АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 3, с. 246-254

УДК 523.98

ПРОФИЛЬ ЛИНИИ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА

НА ЧАСТОТЕ 9.85 ГГц С УЧЕТОМ ЭФФЕКТА ЗЕЕМАНА

(РАСЧЕТ И НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЦА)

¹Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Санкт-Петербургский филиал,

Санкт-Петербург, Россия

²Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 04.07.2018 г.; принята в печать 13.09.2018 г.

В сложном спектре излучения Солнца линия атомарного водорода на частоте 9.85 ГГц (3.04 см), свя-

занная с переходом 2²P3/2-2²S1/2 между уровнями сверхтонкой структуры нейтрального водорода,

занимает особое место. Это практически единственная линия водорода, которую можно ожидать в

излучении Солнца в радиодиапазоне. Впервые на перспективность наблюдений Солнца в линии Н3.04

было указано в 1952 г. Уайлдом, которым был рассчитан профиль линии, выполненный в рамках

модели “спокойного” Солнца, характеризующегося слабым магнитным полем (несколько Гс). Мы

предлагаем расчеты профиля линии с учетом сильных магнитных полей в активных областях Солнца

(сотни Гс) и показываем, что эффект Зеемана приводит к значительным изменениям вида профиля

линии. Возможно, вследствие этого результаты поиска линии Н3.04 не позволяли до сих пор заявить

об ее обнаружении. Приведены новые результаты наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600

и их анализ с учетом эффекта Зеемана.

DOI: 10.1134/S0004629919030022

1. ВВЕДЕНИЕ

и их обработки в узком диапазоне частот (9.35-

10.35) ГГц. Оказалось, что в 17% случаев осо-

Единственная линия водорода, которую можно

бенности спектра можно было интерпретировать

ожидать в излучении Солнца в радиодиапазоне, —

как обусловленные излучением в линии Н3.04. В

линия на частоте 9.85 ГГц (3.04 см), связанная с пе-

дальнейшем более подробно исследовалось и ква-

реходом 2²P3/2-2²S1/2 между уровнями сверхтон-

зиспокойное Солнце (вне вспышек) [5-7]. Соглас-

но итоговой работе [7], в которой суммированы

кой структуры термов 2P и 2S атома нейтрального

результаты обработки 188 спектрограмм по наблю-

водорода. Расчеты, впервые выполненные в 1952 г.

дениям с низким пространственным разрешением

Уайлдом [1] и позднее дополненные Зеленкой [2],

(30^′), оценка интенсивности линии Н3.04 составляет

показали, что в рамках модели “спокойного” Солн-

в максимуме (1.55 ± 0.02)% от уровня континуу-

ца большой интенсивности излучения (поглоще-

ма. Там же приведен профиль линии, который по

ния) в линии Н3.04 ожидать не приходится, если

мнению авторов предварительно следует считать

населенность уровней определяется соударениями

достаточно хорошо совпадающим с предсказанным

в условиях теплового равновесия. Однако в 1959

в работе [1], однако указано, что полученные ре-

г. Де Ягером [3] было указано, что вероятность

зультаты нуждаются в подтверждении на основе

столкновений, возможно, должна значительно уве-

наблюдений с высоким угловым разрешением. По

личиваться во время хромосферных вспышек на

мере увеличения частотного разрешения приемной

Солнце.

аппаратуры радиотелескопа РАТАН-600 оказа-

лось возможным искать линию Н3.04 с помощью

Наблюдения с целью поиска линии Н3.04 были

этого инструмента, используя штатную методику

начаты в 1958 г. А.Ф. Дравских [4] именно с наблю-

наблюдений [8] и высокое пространственное разре-

дений хромосферных вспышек с использованием

специально разработанной методики наблюдений

шение (∼28^′′ на волне 3 см). Так, при исследовании

структуры и динамики источников радиоизлуче-

^*E-mail: peterova@yandex.ru

ния над активными областями (АО) были замече-

^**E-mail: topchilona@yandex.ru

ны некоторые особенности в спектре АО NOAA

246

ПРОФИЛЬ ЛИНИИ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА

247

Relative intensity

f₁

f₃

f₂

100

101

Frequency (100-Mc/s units)

Рис. 1. Профиль линии Н3.04 для незамагниченной плазмы согласно [1].

10105 вблизи частоты линии Н3.04 [9], интерпре-

m — магнитное, s— спин электрона и j — кван-

тированные как проявление излучения в этой ли-

товое число, учитывающее спин-орбитальное вза-

нии и связанные с послевспышечными процес-

имодействие электрона, т.е. учитывающее полный

сами. Сравнительно недавно были опубликованы

механический момент электрона. Из символьного

результаты наблюдений АО NOAA 12436 (ноябрь

представления линии 2²P3/2-2²S1/2 следует, что

2015 г.) [10], демонстрирующие сложную тонкую

для верхнего уровня n = 2, l = 1, j = 3/2 (символ

структуру спектра в диапазоне линии Н3.04. Позже

P означает l = 1, а S означает l = 0), для ниж-

аналогичная особенность спектра была обнару-

него — n = 2, l = 0, j = 1/2. Магнитное квантовое

жена при анализе наблюдений АО NOAA 12529

число m принимает ряд значений от +j до -j с

(апрель 2016 г.) [11]. Результаты этих наблюдений

шагом 1. Таким образом, для верхнего уровня m =

навели нас на мысль о необходимости учета эф-

= 3/2, 1/2, -1/2, -3/2, для нижнего — m = 1/2,

фекта Зеемана при поиске линии Н3.04, который не

-1/2. Спин электрона s = ±1/2.

учитывался в расчетах [1, 2].

Магнитное квантовое число определяет харак-

Здесь мы приводим результаты расчета эффекта

тер расщепления каждой линии в триплете, но по-

Зеемана для линии Н3.04, а также результаты на-

скольку все квантовые числа без учета спина ядра

блюдений микроволнового излучения Солнца и их

у них одинаковы, то и расщепляться они будут оди-

сопоставление с расчетным профилем линии.

наково, т.е. профиль расщепленных компонентов

останется триплетом, идентичным профилю невоз-

мущенной линии. Рассмотрение термов второго

2. РАСЧЕТ ЭФФЕКТА ЗЕЕМАНА

главного квантового уровня n = 2, расщепленных

ДЛЯ ЛИНИИ Н3.04

в магнитном поле в соответствии со значениями

магнитных квантовых чисел m, и учет разрешенных

Согласно [1] профиль линии Н3.04 для сол-

переходов, формирующих расщепленные компо-

нечной плазмы при магнитном поле Н = 0 — это

ненты линии в соответствии с правилом отбора

триплет с максимумами компонентов на частотах

Δm = 0, ±1, показывает, что линия расщепляется

f₁ = 9.847 ГГц (наибольший), f₂ = 9.823 ГГц и

на 6 компонентов симметрично относительно ис-

f₃ = 10.0 ГГц. Огибающая этого триплета имеет

вид двугорбой кривой с максимумом на частоте

ходной частоты ν₀, а на исходной частоте не остает-

ся ничего. Компоненты, получающиеся при Δm =

∼9.85 ГГц (см. рис. 1).

= 0, называются π компонентами, а остальные —

Расчет эффекта Зеемана выполнен с использо-

σ компонентами. Здесь π компонентами являются

ванием известной теории переходов между уровня-

два ближайших к ν₀ симметрично расположен-

ми сверхтонкой структуры термов 2Р и 2S атома

ных компонента. Они линейно поляризованы вдоль

водорода с учетом спина ядра в полном механи-

магнитного поля, остальные две крайние пары ком-

ческом моменте [12]. Для определения расщепле-

понентов имеют круговую поляризацию разного

ния радиолинии водорода 2²P3/2-2²S1/2 в маг-

знака. На риc. 2 приведены примеры расщепления

нитном поле для каждого из взаимодействующих

триплета 2²P3/2-2²S1/2 в продольном и попереч-

уровней (термов P и S) достаточно знать пять

ном магнитных полях, π-компоненты в продоль-

квантовых чисел: n — главное, l — орбитальное,

ном поле отсутствуют, а σ-компоненты противо-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

248

ДРАВСКИХ и др.

Δf

9000

9850

10 700

МГц

Δf

9000

9850

10 700

МГц

Рис. 2. Профиль линии Н3.04 с учетом эффекта Зеемана для замагниченной солнечной плазмы в магнитном поле

Н ∼ 520 Гс.

положно поляризованы по кругу. В поперечном

Значения частот компонентов f_k = ν₀ + δν_k и

поле присутствуют все 6 компонентов, они линейно

Δf = δν линейно увеличиваются с увеличением

поляризованы, π-компоненты — вдоль поля, а σ-

магнитного поля (МП). При этом в продольном

компоненты — перпендикулярно полю.

МП остаются видными только 4 компонента (k =

Для вычисления степени расщепления линии

= 2, 3), которые имеют противоположно направ-

δν относительно исходного положения ν₀ в за-

ленную круговую поляризацию. В поперечном поле

висимости от напряженности магнитного поля

видны все 6 компонентов, которые имеют линейную

H, воспользуемся известными формулами δν =

поляризацию, указанную на рис. 2. Очевидно, что

= μ_b/h[g₂m₂ — g₁m₁] H, где отношение магнетона

с учетом эффекта Зеемана на центральной частоте

Бора к постоянной Планка μ_b/h = 13.99624555 ×

9.85 ГГц излучение может отсутствовать. Кроме

того, выявляется важное дополнительное свойство,

× 10⁵ Гц/Гс ≈ 1.3996 МГц/Гс, а m₂ и m₁ — магнит-

связанное с характером поляризации излучения,

ные квантовые числа верхнего и нижнего уровней.

выражающееся в симметрии разнополяризованных

Фактор Ланде для верхнего и нижнего уровней g₂ и

компонентов профиля на шкале частот относитель-

g₁ вычисляется по формуле

но расчетного значения 9.85 ГГц.

g = 1 + [j(j + 1) - l(l + 1) + s(s + 1)]/2j(j + 1),

где j, l, s — обсуждавшиеся выше квантовые чис-

3. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ СОЛНЦА

ла, тогда получается

И ИХ ОБРАБОТКИ

g₂ = 4/3, g₁ = 6/3, δν₁ = ±0.4665H,

Для сопоставления расчетов с наблюдения-

ми использованы регулярные спектральные на-

δν₂ = ±1.3996H, δν₃ = ±2.3327H.

блюдения Солнца, ведущиеся на радиотелескопе

Таким образом, вычисления дают равномерное,

РАТАН-600 [8] с высоким пространственным и

пропорциональное напряженности поля распре-

частотным разрешением (на волне 3 см ∼ 28^′′ и 2%

деление расщепленных компонентов со смещени-

соответственно), выставляемые в свободном до-

ем относительно центральной частоты ν₀, равным

ступе по адресу http://www.spbf.sao.ru/prognoz/.

δν_k = ±0.4665 × (2k - 1) × H, где k — номер ком-

Обработка наблюдений проводилась на основе

понента, считая от ν₀, δν_k — в Мегагерцах, H — в

штатной методики [10], которая позволяет изу-

гауссах. Расстояние между соседними компонен-

чать различные характеристики источников излу-

тами δν = 0.933Н. Расщепление, изображенное на

чения. Для поиска линии Н3.04 нами использовался

рис. 2, соответствует полям ∼520 Гс.

параметр Т_а (антенная температура), требующий

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПРОФИЛЬ ЛИНИИ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА

249

(а)

(б)

(в)

9850

МГц

ГГц

Рис. 3. Информация, отображаемая на дисплее компьютера, в процессе подбора модели профиля линии Н3.04,

аппроксимирующей наблюдаемый спектр.

минимальной обработки и потому не искаженный

такие параметры, как напряженности продольного,

дополнительными ошибками, возникающими при

вдоль луча зрения, (H_||) и поперечного (H_⊥) МП и

обработке таких параметров, как Т_в и F (яркост-

амплитуды продольной и поперечной компонентов

ная температура и спектральная плотность потока

линии (I). Качество подбираемой модели оценива-

излучения соответственно). Значение параметра T_а

ется по величине вероятности по критерию Пирсо-

вычислялось при задании минимально возмож-

на (χ²), определяющей достоверность совпадения

ных размеров области излучения по долготе ∼40^′′,

близких к величине горизонтальной диаграммы

модели и спектра. Подбор модели прекращается,

РАТАН-600 на волне 3 см (28^′′). При этом по

когда параметр критерия χ², вычисляемый про-

другой координате в диаграмму попадает почти

граммой, достигает минимума. Вводимые в про-

весь диск Солнца, при наведении на его центр

грамму параметры (магнитные поля и амплиту-

РАТАН-600 “видит” узкую полоску с размера-

ды компонентов линии) в начале подбора модели

ми ∼(40^′′ × 1370^′′). Изучаемый нами РАТАН-скан

определяются визуально по виду спектра объекта

Солнца — это одномерное распределение Т_а по его

в области частот около 9.85 ГГц, а конечные их

диску.

значения определяются по достижению минимума

Особого описания требует разработанная нами

параметра критерия Пирсона. Приемные каналы

методика сопоставления спектра T_а с расчетным

спектрографа равномерно распределены по часто-

профилем линии Н3.04 с учетом эффекта Зеемана.

те через 187.5 МГц, прямоугольная полоса пропус-

Создана компьютерная программа, которая позво-

кания канала, принятая в программе, имеет шири-

ляет в полуавтоматическом режиме моделировать

ну 120 МГц. При таких параметрах спектрографа

спектр наблюдаемого объекта, учитывая эффект

аппаратурная ошибка определения напряженности

Зеемана и таким образом определять напряжен-

МП составляет порядка 10 Гс. На рис. 3 пока-

ность и ориентацию корональных МП. Программа

зан вид дисплея компьютера в процессе подбора

использует форму невозмущенного профиля ли-

модели линии, аппроксимирующей наблюдаемый

нии (см. рис. 1), закономерности Зеемановского

спектр: а) модельный профиль в продольном (1)

расщепления этой линии и прямоугольную форму

и поперечном (2) поле соответственно и их сум-

полосы пропускания приемных каналов спектро-

ма (3), б) идеализированная частотная характери-

графа, введенных в программу как постоянные

параметры. Кроме того, в процессе вычислений

стика спектрографа, в) наблюдаемый спектр (4) и

оператор вводит спектр наблюдаемого объекта и

его аппроксимация (5) для АО 12644 (28.03.2017).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

250

ДРАВСКИХ и др.

3900

4000

5700

5800

6500

6600

3400

3500

6100

5300

6000

5200

2900

3000

5600

4800

5500

2400

2500

4700

5100

5000

2000

4300

1900

9.850 12

6600

5700

6200

6700

6800

Ta, R, L

6100

6200

6300

42000

5700

5600

5700

5800

31250

5600

5200

5300

20500

5100

5200

9750

9.850 12

9.850

9.850 12

10 1112 13

21000

55000

65000

48000

58000

1415

−1000

-728′′

-84′′

561′′

1205′′

45000

38000

48000

16000

45000

14 апреля 2016 г.

35000

28000

38000

11000

25000

11000

25000

18000

28000

15000

6000

5000

8000

18000

6000

5000

9.850 12

8200

8400

7100

7400

7600

6900

7100

7400

6600

7200

6400

6600

6100

6400

6100

6200

5900

5600

5400

5200

5100

4900

9.850

9.850 12

5300

5350

4200

4300

3100

5100

5150

2600

3700

3800

4950

2100

4900

3300

3200

4750

1600

4700

2800

4550

2700

1100

9.850 12

9.850

Рис. 4. Иллюстрация метода поиска линии нейтрального водорода на частоте 9.850 ГГц при наблюдениях Солнца

14.04.2016 г. на радиотелескопе РАТАН-600. Спектры даны в единицах антенной температуры Tа для правой и левой

круговых поляризаций (R, L), значения по оси абсцисс приведены в ГГц.

4. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

Солнце, флоккульные уярчения, активные области

И СОПОСТАВЛЕНИЯ С ЗЕЕМАНОВСКИМ

и протуберанцы. На рисунках видно, что фоновое

ПРОФИЛЕМ ЛИНИИ Н3.04

излучение различно для разных точек наблюдения,

но в пределах одного спектра оно меняется до-

Высокое одномерное пространственное разре-

статочно монотонно и изменения тонкой структуры

шение радиотелескопа РАТАН-600 на волне 3 см

спектра отмечаются только около частоты 9.85 ГГц,

позволяет получить изображение Солнца в виде

т.е. линии Н3.04. Наибольший эффект присутствия

скана и при обработке каждого скана измерить

линии Н3.04, причем переменный, в данном случае

спектры антенной температуры для различных то-

наблюдается в западном полушарии Солнца.

чек на скане (максимально до 60 независимых

Применяя описанную выше методику, мы про-

спектров T_а). С увеличением области интегриро-

анализировали наблюдения Солнца, выполнявши-

вания вдоль скана число независимых измерений

уменьшается, но одновременно уменьшается и шу-

еся на РАТАН-600 в период сентябрь 2016 г. —

мовая составляющая в спектре. На рис. 4 пред-

декабрь 2017 г. Рассмотрено около 600 площадок

ставлен пример таких измерений и приведена по-

спокойного Солнца и 80 активных областей. На

следовательность спектров при анализе РАТАН-

рис. 5 приведены некоторые результаты наблюде-

скана диска Солнца в 14 точках, в каждой из кото-

ний (спектры), а также результаты сопоставления

рых анализируется вертикальная полоска диска с

наблюдений с расчетным Зеемановским профилем

размерами вдоль скана ∼300^′′. В эту полоску могут

линии Н3.04. Для АО спектры даны после вы-

попадать и суммироваться участки диска с раз-

читания фонового излучения. Кривые на рис. 5

личной природой излучения, такие как спокойное

таковы: 1 — наблюдаемый спектр объекта в районе

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПРОФИЛЬ ЛИНИИ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА

251

Т_а, I

Антенная температура Т_а, К

6200

6060

Спокойное Солнце 15.03.2017 (0′′)

6040

4625

6020

6000

3050

33 К 0.55% p > 0.9973

5980

5960

1475

5940

9850 МГц

5920

-100

ГГц

-1600′′

-800′′

0′′

800′′

1600′′

9000

9300

AO 12644 28.03.2017

H_|| = 235 Гс (I = 1) H_⊥ = 85 Гс (I = 0.72)

8450

8000

7600

263 К 20% p > 0.996

6750

9850 МГц

7000

5900

ГГц

-330′′

-210′′

-90′′

30′′

150′′

8000

8700

AO 12699 09.02.2018

7800

H_|| = 236 Гс (I = 1) H_⊥ = 72 Гс (I = 0.44)

7950

7600

7400

7200

189 К 13.3% p > 0.985

7200

6450

7000

9850 МГц

6800

5700

ГГц

-540′′

-450′′

-360′′

-270′′

-180′′

7400

6900

AO 12706 22.04.2018

7200

H_⊥ = 209 Гс (I = 1)

6950

7000

6800

7610

71 К 7.2% p > 0.999

6600

5700

6400

9850 МГц

6200

5300

ГГц

-650′′

-560′′

-470′′

-380′′

-290′′

Рис. 5. Примеры наблюдаемых спектров в районе линии Н3.04 и ее расчетная аппроксимация с учетом эффекта Зеемана

для активных областей и спокойного Солнца.

линии Н3.04; 2 — расчетный спектр линии, аппрок-

спектрографа. Справа от каждого спектра приве-

симирующий наблюдаемые детали, 3 — расчетный

дены данные, полученные на SDO: для спокойного

спектр, усредненный по ширине приемных каналов

Солнца — изображение всего диска в линии 171˚A,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

252

ДРАВСКИХ и др.

Антенная температура Т_а, К

5460

Средний спектр спокойного Солнца за 20.04.2018

5440

(37 полосок по 40′′)

-900′′ до +900′′

5420

5400

22 К 0.41% p > 0.995

5380

5360

5340

9850 МГц

5320

ГГц

Рис. 6. Пример узкой линии Н3.04, наблюдавшейся в спектре спокойного Солнца в излучении. Обозначения кривых те

же, что и на рис. 5.

для активных областей — фотогелиограмма, сов-

интенсивностью ∼0.5% по отношению к уровню

мещенные с РАТАН-сканом на волне 3.0475 см

спокойного Солнца на этой частоте (Т_а линии \ Т_а

(канал с центральной частотой 9.844 ГГц, ширина

спокойного Солнца). На рис. 5 (вверху) показан

канала 120 МГц). Обозначено положение диаграм-

один из наиболее наглядных примеров узкой, слабо

мы направленности радиотелескопа на момент из-

расширенной спектральной линии, наблюдавшейся

мерения спектра.

в поглощении. Он получен, возможно, благодаря

удачному расположению в день наблюдений верти-

кальной диаграммы направленности РАТАН-600

5. ДИСКУССИЯ

относительно более ярких источников излучения,

При анализе результатов наблюдений в каче-

окружавших участок спокойного Солнца. На рис. 6

стве основной задачи ставился поиск линии Н3.04

приведен пример наблюдения линии на спокойном

с предсказанным Уайлдом [1] профилем (Н = 0).

Солнце, не уширенной за счет МП (Н = 0), наблю-

Естественно, что такие случаи наиболее вероят-

давшейся в излучении.

ны при наведении на участки спокойного Солнца,

В активных областях глубина линии Н3.04 на по-

которые выбирались как минимумы на РАТАН-

рядок больше (до 10-15%), как это было замечено

сканах Солнца. Пробная обработка большого чис-

еще в [9]. Профиль линии носит сложный характер,

ла сканов (до 600 случаев) показывает, что такая

и в пределах одной АО соседствуют участки с

узкая линия в слабом МП излучается очень часто

избытком в линии Н3.04 как излучения, так и по-

и практически повсеместно на всем диске Солн-

глощения. Полученный наблюдательный материал

ца. Можно сделать выводы, что она наблюдается

(80 случаев) требует тщательной классификации

(1) как в излучении, так и в поглощении, (2) ее

и более тонкого анализа, что выходит за рамки

интенсивность иногда достигает 2.5% от уровня

данного исследования. Здесь мы приводим спектры

фона, (3) размеры областей, ее излучающих, ве-

для трех активных областей (NOAA 12644, 12699,

роятно не превосходят 50^′′, (4) время жизни об-

12706), имевших однотипную морфологию групп

разований, излучающих линию, вероятно, не пре-

восходит 8 мин, (5) в излучении линия наблюда-

пятен (класс D), примерно одинаковую площадь

ется практически одинаково часто как в центре,

пятен Sp ∼(100-200) м.д.п. и простую структу-

так и на краях диска Солнца, а в поглощении —

ру МП (биполярные). Причем представленные на

преимущественно на краях, в связи с чем ранее [6]

рис. 5 спектры относятся к межпятенному про-

при наблюдении Солнца в линии Н3.04 отмечался

странству между головной и хвостовой частями

эффект потемнения к краю. В целом оказалось,

АО. Для их аппроксимации рассматривалось сов-

что линия Н3.04 наблюдается с достаточно малой

местное действие продольных и поперечных МП.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПРОФИЛЬ ЛИНИИ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА

253

(a) Continuum

(b) Full Stokes spectra

(DN)

Stokes I (DN)

Stokes Q/I

Stokes U/I

Stokes V/I

-0.2

0.2-0.2

0.2

-0.2

0.2

0.36(kG)

100 6301

6302

63036301

6302

63036301

6302

63036301

6302

6303

x, kkm

Wavelength, Å

Wavelength, Å Wavelength, Å Wavelength, Å

Рис. 7. Пример разнообразия тонкой структуры Зеемановского расщепления линий в пределах одного пятна по

наблюдениям в оптическом диапазоне [13].

Наилучшее согласие наблюдений этих АО с мо-

произвести более точное координатное отождеств-

дельными расчетами достигается при напряжен-

ление отдельных деталей спектра и сопоставление

ности МП ∼(200-250) Гс, что не противоречит

с магнитограммой и изображением Солнца в других

представлениям о величине МП во флоккульных

диапазонах излучения (УФ, рентген).

уярчениях на уровне нижней хромосферы.

Насколько сложна структура МП активного

Большую трудность в интерпретации представ-

Солнца в отдельных деталях, можно видеть в оп-

ляют эффекты, наблюдаемые прямо над тенью

тических наблюдениях, угловое разрешение кото-

солнечных пятен. Еще в [9] было замечено, что

рых значительно выше, чем в радиодиапазоне. На

на частоте линии Н3.04 наблюдалась не депрессия

рис. 7 показан эффект Зеемана по наблюдениям на

излучения, а увеличение спектральной плотности

“Hinode” в линиях Fe I крупной АО NOAA 11967

потока, т.е. возрастание температуры плазмы Т_е.

(февраль 2014 г.) [13]. Видно, как сильно меняется

Спектр, наблюдаемый над тенью пятна, на примере

МП (даже его знак) только в пределах тени одного

исследованных нами случаев, а именно АО NOAA

из пятен (ядра 1 и 2). Можно представить, как

12529, можно видеть на кадре 8 из рис. 4. Эта АО

должны замываться эти различия при наблюде-

была уникальной: по наблюдениям на радиотеле-

ниях с худшим угловым разрешением. Вот поче-

скопе NoRH (λ = 1.76 см) яркостная температура

му, возможно, значение интенсивности излучения

излучения в пятне в течение 10 суток держалась

в линии Н3.04, полученное нами по наблюдениям

на рекордно высоком уровне Т_b ∼ 2MK. При такой

на РАТАН-600, значительно занижено. Вряд ли

температуре трудно ожидать наличия в плазме ней-

можно рассчитывать, что в ближайшее время на

трального водорода, тем не менее спектр излучения

микроволнах появятся возможности, соответству-

на микроволнах по наблюдениям на РАТАН-600

ющие оптическим, и будет измерено Зеемановское

демонстрирует тонкую структуру вблизи частоты

расщепление с точной привязкой к излучающему

9850 МГц (2 или даже 3 детали в излучении).

объекту. Пока все же можно искать случаи попа-

Однако нельзя исключить мешающее влияние со-

дания в диаграмму РАТАН-600 областей, харак-

седних с пятном структур, попадающих в широкую

теризующихся более-менее однородным полем, и

вертикальную диаграмму телескопа.

вероятность таких событий не мала благодаря ре-

Как отмечено выше, наибольший эффект

гулярности ведущихся на нем наблюдений Солнца

присутствия линии Н3.04 в излучении Солнца

с высоким угловым разрешением (2% на частоте

14.04.2016 (см. рис. 4) наблюдался для западного

линии Н3.04), включая архив с 2006 г.

полушария. Кроме аномально яркого пятна в АО

NOAA 12529, к западу от него регистрировались

Основное значение выполненных нами расчетов

темные волокна, флоккульные уярчения, УФ-

профиля линии Н3.04 с учетом эффекта Зеемана,

петли, занимающие большую площадь обоих (N и

кроме несомненного вклада в развитие фундамен-

S) полушарий. В целом именно с этими объектами

тальной физики солнечной плазмы, состоит в том,

ассоциируется усиление эффекта присутствия

что на их основе можно сформулировать задачи

линии Н3.04 (кадры 10-13), причем наблюдаемой

дальнейших экспериментальных исследований ли-

как в излучении, так и в поглощении. Однако од-

нии Н3.04 в излучении Солнца и сделать следующий

номерность диаграммы РАТАН-600 не позволяет

шаг в их развитии. Помимо этого, удалось понять

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

254

ДРАВСКИХ и др.

ранее полученные результаты наблюдений, в част-

напряженности корональных магнитных полей

ности, почему они сильно различались от случая к

на Солнце (несколько Гс), однако для реализа-

случаю.

ции этих возможностей требуется увеличить спек-

В настоящее время радиотелескоп РАТАН-600

тральное разрешение до ∼30 МГц при полосе ана-

является единственным в мире инструментом, с

лиза ∼4 ГГц и использовать наблюдения с высоким

помощью которого можно исследовать линию Н3.04

двумерным угловым разрешением.

с достаточно высоким частотным и угловым разре-

Благодарим Л.А. Вайнштейна и А.Ф. Хол-

шением. Сопоставление расчетного профиля линии

тыгина, которые взяли на себя труд проверить

Н3.04 с наблюдениями показало, что возможности

правильность наших расчетов профиля линии с

РАТАН-600 еще не исчерпаны до конца, прежде

учетом эффекта Зеемана, сердечно признательны

всего для наблюдений в линии Н3.04 нестационар-

ных, недостаточно исследованных объектов и про-

М.А. Лившицу за интерес к нашим работам.

цессов на Солнце, таких как корональные дыры,

Работа частично поддержана грантом РФФИ 16-

протуберанцы, выбросы корональной массы, пред-

02-0749.

всплесковая депрессия яркости АО [14]. Что каса-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ется спокойного Солнца, то приходится признать,

1. J. P. Wild, Astrophys. J. 115, 206 (1952).

что в отсутствие вспышек плазма действительно

находится в термодинамическом равновесии, как

2. A. Zelenka, Solar Phys. 58, 17 (1978).

это и полагал Уайлд [1], и интенсивность наблюда-

3. C. De Jager, in: Paris Symposium on Radio

емой линии невелика.

Astronomy, eds. R. N. Bracewell (Stanford Univ.

Press., 1959), p. 96.

4. А. Ф. Дравских, Известия ГАО 164, 128 (1960).

6. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

5. А. Ф. Дравских, Известия ГАО 172, 40 (1964).

С целью изучения магнитных полей на Солнце

6. А. Ф. Дравских, З. В. Дравских, Препринт САО АН

по наблюдениям в микроволновом диапазоне волн

СССР. № 42Л. Л.: САО РАН, 1987.

выполнено исследование его излучения в линии

7. А. Ф. Дравских, З. В. Дравских, Астрон. журн. 65,

нейтрального водорода на частоте 9850 МГц и

199 (1988).

получены следующие результаты:

8. В. М. Богод, А. М. Алесин,А. А. Перваков, Астроф.

1. Впервые произведен расчет профиля линии

бюлл. 66, 223 (2011).

нейтрального водорода Н3.04 с учетом эффекта

9. Н. А. Топчило, Н. Г. Петерова, Т. П. Борисевич,

Зеемана, и показано, что профиль линии расщеп-

Астрон. журн. 87, 75 (2010).

ляется на отдельные компоненты, расстояние (Δf,

10. V. M. Bogod and L. V. Yasnov, Solar Phys. 291, 3317

МГц) между которыми прямо пропорционально ве-

(2016).

личине магнитного поля (Н, Гс) согласно формуле

11. C. Alissandrakis, V. Bogod, T. Kaltman, and

Δf = 0.933 × H.

N. Peterova, CESRA 2016: Solar Radio Physics

2. Проведены сопоставления расчетного профи-

from the Chromosphere to Near Earth. WG 3: Fine

ля линии Н3.04 с наблюдениями на радиотелескопе

structures and radio wave propagation. (2016).

РАТАН-600 участков квазиспокойного Солнца

12. С. Э. Фриш. Оптические спектры атомов (М.:

(600 случаев) и 80 активных областей, показав-

Физматгиз, 1963).

шие, что контрастность линии для АО на порядок

13. T. J. Okamoto and T. Sakurai, Astrophys. J. Lett. 852,

больше (10-15% против 0.5%).

L16 (2018).

14. Б. П. Филиппов, О. Е. Ден, Астрон. журн. 95, 379

3. Показано, что наблюдения в линии Н3.04

открывают возможности очень точных измерений

(2018).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019