тих подклей тиковах слоев. З'.от вариант ннтерпретзуки щ е.'гтлыястся нам сейчас наиболее вероятным пи сраининкю с

другими, проанализированными автором совместно с Ьатрушиным и Гельфройхом в работах [56,57].

В любом случае, сднако, мокно заключить, что оапсматриваемыс. пекулярные источники диагностируют р^споловонные в • короно на высотах порядка 10 тыс. км области ьесы,<а' высокого знергозыделения, существующие сравнительно устойчиво з т'ечекке нзскольких дней и которые мояно связать с процессов пьпесоединечия .капттнш:; силовых линий з токовом слое: Его неустойчивости и. разрывы представляют, сизой вспаикь различной мощности, причин мощные яспийки обычно не приводят к разорении предполагаемого токового слоя, а его постепенное исчезновение э далспайшем не сопровокдаьтся значительными вспышками. Раннее выявление пекулярного источника в структуре радиоизлучения активной области может использозаться в качестве прогностического критерия при разработках физически обоснованных методик прогнозирования мощных вспышек на Солнце.

Наблюдения в диапазоне 6 см на радиотелзско'пах эпертуонпго синтеза HSRT и VLA выявляют в структуре активных областей ряд компактных источников, часть из которых хорошо отэндестоляптг.я с пятнами, а другая часть наиболее ярких из них с нейтральными линиями кагнитного поля на уровне фотосйеры (Длиссандракис и Кунду [139], Вебб и др. £ 1403 . Ланг и др. [141]). подобно „описанным выше пекулярным источникам. 3 совместной работе 1bij нами проанализированы наблюдения активной области с умеренной всгшчечной активностью, выполненные в мае 1980г. на РАТАН-оОО на золнах 2-4см и на HSRT на волне 6 см. Оказалось, что спектры источников, связанных с нейтральными линиями магнитного поля, весьма подобны спектрам пекулярных источников, не со едзигок максимума потока к волне G см. Наблюдаемые хаиактеристики этих источников удались удовлетворительно объяснить гирссинхрсгронкгн излучением субрелятивистских электронов со степенным распределением по энергиям в магнитных полях напртзснностьс 150 - 200 Гс.

В ц(.лом, \ьак отмечено в [01 ], обнаоуненные нзми пекулярные' источники в диапазоне волн 2-4 см и наблюдаемые на волне б см источники, связанные с нейтральными линиями, имеют, вероятно, по сьоей приреде лизь количественное различие (урогонь вспыизчной активности, величина магнитного поля в токовом слое, как возможном месте генерации радиоизлучения этих источников, и др.}. Можно предположить, что е. структуре активных областей с ецё более слабой вспышечной активностью и даже при её отсутствии могут сушсстьозагь аналогичные области генерации радиоизлучения, но со сдвигом в более дличновокновьЯ диапазон излучений. Коина такке прздпопгвить, что ?ти компактные области перзсоединения магнитных силовых линий в солнечной короне являются именно теми местами, где повышенное знерговыделение приводит к длительной генерации нетеплозах частиц, постоянно заполняющих магнитосферу активной области, проявляющуюся в наблюдениях, как гало, описанию типичных характеристик которого и их интерпретации посвящен следующий подраздел чашей работы. Обнарувекие таких источников на волнах 10-20 сы является важной наблюдательной проблемой, которая, вероятно, осложнена экранировкой излучения этих источников непрозрачной материей гало.- ■ '

Й;4.0сноиьыо иаблядат елыще характеристики гало .

Приведенные в разделе 2.1 примеры наблюдений активных областей покоиыьййт, что гало является фундамен^пьным элементом структуры радиг'изебразений различных ПО от самих слабых до самых мощных. По ■размерам и полоаении гало примерно совпадазт. с размерами и положением соответствующих групп пятен, протяженность по высоте мо.чет достигать более 200 тыс. км. Такие геометрические характеристики позволяет связать, область генерации радиоизлучзния гало с областью общего повышения температуры и плотности в короне над АО, т.е. с корональной конденсацией или магнитосферой Й0.

Хлрспктернэи особенностью спектра радиоизлучения гало является наличии максимума потока' на волках дециметрового диапазона, (10 - Чи см), что, наблюдается даяе у активных областей, не содержащих из три и;пор,- флеккудышх плоцадок,- В целок в спектре

потока гало мои о выделить три основных участка.'примерно плоский участок или спадающий, подобно спектру потоков спокойного Солнца, в коротковолновом сантиметровом диапазоне (2-5 см); узаохок роста потока от точки перегиба в спектре (3-8 гм) до точки максимума потока (10-30 см)', ширина этого участка мошет составлять 2-3. октавы, спектральная плотность потока возрастает от 2-х до' 10-ти раз, характерные значения спектрального индекса, заключены в пределах 0.5 - 2; наконец, участок завала в спектре на более длинных волнах.' -Здесь встречаются значения спектрального индекса в пределах от -1 дс -3, в последней' случае имеет мэитп такле и завал в .спектре яр'костннх температур'(30, 91]. Величина максимуму потоков и значение длины эолна максимума варьируют для различных АО с тенденцией уменьиения максимума и смещения его в сторону^ более длинных волн для более слабых ПО.

В дециметровом диапазоне радиоизлучение гало доминирует над радиоизлучением других элементов структуры АО. То яе самое имеет место э сантиметровом диапазоне . для слабораззитах активных областей. В случае высокоразвитых АО в сантиметровом диапазоне становится значительным вклад в полный поток пятенных и пекулярных источников, имеющих спектры с максимумом потока на волнах 3 - 5 см. Вследствие этого интегральный, спектр АО в диапазоне' 3 - 10 см уплощается. Этот факт хорошо известен и используется, в частности, для прогнозирования ысцнкх голнечкых -вспышек (Танака и Эноме [1423 ).

Степень круговой поляризации излучения гало на сантиметровых волнах составляет 1 - 5 У., что соответствует значениям магнитного поля 10 - 50 Гс в случае тепловой тормозной природы прсисхоадения круговой поляризации. 3 дециметровом диапазоне для крупных АС распределение поляризации обычно биполярно, при этой в центра источника степень поляризации составляет 1 7. и менее, а на его краях мокет достигать 10 - 30 У., Для слабых АО на деиимстроы/х волнах распределение степени круговой поляризации и о* я г оугь униполярным, достигая значений 20 - 40 У..

Ванной наблюдательной характеристикой радиоиз/'ыетш г^'"'

является наличие верхнего предела на максимальные значения яркостной температуры. Зти значения заключены в пределах от 1САР К до 10л? К, никогда не превниая последний эеллчину. Таким г.бразом наблюдаемые максимальные значения яркестноП температуры близки к значению .электронной температуры короны или в 2 - 3 раза выше последней. Наконец, к наблюдаемым особенностям материи области генерации радиоизлучения гало можно отнести её весьма высокую непрозрачность на дециметровых волнах* Зго следует т факта отсутствия или весьма слабоконтрастного проявления ни^ксрасположенных пятенных и лекупярннх источников, "а такяе взська высокой оглаязнности распределений радиояркостк по АО в этом диапазоне. '

Предлагаемая нам>; интерпретация наблюдаемых характеристик радипнз^ученка гало основывается на отмеченной вкге возмсяности внделеиия трех характерных участков я спектрах их излучения. Плоски? или спадающий с длиной волны коротковолновый участок вполне объясняется в рамках теплового тормозного механизма генерации радиоизлучения. Соответствующая медепь подобна моделям генерации радиоизлучения спокойного Солнца' с необходимыми модификациями распределений температура и ппотности с высотой. Зги модификации ыоако сделать зависящими только от едного парекетсс, как это было предложено Рейкерсоа 1143]. Б предполокзнйн постоянства теплового потока в переходной области впаду хромосферой и короной и п статического рагневегия вещества короны удается аналитически лрпи.-пегрирозеть соответствующие. уравнение переноса излучения. При этом-сказывается, что яркостная температура определяется только температурой короны:

ТЬ = Ткор * Нг.ер * 1,кор)

здесь 1пер - эффективная оптическая толщина переходной области, ¿кор - оптическая толщина короны.

На коротких, сантиметровых волнах основной вклад в яркостную температуру дает переходный спой. т.е. 1пер > 1кор, на осяее

длинных волнах сооткоиение кежду этимя оптическими толпами' обизгноо. Зто соотношение зависит такпе от параметра, определяющего мощность активней области, йднако оказывается, что во всем диапазоне волн 2-ЗС см отичзскаь толщине короны меньше единицы. Таким образом тепловое 'ормозное излучение корональчой конденсации с повышенными здесь значениями температуры к плотности не монет объяснить наблюдение на дг.инных волнах ¿1р>{остнае температуры и высокую непрозра':ность воцества корону ÍJU.

Избыточное радиоизлучение сс спектром пот око«, растущим с длиной волны, в зтом диапазоне, коаьо объяснить привлечением иотепловнх механизмов генерации радиоизлучения. Наиболее вероятным является магнитно-тормозное излучение суброл.чтизпотских электронов со степенным распределением по энергия*. Ультрарелйтквистский случай исключается из-за эффекта Разина-Цнтовича подавления излучпния фоновой тсплоеой плазмой. Показатель энергетического спектра электронов около 3 для типичного значения i наклона спектра потоков. Расчеты показызалт, чте для получения набладаемых значений потока количество нетепловых электроноБ долкнэ составлять * Ол—4 - 10--5 дплп от числа фоновых тепловых электронов, при этом плотность энергии ьзтеплозых электронов составляет 10А--2 - 10А-3 от плотности энергии тепловой плазмы.

Завал в спектре излучение нетепловой популяции электродов на самых длинных волнах мояно объяснить рассеянием радиоволн на волнах плазменной турбулентности, которая монет возбуядатьси той

популяцией электронов. В зтом случае максимум потока достигается на велне, на которой tpacc*tnorn-l, где tpecc -оптическая толщг. области генерации радиоизлучения по рассеянию, ? Ьпогл - то ко rio поглощению. Типичные значения мпкоскей температуры гзло на волне 2 см порядка 10л4 К. что при Ткор - 2*10л6 К соответствует 1погл ='5*10"-3 на этой волне и tnor/¡ г 1/5 на типичной волне максимума потока 12 см. Тсккч образом не. э-ой волке tpacc-5. Расчеты показывает. что тгко? зкачэние , октической. толщи по рбесеяпих ьоако получить и;»и плотности - энергии плазменных волн аорздка l(i'-ri - 10"-5 от

плотности энергии теплсвой плазмы и что составляет около 0.1/С от'1, плотности энергии нетепловых электронов. Коэффициент рассеяния ' на волнах плазменной турбулентности возрастает пропорционально' третьей или четвертой степени длииы волны радиоизлучения, что и, приводит к эффективному снииению яркости свечения гало на более длинных волнах. При оптической толще по рассеянию 1расс > 1 происходит такие сильное ослабление проходящего излучения, что объясняет высокую непрозрачность на длинных волнах материи гало для излучеиия ниэкорасполоиенных пятенных и пекулярных источников.

Хотя излокенная .здесь интерпретация наблюдательных Фактов о радиоизлучении гало/ вероятно, не является единственно возможной, сами эти факты несомненно деионстрируют процессы длительного (дни и недели) выделения нетелловой энергии в короне активная областей, сопровождающиеся ускорением, электронов и широко распространенные у самых различных'по развитию йО,от самых слабых до самых мощных.

2.5.Концепция магнитосферы активной области

" , - * __ . ■

Выше мы неоднократно употребляли термин "магнитосфера активной области",, имея в виду аналогии с магнитосферой Земли. Имеет- смысл несколько подробнее остановиться на этом понятии.

Те преимущества, которые нам дают ■ .кроволновне наблюдения с высоким пространственным и спектральным разрешением в изучении ■ ксфональных магнитных полей, корональных структур и локализации' областей выделения кетепловрй энергии, позволяют нам исследовать, процессы я 4 солнечной вороне, контролируемые магнитными полями. Зти кагнитние поля, являясь нродолаением фотосферных магнитных структур.; в! го рс время подвервены воздействию окрулавией коронарной'. плэзкн,", Эта ситуация подобна ситуации в окруяаваем , Земли и другие планеты с собственным магнитным полем космическом пры.тр;п'гтвь, Хорошо известными фактами являются здесь деформации шс.тьеннчх и.дпипннх структур-планат потоками солнечного ветра и. искрение . чистин, приводящее к появления радиационных поясов и (.цчданних' с зтчи явлений. В случае солнечных актирных областей мы

имеем локальные усиления магнитных полей на уровня фотосферы, вызываемые фотосфериыыи или подфотосферныии локальными токами. Короналыше магнитные поля, которое мы исследуем радиоастрономическими методами, являются продолвением этих магнитных структур, что, в частности, подтверкдается модельными расчетами этих полей. Коронапьные лучи, наблюдаемые оптическими и радио -методами, являются хорошей аналогией хвоста земной магнитосферы. Дециметровое гало. которое наиболее вероятно объясняется ускоренными электронами, захваченными • в ловушку, образованную замкнутыми магнитными арками, иояет рассматриваться, как аналогия радиационных поясов Земли. Солнечные пятка могут являться аналогами магнитных полюсов Земли и по аналогии здесь мы момем овидать обнаружения явлений, похояих на высыпания частиц, полярные сияния и т.д. Сказанное- и является ссионаниом Для введения концепции магнитосферы активной области.

Я. Пространственная структура микроволновых всплесков.

Имевшиеся в настоящее время теоретические представления и физических условиях в областях генерации солнечных микроволновых всплесков основаны главным образом на весьма большой материале об их временных профилях на разных частотах, получаемом по наблюдениям полного потока радиоизлучения Солнца на малых -зеркалах станций слуабы радиоизлучения Солнца [144, 145]. В.то ге время имеющиеся отрывочные наблвдательные данные о пространственной структурр соответствующих областей радиоизлучения и их динамике часто полностью противоречат этим представлениям. Отрывочность наблюдений всплесков на РйТАН-ООО связана с плохим временным разреиением этого радиотелескопа, однако его высокое пространственное разреиение и спектральная широкодиэпазоннссть позволили в ряде случаев получить новив данные о пространственной структуре источников всплгскоз нз бсльпом числе частот микроволнового диапазона. В работах £67-'о] обсуидаятся несколько таких наблюдений, которые мы здесь крат/1 опи'лян,

Корональкый миллиметровый источник наблюдался 22 сентября 1980.г, на РАЩ-600 на волнах 2-\ см и з йетсахови (Финляндия) , на волне 8 им [88],' Предыдущие наблюдения таких расположенных высоко в короне источников в миллиметровок диапазоне^ интерпретировались как тепловое излучение оптически толстых, плотных и холодных областей (104 К). Наблюдения на РйТйН-БОО позволили впервые показать, что, спектр яркостннх температур такого источника пропорционален квадрату длины волны во всен-диапазоне 8 мм - 4;см, что соответствует случаи горячей (10А? К) и оптически тонкой ' области с плотностью около ЮА1О/куб.см. "Размеры, этой области около 50" и не зависят от длины волны, высота над фотосферой не менее 30 тыс. км. Измерения степени поляризации дают в среднем оценку величины магнитного поля в этой области около 300 Гс, Временная икала явления (несколько часов)" трудно совместима с предполоиением о длительном сохранении энергии в области источника, выделенной во время главной зспышки, более. вероятным кажется предположение о последовательном , снабнении энергией в течение- после- или мекду- зспыиечногэ развития корснальннх петель.

Всплеск типа медленного подъёма к спада наблюдался 13 мая 19В5 г. на РАТАИ—Н00 на десяти частотах в диапазоне от 8 мм до 3i.fi см и был зарегистрирован на радиотелескопах Обсерватории Соинечной Радиоастрономии в Тремсдоп-че (Германия) на пяти ■частотах п диапазоне 3.2 - 20 см [1 • .13. Длительность всего события была около 2.5 часов, наблюдения на РАТйИ-600 были выполнены через. 1С минут после начала события. Всплеск произошел в активной области НоЗ! по нумерации бюллетеня "Солнечные данные" Наблюдения 12 и 14 мая показывают, что соответствующая область радиоизлучения состояла из двух компонент: узкого источника, .связанного с ведущим пятном группы пятен, и широкого источника (гало), связанного со всей областью. Радиаизобравения, полученные 12 мая на РйТАН-600, показывают изолированный компактный (20") источник верлееча, расположенный в хвостовой части группы пятен в месте с усложненной магнитной структурой мелких -пятен и пер. Зтп.т источник, однако, - излучал только малую часть микроволнового излучения всего соСития, причем наблюдался он только на коротких

волнах 0.6-3,2см с максимальным значенном потока 1.6 с.е.п. на волне 2.0 см. Яркссть пятенного источника и гало были сильно повкагечы к они давали основную часть излучения всплс-ска. Ранние интерферометричзские наблюдения Кунду П46] показали, что' источники всплесков типа медленного пидъёка и спада имеют малые угловые размеры (< 1'). Из настоящих наблюдений мы видим, что кроне слабого компактного источника всплеска все явление занимает большой объем как в горизонтальном, так и в вертикальном направлениях, сильно увеличивая яркость свечения пятенного 1 источника п гало, составляющих структуру активной области.

Простой импульсный всплеск наблюдался на РАТР.Н--600 30 июля 1988 г. на шести волнах в диапазоне 2.3 - 31.6 см и был

л

зарегистрирован многими станциями мировой •'сети слуя^ы радиоизлучения Солнца, в тон числе на волнах 2.0, 3.2 и 5.1 см на ГАС ГАО РАН [94,95]. В тот день на РйТАН-600 было выполнено 11 наблюдений Солнца с интервалом около 15 минут меяду наблюдениями.' В одном из наблюдений была зафиксирована импульсная фаза всплеска, а в двух последующих послевсплесковое свечение. Остальные наблюдения позволили изучить структуру активной области (Но 143 + N0 1521 в спокойном состоянии. По записям' ГАС РАО видно, что фаза роста потока Есплеска была длительностью всего около 20'секунд, наблюдения на РАТАН-600 были выполнены на фазе быстрого падения потока всплеска через 40 секунд после момента максимума потока на сантиметровых волнах. В этот момент явление всплеска наблюдалось на РАТАН-600 на всех волнах с максимальным значением потока на волне 4 см, что согласуется с интегральными измерениями потока Солнца, послевсплесковое свеченне с последующем было зарегистрировано только на дециметроЕЫХ волнах, что также согласуется с интегральными измерениями.

Полученные на РАТАН-600 изобранения показывают слознуа многокомпонентную пространственную структуру всплеска как на сантиметровых волнах, так и на дециметровых. Однако имеетоя существенные различия изображений в этих ¿изггазокзх. й сантиметровом диапазоне явление всплеска было сосредоточено в пределах комплекса активности Ко 143 + Ко 152 и состояло Л! т^о.

различных компонент. На дециметровых волнах явление всплеска схватило практичАски Есе видимое полушарие Солнца, приведя к ., уярчениа и другие удаленные активные области. Описанная словная картина события импульсного всплеска и её динамика находятся в разительном противоречии с интегральными характеристикам всплеска, которые отличаются весьма сглаженными временными профилями и простыми спектральными кривым потоков с одним максимумом'. На основании этих интегральных даннчх нетрудно было бы представить явление всплеска, как однократную инвенцию ускоренных электронов в стационарную (!) магнитную ловушку. Динамика интегральных спектров этого всплеска вполне соответствует боляе коротким временам жизни более вксокознэргичиых частиц.

Приведенные в данной разделе примеры наблюдений на РАТАН-600 некоторых типов всплесков показывают, что, неслмря на эпизодичность этих наблюдений, получаемая из них информация о спектрально-пространственной структуре источников всплесков является существенно новой и ставит проблему уточнения или даяе пересмотра имеющихся теоретических и модельных представлений об этих всплесках.

Заключение

Рассмотренные автором вопросы теории и практики применения радиотелйскопов для наблюдений Солнца обеспечили методическую базу в реыении крупной научной проблемы диагностики длительных ' нетепловых процессов в солнечной атмосфере. В результате удалось в структуре микроволнового излучения активных областей выявить дра типа объектов с ннтепловыми процессами выделения энергии; ¡гало, яьляюцееся аналогом земной магнитосферы; и представлявшее собой длительно существующую магнитную ловуиьу, заполненную ускоренными частицами и сильно.турбулизованной плазмой( задачей дальнейших исследований здесь является выявление мест й механизмов выделения' нетёплових' видов энергии); пекулярные источники', представляющие 'собой, вероятно, токовые слои, з которых происходит длительное •выгорание изливксв магнитной

энергии, сопровождающееся пересоединением магнитных силовых линий и упрощенном их структуры. Дальнейшие исследования здесь могут быть направлены как на уточнение происходящих процессов, так и на установление их роли и связи со всей б целом структурой и динамикой активных областей.

БИБЛИОГРАФИЯ

Оптическое иоделировакие антенн СВЧ

ККорыавин Й.Н. Оптическое моделирование диаграмм антенн с отражателем переменного профиля (ППП). III Всесовзжл конференция молодых астрономов, посвященная 50-летии Октября, KpflO, Научный, 5-10 июля 1967г. Тезисы докладов, 190'/, с,В.

2.ГельФрейх Г,Б., Коряавин fl.fi. Оптическое моделирование антенн СВЧ с отражателем переменного профиля. Радиотехника и Электроника, 1968, 13, No 7, 1176-1189.

3.Коряавин fl.H., Спитковский В.М. Оптическое моделирование диаграммы направленности антенны переменного профиля (АПП), работающей в режиме диафрагмы Гартмана, Изв. ВУЗ'ов, Радиофизика, 1973, 16, No 5, с.631-664.

4.Гельфрейх Г.Б., Корнавин fl.H. Оптическое моделирование радиоастрономических наблюдений на антенных системах со сломнсй формой апертуры. Изв. ВУЗ'ов, Радиофизика, 1976, ¡9, No 11, с. ¡590-1695.

5.Коряавин fl.H. Исследование методом оптического моделирования зависимости диаграммы направленности АПП от закона облучения апертуры. Астрофиз. исслед. (Изв. CAO). 1377, 9, 53-70.

7.Ксрчачин А.Н. Диаграммы АПП для реальных рчбо1^.

«гтрпфиг. исслед. (Игр. CñO'i, 1377. 5, 71-38.

Поляризационные измерения

?.Коркавин ft.ti. К вопросу об измерении круговой поляризации1 на ;АПП. Сообщения CAO, 1976, No 15, с.43-62.

8.Корвавин,fl.H-. fK" теории радиоастрономических поляризационных

v измерений. йстрофиэ, исслед, (Изв. CAO), 19?9, 11, 145-159.

9.Корвавин А.И?. Поляризационные эффекты вторичного зеркала АПП-.

\ 'Истрофиз. исслед'.'(Изв. CAO), 1979, 11, 170-181.,

10,Корвавин, А.Н..Попытка измерения линейной поляризации излучения лекальных-источников по наблюдениям на РАТАН-60С. XIII Всесоюзная конференция по радиоастрономическим исследованиям Солнечной Системы, Киев, 20-23 апреля 1381г. 198!, Киев, Наукова Думка, Тезисы докладов. с.13.

Нетодика обработки ,

'. , > ''

Н.ГельФрейх Г,Б., Киненес Х.А., Коряавин А.Н:, Перес X,,. Сантос X., Сйд М.А, Служба радиоизлучения Солнца ка-волне 4.5 см на. ■ Гаванской Радиоастрономической - Станции. Солнечные ' данные, 1974, 110,9, с.30-87,,

12,'Кориавин А.Н. Расчет _ аберраций вторичного зеркала антенны переменного профиля. XII) Всесоюзная радиоастрономическая конференция по аппаратуре: антеннам и методам, Ереван, 28-30 октября 1р32г;, 1982, радиоастрономическая аппаратура, антенны и методы..Ереван,. Тезисы докладов, с.212.

,15,Г,кдрианЬ'э/; Пельфрвйх Г.Б.,, .'КорвавинА.Н.1 ' Ксыплрс'%

программ пере,ичной| обработки солнечных .наблюдений "на РйТйН-бОО. 5(10 Ьсес^олзноЯрадиоастрономическая конференция по.аппаратуре, антеннам ;г кйт одам.;',,'.Ереван', 28-30 октября 1Я8'2г. 1992 , Радио- \ астрономическаяаппаратура^ антенны п. методы,"' Ереван, Тезисы-' докладов, с.38Ь-38?, . . , .г '■..''•'

14.Корнави'к ft.H. Коррекция аберраций при обработке'наблюдений

. Солнца на РАТАН-600. XIU Всесоюзная радиоастрономическая конференция по аппаратуре, антеннам и методам,«Ереван, 28-30 октября 1902г. 1982, Радиоастрономическая аппаратура, антенны и методы. Ереван, Тезисы докладов, c.3fi3-383. ..

.15,Коркзгин А.Н., 'Петров З.Е., Шатилов .В.А. Оперативная обработка наблюдений Солнца и опорных источников на РА7АН-000 XUII Всесоюзная конференция "Радиоастрономическая аппаратура" Ереван,' 10-12 ¡октября 1985г. 1985, Ереван, Тезису докладов, с.34. •

16.Афанасьева П.Й., йпатова И.А., Коржавин А.Н..0 возкояност" определения прямых восхоидений Солнца на РАТАН-ûûO, Труды 23-ей Всесоюзной конференции по астрометрии. 1985. • -

17.Korzhavin A.N. Computer Aided So.lar Eclipse Cîrounstancet! and Treatnents. , ■

IAIJ Colloquium No 144, Solar Coronal Structures, Tatranska Lomnîca, Slovak Republic, September 20-24, 1993, Prograiû and ' Abstracts, p.129,

Измерение нашитого пола

Ю.Богод В.Н., Болдырев С.И., Ипатова И.А., Кораавин А.Н. Первые оценки величины магнитного поля аалоконтрастных образований на Солнце по наблюдениям на РАТАИ - 600. X Всесоюзная конференция по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы, Иркутск, 10-13 октября 1977г. 1977, Иркутск, Тезисы' докладов, с.16-19.

lS.Akhnedov Sh.B., Geifrefkn "G.B.. Bogod U.M.. Korzbavin fi.H. ' The Measurement of Magnetic Fields in the Solar atsospherc

above Sunspots Using Gyroresonance Emission. Solar Physics, 1982, 73, Ho 1, 41-58.

20.U, M. Boyod, U. N. Borovik, U. I. Garainov, G. B. Gelfreikh. A.N. Korzhavln. Magnetic Fields in the Solar Corona as Found fron High Spectral Polarization and Spatial Resolution. Radio Observations with RilTAH-600 Radio Telescope. To be published in the Proceedings of the I AU Colloquium No.144, 1394.

Каталог

21.Андрианов С.А., .Ахмедов Е.Б., Богод П.M., Болдырев С.И., Боровик В.Н., Гельфрейх Г,Б., Зуева В.А., Норнавик А.Н., Петров З.Е., Плотников В.И., Плотникова Г.Б., Чех С .'А, Результаты наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 в диапазоне волн 2-4 см в период Года Солнечного Максимума. Т.1. Данные наблюдений 15 декабря 1979 - 3 апреля 1980. Материалы мирового центра данных Б. Москва, 1990, с.1-176.

?2.Андрианов С.А., Ахмедов Ч.Б., Богод В.tí., Болдырев С.И., Боровик В.Н., Гельфрейх Г.Б., Зуева В.А., Коркавин - А.Н., Петров З.Е., Плотников В.М.» Плотникова Г.Б., Чех С.А. Результаты наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТйН-800 в диапазоне волн 2-4 см в период Года Солнечного Максимума, Т.2. Данные наблюдений 5 апрел: 1980 - 12 сентября 1980. Материалы мирового центра данных Б, Москва, 1990, с.1-135.

23.Андрианов С.il., Ахмедов И.Б., Богод В.П., Болдырев С.И., Боровик Э.Н., Гельфрейх Г.Б., Зуева В.А., Кориавин А.Н., Петров З.Е., Плотников В.М,, Плотникова Г.Б., Чех С,А, Результаты наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 в диапазоне волн 2-4 см в период Года Солнечного Максимума. Т.З. Данные наблюдений 13 сентября 1980 - 28 января 1981. Материалы мирового центра данных Б, Москва, 1990, с. 1-182.

24.Богод B.Ü., •Болдырев С.И., Зуева В.А.,, Коряавин А.Н.. Петров З.Е., Плотников В.М., Шатилов В.А. Результаты

наблюдений Солнца на радиотелескопе РнТАп-600 з диапазоне волн 0.3 - 31.5 см. 1984г. Материалы мирового центра данных 6, Москва, 1992, с.1-180.

Программа развития РАТАН-600

25.Богод Е.М., Гельфрейх Г.Б.. Корнавин Я.Н., Пустильник Л.Л. Предложения по использовании радиотелескопа РАТАН-600 в программах 22-го цикла солнечной активности. Препринт С АО СССР Ко 22, Н.Ррхыз, 1988, с.1-22.

26.Богод В.М.. Коржавин Й.Н., Гельфрейх Г.В. Опыт наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 и перспективы их развити.-в 22-м цикле солнечной активности. Солнечно-земная Физика, 5-ый симпозиум КАПГ, Самарканд, 2-6 октября 1989 года, Москва, 1989, с.40-41.

27.Богод В.Й., Гельфрейх Г.Б., .Коржавин Й.И. Основные принципы работы радиогелиографа РАТАН-600 с облучателем тип VI. 22-я Всесоюзная конференция "Радиотелескопы и интерферометры", Ереван, 15-1? мая 1990г. Тезисы докладов, с.90-91.

Активные области (БПР, РАТАН-600)

28.Боровик В.Н., Коржавин А.К., Петероза Н.Г. 0 наблюдениях радиоисточника, связанного с быстроразвивакщейся группой пятен на Солнце". Солнечные данные, 1965, Но 10. с.67-71.

29.Ахмедов Ш.Б., Боровик В.Н., Коржавин А.Н., Нагнибеда В.Г.. Петерова Н.Г., Спитксвский В.М. Некоторые результаты наблюдений радиоизлучения Солнца на БПР в мае-июне 1965г. Солнечные данные. 1966, Ко 2, с.62-58.

30.Корнавин А.Н,. Петероза Н.Г. 0 размерах локальных источник1.'« радиоизлучения на Солнце нз волне 4.5 см. ЯЗ. 19сГ;. К, с.35-44.-

31 .Гельфрейх Г.Б., Ахмедов И.Б., Боровик В.Н., Гольнев В.Я., Корвавин А.Н., Нагнибеда В.Г., Петерова Н.Г. Исследование локальных источников радиоизлучения Солнца в сантиметровом диапазоне. Изв. ГАО, 197G, No 185, с. 167-182,

32.Богод В.М., Корвавин А.Н. О некоторых особенностях излучения

. локальных источников, на Солнце в диапазоне 2.3 - 2.7 см. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1975, 7, с.121-133.

33.Ахмедов Ш.Б., Богод В.И., Боровик В.Н., Гельфрейх Г.Б., Ихсаиова В.Н., Корвавин А.Н., Петерова Н.Г. Спектральные особенности локального источника радиоизлучения, связанного с августовской группой пятен 1972 года. Солнечные данные, 1375, Но 11, с.97-104.

34.Ахмедов. И.Б., Бсгод В.П.. Болдырев С.И., Гельфрейх Г.Б.. Ипатова И.А., Корвавин А.Н. Динамика развития структуры локальных источников радиоизлучения групп солнечных аятен.

, Физика солнечных пятен. Сб. под ред. Степанова В.Е. М.. Наука, 1976, с.153-156.

ЗЭ.Ларийский Ю.Н..Корольков Д.В.,1!иврис О.Н., Кайдановский ПЛ., Есепкина H.A., Зверев Ю.К., Стоцкий A.A., Ахмедов 1.Б., Богод В.М., Болдырев С.И., Гельфрейх Г.Б., Ипатова H.A., Корвавин Я.Н., Роьанцов В.И. Наблюдения Солнца на радиотелескопе РАТАИ - 600. Первые результаты. AS, 1976, 53. No 5. с. 1017-1026..

36.Корвавин Й.Н., Макаров В.И.. Нихайлуца В.П., Рыбкина Г.Б. Совместные оптические и радионаблюдения залимбовой коро-нальной конденсации 19 ноября 1980г. XIII Всесоюзная конференция по радиоастрономическим исследованиям Солнечной Системы, •Киев. 20-23 апреля 1981г. Киев, Наукова Думка,.Тезисы, с.11.

3?,Кг«еег А., Furstenberg F.. HiIdebrandt i., Akhmedov Sh.B., . Bogoü Ü.M., • Korzhdvin A.N. On the Heigih Scale oi Kagnetic

Fields above Sunspots Derived from F.ATAU-600 Observations and Model Calculations. XI Консультация no Физике Солнца, Дебрецен, 12 - 16 сентября 1983 года, Венгрия. Publ. of Debrecen Heiiophysical Observatory. 1983, 5, 619-52S.

36.Ахмедов И.Б., Богод В.М., Гелъфрейх Г.Б., Хильдебрандт И., Кораавин А.Н., Крюгер fi. Типы источников 5-компонента солнечного радиоизлучения и их связь со вспыиечной активность» групп пятен. Солнечные данные. 1985, No 5, с.68-72.

39.Kruger A., Hi ldebrandt 3Bogod U.M., Korzhavin A.N., Akhaedov Sh. В., Gplfreikh G. B. fi Study of RATAN - 600 Observations of Solar S-Component Sources. Solar Physics, 1935, 105, 111-121.

40.Akhmedov Sh.B., Bogod U.K., Borovik U.N., Gelfreikh S.B., Dikij U.N., Korzhavin fl.N., Shatilov U.A. Local Source Components of Solar Microwave Radiation: a Comparison of ULA, HSP.T and RATAN-600 Data. Solar Haxiiaum Analysis. Additional Isr-э. Eds. Stepanov U. E., Obridko If. N.. Smolkov G.Ya.. Nauka, Novosibirsk. 1988. p.76-79.

41.Богод 'B.M., Комаров В.В., Кораавин А.Н., Опейкина Л.В.. Иатилов В.А.. Боровик В.Н., Гельфрейх Г.Б. Наблюдения на РАТАН-600 активных областей на Солнце в период работл КА "ФОБОС-"' в июле-августе 1988г. Солнечно-земная физика, 5-ый симпозиум КАПГ, Самарканд. 2-6 октября 1989 года. Иоснва, 1989, с.64-65,

42.Kruger A., Bogod U.M.. Korzhavin A.N., Gelfreikh G.B. Soae Results of Cooperative Investigations on Solar Radio haission with RATAN-600. Astronomische Nachrichten, 1990. v.31!, 401-404. .

43.Коряазин A.H., Лубыиев Б.К. Структура активной области по наблюдениям на РАТАН-600. Исследования по геоуэгн^-ттчу, aip-'HCMvui и физике Солнца. Новосибирск. Наука, »994. Ни '. "¡1.

44,KorzhavinA.fi., BosodV.M.. Borovik V.N., G.B.Gelfreikh, Kakarov U.I. Coronal Loops and Prominences as Observad on RATAN-800. Proceedings of Second S0H0 Workshop, Та be published in the Space Sciences Reviews, 19S4.

45,Гельфрейх Г.Б., Коржавин А.Н. Изменения структуры локального источника активной области, предшествовавшие протонной вспышке 30 апреля 1576 года. IX Консультация по физике Солнца КППГ, Польша, Вроцлав, 25-30 сентября 1978. Тезисы, 1978. с.21.

46,Кориазин А.Н. К интерпретации спектра излучения некоторых деталей ЛИ на Солнце в сантиметровом диапазоне. Семинар секции "Радиоизлучение Солнца", Кисловодск, 18-23' октября 1978г. 1978, Кисловодск, Тезисы докладов, с.26.

4?.Korzhavin А.Н. Nonthermal Sources of the Solar Radio Emission S - Component. Solar Maximuu Analysis Workshop, June 17-21, 1985, Irkutsk, USSR. 1985, Irkutsk, Abstracts of papers. 11.

48.Ахмедов Ш.В., Бигод В.Ы.. Боровик B.H., Вильсон Р.Ф., Гельфрейх Г.Б , Дикий В.Н., Корнавин А.Н., Лачг К.Р., Петров З.Е. Структура активных областей на Солнца по наблюдениям на VLA и РАТАН-600 в ив"? 1982г. Часть I: AR 3304. Препринт САО, 1985, No 19/1, Л., c.j-ss.

49.Akhmedov Sh.B., Borovik V.N., Gelfreikh G.B., Bogod U.M., Korzhavin A. N.. Petrov Z. E., Dikij U. N.. Lang K.R., Hillson R.F. The Structure of a Solar Active Region froa RATAN-600 and Very Larfie Array Observations, fistroph. Journal, laBO, 301, 460-464.

50.fikhmedov Sh.B,, Roeod V.M., Borovik U.S., Gelfroikh G.B., ¡Curzhavin A.N. On the Search of Current Sheets in the Solar Atmosphere Uiiuc Radio Observations. Solar Haxiuua Analysis.. Stepanov U.Ei. Oorldko U.N, (edsJ. UNU Sciense Press, 1967, P.51-50.

51.Ахмедов И.С., Богод В.М., Боровик 5.Н., Вильсон P.O.. . Гелофрейх Г. Б.. Дикий В.К., Коряавин ft.Hi, Ланг И.Р.,

Петров 3. Е. Структура активных областей на Солнце по нзблвдениям на VI. А и PfiTAH-SOO в июле iS82r. Часть I: PP. 3804. йстрсфиз. исслед. (Изв. CfiOl, т.25, 1937, с.105-131.

52.Krufier A., HildebraP.dt J., Маг.п G.,„ Borovik U. N.,. . Koi'7havln A.M. On Model Calculation:: of ths S-coaponent

Inside dPd Outside of Sunspots. Proceedings of '0-th HRAK, August' 24-23; 1937, Prague} CSSR. Uei.i., The Sun. Fas. Hejna L.Sobotka N.. 1933, p.271-274.

53.Ахмедов 1.Б., Боровик B.H., Гельфпейх Г.Б.,. Бзгод В.М. . Корвавич А. Н., Петров 3. г.., Хофьан ft., Бахиак Г. Косперативнне магнитографические и радиоастрономические исследования активной солнечной области AR3804 в июле 13(32 года. Астрофиз. исслед. (Изв. САО). 19G9, т.28, c.Hl-122.

54.Боровик В.Н., Ватрувин С.М., Иораавин А.Н. Радиохеракте-ристики активной области, связанной с протеннпй вспетко^ 24 апреля 1985 года по наблюдения* на РАТАН-бОО. Аорофиз. исслед-. (Изв. САО). 1989, т.28, с.123-131.

J55.Боровик В.Н., Драке Н.А., Коряэвин А.Н., Плотниное Эволюция и структура вспншечнс-актинной области HR16631 (февраль 1980г.) по наблюдениям на РАТАН-500. Кинематика и физика небесных тел, 196J, т.5. с.53-07.

50.3атруаин С.М.. Коркевин А.Н. Пекулярные р.здиочстс^никк во .. вспиизчнонзктквкнх областях на Солнце и их возмейьая связь с токовыми слоями. Физчка солнечной плазмы'. Труда 9-го семинара . рабочей группы 'Специальные, теоретические и экспериментальные исследо&зния солнечной плазмы'. Наука.

Я., с.!00-106. :

57.Korzhavin A.N., Geifreikh G.B., Uatrushln S.M. Peculiar Sources of Solar Radio Emission and their Possible ; Interpretation. Soiar Magnetic Fields and Corona, 1989, Hauka, Novosibirsk, v.2, 119-124.

ба.ГельФрейх Г.Б., Кориавин A.H., Ипатоаа Л,П., Еатилов В.А, Спектральные особенности радиоизлучения слабых ективннх областей по наблюдениям на РАТАН-fiOO. Астрофиз. исслэд, г Изв. САО), 1990, т.29, 3-11.

ОЗ.Коржавин А.Н.. Иетерсва Н.Г. Об особенностях поляризации менпятенного излучения в локальных источниках на Солнце. Межрегиональная • конференция по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы, Нииний Новгород. 14-18 сентября 199<?г., Тезисы докладов, М., 1992, с. 14.

60.А.Н.Корнавин. В.К.Боровик, Г.Б.Гельфрейх, Микроволновые радиоисточники, связанные с солнечными пятнами с магнитной дельта-конфигурацией,

XXU Радиоастрономическая конференция, Пукино, 20-24 сентября 1С93г. Тезисы докладов. Пуцино, 1935, с.135-136, •

61. (iiissandrakis С. Е., Geifreikh G. Б., Borovlk U. N... Korzhavin P. N.. flogod U. К.. Nindos ft., Kundu H. R. Spsctrai Observations oi Active Region Sources with RATA.N-600 and HSRT. Astron. AStropl. • , v.270, 509-515, 1991.

62.Sych R.R.. Uralov A.H., Korzhavin A.H. Radio Observation of - ' Compact Solar Sources Located beetwen Sunspots, Solar Physics, 1993, v.144, p.53-68.

53.Geifreikh 5,В.. Korzhavlfl fl.N.. Nagelis 3,. Ryabov B.i, Active Region with a MScrouave Interspot Component. Presented to the "Solar Physics", 1993.

64 .Корьавич A.it.. Петеропа Н.Г, К исследованию "гало" б структу-Dt* локального источника радиоизлучения на Солчце. Препринт

' C:U\ 1992. Alii. 1Э5)2.' '

- 73 -

Активные области (затмения Солнца)

65.Гельфрейх Г.Б,.Коркавин А.Н. Результаты наблшдения солнечного затмения 20ыая 1966- года на волне 4.0см. Радиоастрономические наблюдения солнечного затмения 20 пая 1365 года. Сб. под ред. Гельфрейха Г.Б. и Петеровой Н.Г., 1972. М., Наука, с.127-129.

. 66,Гельфрейх Г.Б., Ксргавин А.Н., Немякип Г.Ф. Результаты лотя-ризационкых наблюдений солнечного затмения 20 чая 1965 года на волнах 2.0 и 4.S см. Радиоастрономические наблюдения солнечного затмения 20 мая i966 года. Сб. под ред, Гельфрейха Г.о и Петеровой Ь.Г., 1972, М., Наука, с.50-37.

6?.Xorzhaviri A.N., Arreóla J. I., Uasselyo Leon U., Tlmofeyeva G.M. Radio Observations of the 24 of December 1973 Sola-' Eclipse. Boletin del Instituto de Tonar,tzintla, 1974, 1 , No 2, p.55-71.

08.Гельфрейх Г.Б., Кораавин A.h\, Порее X., ilereposa Н.Г.. Сид H.A. Результаты поляризационных наблюдений солнечного затмения И сентября 1959 года на волне 4.5 см в Гаване. Солнечные данные, 1974, No 8, с.93-100.

бЗ.Кинеиес Х.А., Кораавин А,Н., Петерова Н.Г., Сантос X. Наблядения солнечного затизни.4 7 марта 1970 года на поляриметрр ГРС на волне 4.5 см. Солнечные данные. 1975, Nc 3, п.87-36.

70.Кораавин А.Н. Структура локальных источников радиоизлучения на Солнце по затменным наблюдениям в диапазоне 4 см. Наблюдательные проблзкы астрономии. Материалы Пятой Бсъсоазиой астрономической конференции, посвященной 250-летию АИ ССС^ и 135-летию Главной астрикомической обсерватории и Пулков'.', 1-4 екгябзл !$74г. ¡S76, Ленинград, Наука, е.!2.

71.Гельфрейх Г.Б., Коркавин А.Н. Особеьносги солнечной хорчкч над пятками по данным затненнчх наблюдения ъ сантиметр-зг-.'* диапазоне волн. Физика солнечных пятен, Сб. п:-; ред. Степанова В.Е. И.,' Наука, 1976. с.94-100.

72.Ермоиенкп В.Я., Ксраавкн fi.H. Поляризационные наблюдения V-солнечного заиепия 2'j апреля 1976 года на волне 4.9 см. ; X Всгсоишая конференция по радиоастрономически« исследования» солнечной системы, Иркутск, 10-13 октября 1977г. 1877,Иркутск, Тезисы докладов, с.55.

75.Ахмедов ¡11.1!.. Богод В,И,/ Боровик В.Н., . ГельФрейх ,. Дикий В.Н., Кориааин А.Н., Корольков Д.В., Пустильник Л. А., Сорель В.Е. Результаты наблюдений солнечного затмения 31 июля . 19Е1 года на волнах 2,. 4, 13 и 28 см. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 1S82, т.62, с.172—190.

?4.Kor7ha"in fi.fl., Bogod I1.И., Uatrushin S.H.. Pervakov fi.fi'., Crechnav U.U., Treskov T.A., Abraiov-Maxiaov U.E., Belov K.V, Fine Coronal Structure of Solar Active Regions fron Multi-Frequency Microwave Observations of the July 11, 1391, Solar Eclipse in Mexico.

IfiU Cclloquiua.Ho 144, Solar Coronal Structures, Tatranske • LoBuica,' Slovak Republic. September 20-24, 1993, Progran and . Abstracts, "p. 128,

Магнитосфера активных областей

75. Abranov - haksiapv V. E., Borovt K" U. H., Boeod U. H.,' Gelfreikn 5.E., GaraiKcv V.I., Korzhavin A.N. Magnetosphere of the Active Region 3ased on Multlfrequency Solar Observe- • tions, uiih Hew Panoranic Spectra Analyser on RATAN-600. XXa! teneral Assembly of the URSI, Kyoto, Зарап, August 25 - . September 2, 1993. Abstracts booklet, Kyoto, 1993, p.463.

?l■.3.E.Абромов-Каксимоо, В.Н.Боровик. В.М.Еогод, Г.Б.Гельфрейх, Е.И.Гаиаимов, А.Н.Коряавин, Магнитосфера активной области на с.снитй многовалковых наблюдений Солнца на РАТАН-ООО с панорам-нам анализатором спектра.

МХУ Радиоастрономическая конференция, Пуцино, 20-24 сентября !991т. Теэнси д^кладос,.Пуцино, 1993, с.136.

Спокойное Солнце

??.Гельфрейх Г.Б., Корвавин А,Н. .Распределение лркости на лкмйб о полярной зоне диска Солнца нэ волне 4,0 см пс наблюдениям солнечного затмения 9 мая 1957 года. Солнечная дач.чне, 1963, 'Ко И. с. 102-112. ' ,

?8.Корйа5ин А.Н.Некоторые результаты расчета распределения радио. яркости спокойнигс Солнца ь сантиметровом диапазоне с уччтен рефракции радиоволн в солнечной атмосфере. Повай.ание секции "Радиоизлучение Солнцз", ' Рига, 13-13 октябре 1975г. 197л. Рига, с.9-19.

7'З.Коркавин А.К. Распределение радиопркссти г.покейного Солнце вблизи лимба в сэнтиметроном диапазоне. Наблвдателькые проблемы астрономии. Материалы Пятой всесоюзной асгр^намичеимой конференции, пссвящкнной 250-летию АН СССР и Г^-л^тчю Главной астрономической обсерватории в Яулкоэе, 1-4 октябри 1974г. 1976, Ленинград, Наука, с.13 14.

Граниляциа, полярные факелы

80.Ксраавин А.Н., Пиотрович В.В. Использование диаграммных поляризационных эффектов АПП для сканирования диаграммы направленности антенны. XIÜ Всесоюзная радиоастрономическая конференция по аппаратуре, антеннам и методам, Ереван, 25-30 октября 1982г. 1952, Радиоастрономическая аппаратура, антенны и методы. Еребак, Тезисы докладов, с.382.

3 t. Gel frei kl) G,П., Bogod U.H.. Korzhavin A.N., Kononovich E.D., Saiinová U.U., Startseva S.U,. Fietrtmch V.U. Solar Sail с Granulation - át': Microwaves and its Optica! identification. Sun. and.. Planetary Systex. Proceedings of the ¡Л European Regional .;• Meeting in flstroncusy, Oubrovnik, Vet'goslavfa, 19 23 0ct.: Í9SÍ. Eds. rricke Я.. Teleki S.. Ü.Reídel PC. Hoi land,-/¿982, p.109-112, ■

82,j(üKcigoB З.И., Макарова B.B., Богод В.М.. Коряаьин А.П., Опейкине /1.В.. ¡Затилов В.А. Полярные факелы на Солнце в белом свете к в радиодиапазоие. Солнечные данные, 1991, з9, с. 57-9Ü

Флуктуации

83.Гельфрейх Г.Б., .Деревянно О.Г., Кираавин А.Я., Стасак Н.П. Рзриодические Флуктуации потоков локальных.источников радиоизлучения Солнца. Солнечные данные, 1969, Но 9, с.88-34.

84.Берлин 5.А.. ГЧльфрейх Г.6., Занданов В.Г., Иоркавин А.!!,, Трескова il.E, Предварительные результаты исследования спектра Флуктуаций радиоизлучения Солнца с почти непрерывным перекрытием суточного интервала, йзв. ВУЗ'пв, Радиофизика, 1973, 16, Ко.9, с.1366-1368.

8?.Ахмедов И!.Б,, Богод В.Й., Дравскг.х 3.В..• Кобрин М.М., Корвзвия A.ti., Лебедев E.H., Прокофьева Н.А;, Подстри-гач Г,С., Тимофеева Г.М., Тичовеев 5.В., Снегирев С.Д., Фомичев Г.З., Юровский ¡О.Ф. О наблюдениях флучтуаций солнечного радиоизлучения ка четырех чьстота/. сантиаетрового диапазона. Солнечные данные, 1977, Vo 4, с>62-39.

бб.Гсльфрейх Г.Б., Зандаиив В.Г,, Корне.вин Р.Н, Особенности

развитие флуктуаций солнечных локальных радиоисточников в

серзч с развитием групп пятен. Письма в AM, 1979, 5, Но 1. с.-12-49.,

Всплески

8?.Босой U.K;. Korztuivln fi.N\, Pkhuedov Sh.B., hildebrar.dl ü..' Ki'Ut'er fi. Cn the Quastion cf Ur.f Lastlng Microwaue Emission. fe»r frea the Solar Limb. Coiitributions of ihr. Ast.renonlcai •Jbjftrvatorv Skainate Pleso, 1361), y. 15. p.717-720.

80,Boro'/ik U.N , Gelireikh G.B.,Eogod O., Korzhavin A.N.. Kruger A., Hildebrandt 3.. Urpo S. The Spectrum cf Coronal Source* at Millimetre and Centimetre Haves. Solar Pnysics, 1SB3. v. 124, )¡37-156. • .

89.Borovik U.N., t'atrushin S.M.. Korziiavin A.N., Dlkij U.rt.. Aurass H., Kruger A. On the Question of Prs-flara Emission of Large Solar Events. Solar Magnetic Fields and Corona, 19d9, Hauka, Novosibirsk, v.2, 304-30?.

90.Akhu.edov Sli.B., Korz'navin A.N.,- Shatilov V.A., AurassH... Hi ldebrandt ,1.. Kru^or A. SATAN-GOG Observations of a Gradual Pise and Fall of Bursts: the Event of 13,05.1985. Solar Magnetic Fields and Corona, 1S89, Mauka, Novosibirsk, v.?,' 316-313.

91 .Bogcd U.M., Korzhavin A.N., Akhuedov Sh.B., Aurass I!., Hildebrandt 3., Kruger A. Cn the Complex Spatial Structure of a Gradual Microwave Burst Solar Physics, 1990, v.129, 351-361.

92.Msndoza-Torres E. 3., Korihavin A. N.. Bravo S., Perez--Enriquez R. Large Scale Quasi-periodic Displacement, cf a Solar Burst Sourco Recorded at a Snail Baseline Radio Interferometer at Wavelength 4.0 cm. 1992. IAd ColI'jcjuIu.ti No. 141, "The Magnetic and Uelocity Fields of Solar fu-tive Regions". Programme and Abstracts, September- 5 -12, 5992, Beijing, China, p.92.

93.Hendoz-3-Torrcs -3. E. , Korzhavin ft. N. Observation uf a Quasiperiodic Burst uith a Snail Base Radio Inte'-feroiete^. Preprint Ho B5SPb. 1992. Special Astrophysiral Observatory.

'St .Petersburg Branch, p.1-13.

94.MendDZo-ToTes J-. E.. Kcrzhavin A. N. Polarisation Osci'-l at ions of a 5'irst Source Podiatloi! fros P.ATP.N- fcOC Observation;;. CnjiMfJHss.zaHHiie, Nc 6, 1992, c.73-79.

S5,litHiVJca-Toppec Х.Э., Кпрклвин й.Н. Наблюдение многокомпонентного всплеска на PüTAH-600. Солнечьне данные, Но 12, 1992. с.59-57.

литеРйГУРА 90,8елеэняков В.В., 1962, AS, т.39, с,5. 9?,Kakiпиша Т., Swarup 1962, fibtroph.3., v.136, р,975. УО.Злотнил.'Е.Я, , 1968. 08, т.45, с.310. 1969, А8, т.45, с.585. Э9.Lantcs Р,;, I860, Ann. d'Astrophys., v.31, p.105. '

100.Лившиц :Ч.й., Обридко B.K., Никельнер С.Б., i956. AS, т,43, t.1135. ; '

101.Baxpax /¡.Я.,' Владимирова О.Н.. Курочкин (1.П., Соболев Г.А., Фридман Г,X.. 1967, в сб. Антенны, ред, Аистелькорс A.A. No 2, с.33,

U'2.Ing?lls fl.L., 1966. 1 bEt Trans,Ar.t.rropag., v.AF-И.' p.2. ' •

ЮЗ.Хайкин С.У., Кайдановский HJ.; Ее." ина H.A., 1S6U. Изв. Г АО, ilu i64, с.3-26. ; , . " -. - • '

104.Рзхвалсв Н.С., Васильева'Л.Г., Есепкина К.А, и др.. 1973, Агтрофйз;.исслед, (Изв. СЙО), т.5, с.135-143.

105.НййЬош З.Г,.. 1974, Astron. Astrophys. Suppl.'v.15, p.417.'

; Юб.Парийгкий Ü.H., Стпцкий A.A., 1972,.Изв. Г АО, Ко 188. с.195.

107.Ко Я, С,,. Ргос .Jp.E, v.50, 1950-1957, 1961, 1ЁЕЕ Trans.. Am.Propafc,. 'v.OP-S, p.581-582,

- /а -

Юб.И'Уепкина H.A., 1971'. Изв. ВУЗоз. Радиофизика, г.14, с.673-679; 1372, Астрофил. исслед. (Изз. oflü'). т. 1, 0.157-139.'

ЮЗ.А&рамоз В.И,, 1985, йглрофиз. псслзд. 1йзв. CAO), т.20, с,117 -130. '

i 10.Р.йраноз В.И,, 1384, Препринт НИРФЙ'. ¡'прький, Кс 182, и'i

I

111 .ИузнечозаТ'.Ь'. Соболева Н.О., 1964, Иза. ГАО, На 172, С. 123.

)'i2'.2ceniînna H.A.,Кайдановский Н. Л. .Кузнеиоз Б,Г.',Кузнецова Г.Ч.,. Хаййин O.S., 1961, Радиотехника и Электроника, v.S, с.1947.

113.Еое1Шина H.A., Соболева Н.С., Тимофеева Г.М., 1900, Солнечнее дачные, Яо-0. с.86.

114.Гельфрзих Г.Б, , Петерова Н.Г., 1970, Ай, т.-17, ' с.549.

115.Амстчславский А.З., Копылов А.И., Просмумии М.И.. 1972, Изв. ГА0, No 188, с.89-100.

Пб.Гельфрейх Г.Б., 1977. Астрсфиз. лсслед. (Изь.САО), 1.9, с.09.

11?.Сгоцьий A.A., 1972, Изв. ГАС. No 188, с.53-76.

118.Соболева Н.С., Темирова A.B., 1984, Астрофиз. исслед. (Изэ.

' CAO), т.18. с.117-124.

ИЭ.Алиакберов К.Д.. Иингалиев К.Г., Наугольная М.Н., Трушкин С.А., Шарилоса Л.М., Юсупова С.H , 1985, Астрофип. исслед. (Изв. CAO), т.IS, с.60-65.

120.11/врис H.H., Гюстоенко ¡O.K., ТрунсвЗ.В.. 1963. Р.строфнз. • исслед. (Изз. CAO), т.17. с.84-90.

121 .Берходанов О.В.. 1992, Препринт CAO РРН, Н.Рр/.£»ч, «л 75. с.1-103.

122.Майорова Е.К,.\ 1982, Астрофкз. исслед. , (Изв. CAO). T.i6, / с.75-62. ^ ' Л .у,;,.' . . ' уу" ; v,'!;-';7.'":

123.Мйнга*И8В Н.Г., ■ Петров " З.Е., Филипенко Й.И./. Черкоз Я.Н; .1ЭеЯ,- Астрофиз. иссдед. .-(Изв. CAO), т.19, с.76-81. / . ..

' 124.Повалов : fl.fi.. . 1983, Вестник ЛГУ. Дел. No 6040-83.''вИНШИ. с. 1-1?'., ' :■■'■'.■; 7 " '■ ••; у

125.Богод В.k\, \Дикий 6.Н., Корольков Д.В.. Сорелъ В.К., 1983,

" " Кстрофиз. исслед,,. (Язв. CAO), т.1?. с.124-130. •

126,Боровик В.П., Петерова Н.Г., 1987,'/Солкечкнз данные, Не 1, с.65-70; ... ■ .У; /'" ; ;'. 7 7' у. ■У" : 7 7'' -Î

12.'.Андрианов С.Й., 1388, Кандидатская диссертация.

128.[¡етроз З.Е.'.'1986, Кандидатская,диссертация, , '

125.Натилой' В.А., 1692, Кандидатская диссертация,' ■

130.Плотников. Б.И., 1991, Н.Архкз, Препринт СР0. Mo .38, с.1-21.

Hi Латилоа З.Й.. 1987, Астрофиз. исслед, (Изб. CAO),/• т;25,

П. 168-1 75. - ' У : ."•„ ' .', . .

, - ' . . ■ . '. • " i . , > 1

132.Боровик. В.H.;, J981, Астрофиз. исслед.' СИзв. ь СА0).. т .13, ' с.17-37; .. 7 ; у . - \ ; , ; .V у ; у.> . у •

13с.Гзльфрейх Г.Б., 1374, Докторская диссертация.

134.5огод В.М., 1393, Докторская диссертация, У

Ш.ГедъФрейх Г.Б;. Лвбкаев б.И...1S73, НЯ. т,?«. с.592.

136.Une 'K.R.. Kt)Îsoo'.R>:.', 19Й2,fipJ, v.255,ур. 1.111.

: - 81 -

j to?«Soaov B.U., 1985,-fljtrcn.' 3 fistrophys.; v.163, p.210-218,

i3fiilulk С-Ж, Marsh K;fl. , Ш2,. flph; '3., v.259,/p.350-358.

133. (Ш SSandrakií C.E., Kunciu M.R.1982. fiph.' чГ.. 149-'Л.

l40:Webb D.F.Davis 3.M., Kur.du M.R.Uolusciiiiy T.» 1983,' S<4ar Physics, v.85, p.2Q7-233.

' 141,Una КЛ<„. !lülscn,R.F.,"'¿aiíai¡ska,¿; V.. 1963, 3., v.25?... . 'p.455-464. "" ■••,..,''. ■ ; . ' '■'" ■' •

' 142,Tanaka K., Enome S., 1975, So Jar PhjfS., v.40, p.123.-

143.Reímers D., 1971, fistrom ftstroph.;, v.10, p.182, v.14, p.198.

144.йелезняков 8.B.. 1964. Радиоизлучение Солнца tt планет, Й.. Наука, . .■

145.Крюгер Й., 1984, Солнечная радиоастоономия и радиофизика, м.. Мир. ;

146.Kundtí M.R., 1965, Solar Radio fístronoay, Iniersclence Publ., Чей York. .