Способ диагностики магнитного поля изолированных структур солнечной атмосферы

Способ диагностики магнитного поля изолированных структур солнечной атмосферы

Реферат

 

Использование: в радиоастрономии для моделирования явлений на Солнце. Сущность изобретения: способ диагностики основан на эффекте экранирования радиоизлучения короны плотной структурой (магнитной петлей, волокном). По частотному спектру излучения структур в депрессии относительно фона измеряют критические частоты выхода радиоволн, на которых депрессия поляризованных по кругу компонент излучения максимальна: меньшая из критических частот f_o (Гц) соответствует обыкновенной волне; большая f_e (Гц) - необыкновенной. Модуль вектора магнитного поля В (Гс) определяют по формуле B = 3,5610^-7 f_e(1-f²_o/f²_e).. 2ил.

Изобретение относится к радиоастрономии и физике Солнца и преимущественно может быть использовано для достоверного моделирования явлений на Солнце при исследовании изолированных контрастных структур в солнечной атмосфере: магнитных петель, волокон, протуберанцев. Для решения проблем солнечно-земных связей важное значение имеют диагностика и прогнозирование различных геоэффективных явлений, зависящих от солнечной активности. Имеются конкретные примеры воздействия гелиогеофизических возмущений на наземные технические системы. Магнитное поле определяет строение солнечной атмосферы и является возможным источником солнечных вспышек, выбросов (транзиентов), оказывающих большое влияние на Землю и окружающее пространство.

Измерения, основанные на оптическом эффекте Зеемана (1), позволяют определить величину магнитного поля лишь на поверхности Солнца (фотосфере). Сведения же о верхних слоях солнечной атмосферы хромосфере и короне можно получить, исследуя радиоизлучение. Обычно во время поляризационных радионаблюдений Солнца анализируют частотные спектры поляризованного по кругу излучения радиоисточника, используя известные механизмы эмиссии равновесной (тепловой) и неравновесной (нетепловой) плазмы.

Электромагнитное излучение короны в разных диапазонах с высоким пространственным разрешением указывает на чрезвычайно сложную неоднородную структуру солнечной атмосферы, состоящей из петель, волокон, лучей и т.п. Получение достоверных сведений о магнитном поле таких образований представляет сложную проблему.

За прототип принято решение (2), при котором измеряют поляризованное по кругу радиоизлучение изолированных структур Солнца в микроволновом диапазоне волн и, используя модель однородного источника в рамках тормозного механизма излучения, когда вклад магнитотормозного механизма несуществен (слабые поля), определяют продольную относительно направления наблюдения составляющую магнитного поля где I/f наклон спектра на частоте f; 1=I_R+I_L интенсивность излучения; V= I_R-I_L поляризованное по кругу излучение; I_R, I_L право- и левополяризованные компоненты; С - константа.

В то же время применение решения (3) к реальным источникам имеет недостатки. Как отмечено в (4), эти измерения могут привести к большим ошибкам, поскольку в (1) используются интегральные характеристики I и V, которые формируются в неоднородном источнике со значительным изменением всех параметров. Кроме того, измеряется всего лишь продольная составляющая вектора магнитного поля.

Задача изобретения повышение достоверности диагностики магнитного поля изолированных структур солнечной атмосферы.

Задача решается тем, что по измерению частотного спектра излучения структур (волокон, петель) в депрессии относительно фона определяют критические частоты выхода радиоволн, на которых депрессия поляризованных по кругу компонент излучения максимальна, при этом меньшая критическая частота f_o [Гц] соответствует обыкновенной волне, большая f_e [Гц] необыкновенной модуль вектора магнитного поля В(Гс) определяют формуле B = 3,5610^-7f_e(1-f²_o/f²_e). (2) На фиг. 1 изображена солнечная атмосфера с холодным волокном: а) распределение кинетической температуры Т и электронной концентрации n_e по высоте h над фотосферой; б) частотные спектры поляризованных по кругу необыкновенной (у) и обыкновенной (о) компонент радиоизлучения (сплошная линия); штриховая линия фон; на фиг. 2 солнечная атмосфера с горячей петлей: а) распределение кинетической температуры Т и электронной концентрации n_e по высоте h над фотосферой; б) частотные спектры поляризованных по кругу необыкновенной (у) и обыкновенной (о) компонент радиоизлучения (сплошная линия); штриховая линия фон, Для обоснования (1) рассмотрим условия формирования частотного спектра радиоизлучения структуры (петли, волокна) с повышенной по сравнению с окружающей короной электронной концентрацией. Условия обращения в нуль показателя преломления двух типов нормальных волн, которые могут распространяться в однородной магнитоактивной плазме, выглядят следующим образом (5): v 1, j o, (3) где индексы j соответствуют обыкновенной (о) и необыкновенной (е) волне, v, u безразмерные параметры f_p ленгмюровская частота f_p= (ne²/m)^1/2, (7) f_B гирочастота электронов f_B= eB/(2mc), (8) f частота электромагнитной волны, е и m заряд и масса электрона, n - электронная концентрация, с скорость света.

Из (2), (3), (4), (5) получим значения критический частот f₀ f _p (9) f_e= f_B/2+(f²_B/4+f²_p)^1/2 (10) Из (8), (9) совместно с (7) следует B = (2mc/e)f_e(1-f²_o/f²_e). (11) И далее при подстановке численных констант в выражение (11) получим (2).

Формула изобретения

Способ диагностики магнитного поля изолированных структур солнечной атмосферы, включающий измерение поляризованного по кругу радиоизлучения изолированных структур, отличающийся тем, что дополнительно измеряют частотный спектр излучения структур в депрессии относительно фона, определяют критические частоты выхода радиоволн, на которых депрессия поляризованных по кругу компонент излучения максимальна, при этом меньшая критическая частота f₀, Гц, соответствует обыкновенной волне, большая f_e, Гц, необыкновенной, а модуль вектора магнитного поля В, Гс, определяют по формуле B = 3,5610^-7f_e(i-f²_o/f²_e).

РИСУНКИ

Рисунок 1, Рисунок 2