Радиоизлучение спокойного Солнца

Основной механизм радиоизлучения спокойного Солнца – тепловое тормозное излучение полностью ионизованного газа солнечной короны и хромосферы.

Излучение фотосферы в радиодиапазоне недоступно для наблюдений из-за сильного поглощения в хромосфере. Оптическая глубина хромосферы по тормозному поглощению равна 780 и 3×10⁷ для излучения с длиной волны 1 см и 1.50 м соответственно. Лишь в субмиллиметровой области (l~100 мкм) хромосфера становится прозрачной. Оптическая глубина короны близка к единице на волне около 120 см. Таким образом, на метровых и более длинных волнах наблюдается только радиоизлучение короны, а на дециметровых и более коротких появляется вклад хромосферы. По этой причине угловой размер источника радиоизлучения, связанного с Солнцем, на метровых и дециметровых волнах больше видимого диска.

Магнитное поле в короне не превышает одного Гаусса. Следовательно, электронная гирочастота значительно меньше частоты излучения в любом диапазоне наблюдаемого спектра, поэтому разница между показателями преломления обыкновенной и необыкновенной волн не существенны.

Температура короны Т_корв среднем порядка нескольких миллиона градусов. В хромосфере наблюдается сильный градиент температуры: от 7000 K до 20000 K, в среднем - 10⁴ K. Можно представить в простейшем варианте радиоизлучение короны двухслойной моделью, в соответствии с решением уравнения переноса. В этой модели яркостная температура в направлении центра видимого диска Солнца складывается из ослабленного короной излучения хромосферы с температурой T_хром (оно рассматривается как фоновое излучение) и из излучения короны с учетом самопоглощения:

                                                         (17.1)

Оптическая глубина короны в направлении на центр солнечного диска определяется интегралом:

                                                                         (17.2)

Мера эмиссии МЕ солнечной короны в направлении на центр диска составляет около 3×10²⁶ см^–5. Для коротких волн   и:

.

На волнах, где корона практически прозрачна ( < 1), имеется поярчение к краю (а не потемнение, как в оптическом диапазоне) - правда, не на самом краю, а ближе к центру (тем ближе, чем больше длина волны); это объясняется неизотермичностью короны. На длинах волн свыше ~1.2 м, где оптическая глубина короны больше единицы, все радиоизлучение уже определяется только короной. Отсутствие заметного вклада от более холодной хромосферы приводит к тому, что нет усиления яркости к краю. Радиоизофоты короны имеют несколько эллиптическую форму, что является следствием несферичности короны.

На рис. 17.8 даны распределения яркостной температуры солнечной короны для разных длин волн.

Рефракция радиоволн в короне. Для каждой частоты существует критическое значение электронной концентрации N_кр, при котором коэффициент преломления корональной плазмы равен нулю. Значение N_кр соответствует некоторому уровню в короне, определяемому зависимостью электронной плотности от высоты. Этот уровень является как бы зеркалом для радиоволн, из-под него радиоизлучение выйти к наблюдателю не может. С другой стороны, в короне существует уровень, до которого на луче зрения наблюдателя оптическая глубина короны по тормозному поглощению (17.2) равна единице, ему соответствует некоторое значение электронной концентрации N_t=1. При преобладании тормозного механизма основная часть излучения поступает именно из области вблизи уровня с N = N_t=1. Важно, который из двух выделенных уровней – N_t=1 или N_кр – расположен в короне выше. В таблице 1 приведены значения  N (см^–3), соответствующие N_кр и N_t=1. Таким образом, для излучения с длиной волны короче 50 см уровень N_t=1 расположен в короне выше, чем уровень N_кр, и все радиоизлучение короны определяется только свободно-свободными переходами. Однако на длине волны  > 50 см ситуация обратная, уровень N_кр ("плазменное зеркало") расположен выше, чем уровень N_t=1. Это обуславливает сдвиг вверх нижнего предела интегрирования в интеграле для оптической глубины , что в свою очередь приводит к уменьшению яркостной температуры. Еще одна причина снижения T_b – уровень N_кр отсекает от наблюдателя внутренние, более горячие слои короны, и наблюдаемое излучение идет из внешних слоев короны, где температура ниже.

Все сказанное относится к направлению на центр видимого диска Солнца. Для направлений вблизи лимба картина усложняется. Вследствие зависимости показателя преломления от высоты, траектории лучей, идущих в стороне от центрального направления, искривляются, как показано на рис. 17.9. Для наблюдателя происходит сдвиг излучающей области относительно ее истинного положения. Для излучения с длиной волн порядка нескольких метров величина сдвига составляет около 15‑20% от видимого размера солнечного диска. Вне центральной оси рефракция снова приводит к тому, что на метровых волнах мы видим большей частью внешние, более холодные слои короны, и эффективная яркостная температура короны снижается.

Для нецентрального направления интегрирование ведется вдоль луча (см. рис. 17.9):

,                                        (17.3)

где элемент длины dl равен (см. 6.15):

.                                 (17.4)

Таким образом, с учетом рефракции в короне (n зависит от r ¢) выражение для оптической толщины принимает вид:

                                                                          (17.5)

Множитель 2 учитывает, что луч проходит корону дважды (до и после отражения при ).

Интенсивность излучения спокойного Солнца в сантиметровом диапазоне растет с длиной волны. Спектр яркостных температур в сантиметровом диапазоне в целом соответствует .

В мм диапазоне существуют большие неопределенности ввиду переменности условий поглощения радиоизлучения в земной атмосфере. В метровом диапазоне этот уровень трудно регистрируется из-за низкой чувствительности применяемых инструментов и активно исследуется лишь нетепловая (спорадическая) часть солнечного радиоизлучения. Пространственное распределение радиоизлучения спокойного Солнца в микроволновом диапазоне неоднородно и отражает супергрануляционную структуру фотосферы. На риc.17.6 показана магнитограмма участка спокойного Солнца и его изображение на волне 2 см по наблюдениям на VLA. В радиодиапазоне хорошо видна хромосферная сетка, которая, как следует из наблюдений, подвержена сильным временным изменениям (см. рис 17.7).

Рис.17.10. Магнитограмма участка спокойного Солнца и его изображение на волне 2 см по наблюдениям на VLA.

Рис.17.11. Два изображения спокойного Солнца, сделанные с интервалом в 2 минуты на волне 2 см по наблюдениям на VLA.

Наблюдения слабых вариаций спокойного Солнца (радиогрануляции) и ее свойств показало, что существуют нестабильности на весьма слабом уровне, которые могут быть проявлением процессов первичного энерговыделения в различных активных структурах.

Следующим более ярким по контрастности образованиями являются флоккулы, волокна и корональные дыры. Корональные дыры являются областями открытых фоновых магнитных полей Солнца и проявляются в радиодиапазоне как области пониженной яркости по сравнению с окружающими спокойными областями солнечной атмосферы. Корональные дыры представляют интерес в связи с корреляцией их положения с ускоренным солнечным ветром. Природа их связана с выносом магнитной энергии вследствие разности давлений. По наблюдениям с высоким пространственным разрешением на ряде длин волн обнаружено присутствие магнитных полей внутри

корональной дыры и их усиление с высотой. На рис. 17.12 представлено изображение Солнца, полученное на ультрафиолетовом телескопе на SOHO ( ). Темная область - есть корональная дыра.

Рис.17.12. Изображение Солнца, полученное на ультрафиолетовом телескопе на SOHO.

Волокна наблюдаются на диске и имеют контрасты ниже уровня спокойного Солнца. При нахождении на лимбе они видимы в излучении в виде протуберанцев. Обнаружено, что нестабильность волокон связана с корональными выбросами масс. В радиодиапазоне обнаружены слабоконтрастные, длинные цепочки радиояркости, простирающиеся по всему диску Солнца, которые прочерчивают крупномасштабную магнитную структуру всего Солнца.