Страницы истории отечественной солнечной радиоастрономии

Публикация подготовлена В.Г. Нагнибедой

На период выполнения данного проекта выпало несколько знаменательных дат, отмечающих события, сыгравшие важную роль в истории отечественной и мировой радиоастрономии в целом, и в солнечной, в частности. Среди них главная, безусловно, – 70-летие начала радиоастрономических исследований в Советском Союзе.

       В  1947  году  для  наблюдения  полного  солнечного затмения 20 мая в Бразилии, по постановлению советского правительства, Академией Наук была организована большая советская экспедиция, в программу которой, по предложению академика  Н.Д. Папалекси,  были  включены радионаблюдения на волне 1.5 м.   Антенной радиотелескопа, по-видимому, первого в стране, служила синфазная решетка  бывшего радиолокатора.

Сотрудники ФИАН СССР С.Э.ХАЙКИН и Б.М.ЧИХАЧЕВ впервые провели успешное радиоастрономическое наблюдение затмения, которое показало, что радиоразмер Солнца заметно больше оптического и 40% потока излучения остается во время полной фазы. Это было прямым доказательством того, что солнечное радиоизлучение генерируется в короне и соответствует температуре около двух миллионов градусов. Эти результаты были официально признаны открытием, а эта дата – 20 мая 1947 года, –  считается днем рождения советской (и российской) радиоастрономии.

Вскоре в Кацивели возникла Радиоастрономическая станция ФИАН. В эти же годы радиоастрономические исследования начались и в других научных центрах: НИРФИ (г. Горький), ИЗМИРАН, Пулковская обсерватория. Первые радиотелескопы были небольшого размера и имели для большинства астрономических задач слишком низкое угловое разрешение. При обсуждении вопроса о создании крупных радиотелескопов большое значение имела позиция Семена Эммануиловича Хайкина, считавшего наиболее перспективным освоение миллиметрового и сантиметрового диапазонов. 

В Пулково, куда Хайкин был приглашен, был построен Большой Пулковский радиотелескоп (БПР) сантиметрового диапазона – прообраз будущего РАТАН-600, (1956 год), а в Пущино, куда переместилась Радиоастрономическая станция ФИАН, построили РТ-22 конструкции П.Д.Калачева (1959 год). Благодаря оригинальным конструктивным и технологическим решениям, антенна радиотелескопа при больших размерах имеет высокую точность поверхности, что обеспечивает возможность наблюдений на волнах от 4 мм мм и длиннее. В то время РТ-22 ФИАН стал в своем классе крупнейшим радиотелескопом миллиметрового диапазона. Второй телескоп РТ-22 для Крымской обсерватории построен семью годами позже с учетом опыта создания и работы пущинского, имеет вдвое лучшую поверхность и более совершенную систему управления, что позволяет проводить наблюдения на коротких миллиметровых волнах до 2 мм. Эти замечательные инструменты в течение 15-20 лет были лучшими в мире радиотелескопами миллиметрового диапазона.

Позже по подобному принципу были построены два миллиметровых радиотелескопа с размером зеркала более 7м РТ-7.5 для МГТУ им.Баумана (1975 г., Дмитров) для коротких миллиметровых волн от 1 мм. А в НИРФИ для такого же диапазона создали радиотелескоп системы Крауса РТ25х2 (1967 год), имевший ножевую диаграмму с рекордным угловым разрешением 13 угл.сек на волне 1 мм. 

 В 1974 году были начаты  наблюдения на радиотелескопе РАТАН-600, созданном по уникальному  проекту  АПП С.Э.Хайкина и Н.Л.Кайдановского, который до сих пор входит в число крупнейших радиотелескопов со сплошной  апертурой и высоким угловым  разрешением 8-10 угл.сек на волнах около 1 см.

Эти замечательные радиотелескопы, созданные всего за четверть века и на которых проводились активные и эффективные солнечные исследования, образовали мощную инструментальную базу отечественной солнечной радиоастрономии, способствовали активному изучению верхних слоев солнечной атмосферы, в те годы еще малодоступным наблюдениям в других диапазонах. Наблюдательные результаты стимулировали развитие теоретических исследований солнечных явлений. Успехи отечественной солнечной радиоастрономии обеспечили ей прочный авторитет в мировой науке.

       Первые двумерные карты миллиметрового Солнца были получены А.Е.Саломоновичем на РТ-22 ФИАН на волне 8 мм. 

Ранее на БПР в Пулковской обсерватории серию солнечных наблюдений на волне 3 см с ножевой диаграммой провела В.Н.Ихсанова. На одномерных сканах в этих наблюдениях с угловым разрешением 1 угл.мин уверенно выделялись яркие источники над активными областями Солнца (локальные источники ЛИ). Господствовавшая в те годы гипотеза Вальдмайера-Мюллера связывала такие источники с тепловым тормозным (bremsstrahlung) так называемых корональных конденсаций. Эти уплотнения в солнечной короне наблюдались во время полных солнечных затмений в белом свете. Повышенная плотность вещества в них при высокой корональной температуре обуславливали появление яркого источника на фоне излучения спокойного Солнца в сантиметровом диапазоне, основной вклад в которое давали более холодные слои верхней хромосферы и переходной области.

       Решающий удар по этой концепции был нанесен А.П.Молчановым, который использовал затменные радиоастрономические наблюдения, выполненные с его участием в 1958 году советско-китайской экспедицией на острове Хайнань. Затменные наблюдения дают возможность получать характеристики ЛИ с разрешением, значительно лучшим, чем давали даже крупные тогда радиотелескопы. А.П.Молчанов собрал данные наблюдений на ряде волн, перекрывавших сантиметровый диапазон, нескольких ЛИ, существоваших на солнечном диске в день затмения и построил спектр их излучения.

Эта работа А.П.Молчанова, опубликованная в 1961 году, привела к радикальному изменению интерпретации микроволнового излучения активных областей. К тому же, в это время наблюдения на больших радиотелескопах показали, что ЛИ имеют, как минимум, двухкомпонентную структуру. В них выделяется более яркая часть, непосредственно связанная с пятном (или пятнами) в активной области (пятенная компонента), и более широкая и менее яркая «подложка», соответствующая всей АО. Спектр, построенный Молчановым, относился к пятенной компоненте и совершенно не соответствовал механизму bremsstrahlung. 

Характерной особенностью такого спектра являлось наличие сильно выраженного максимума в середине диапазона со спадом потока в длинноволновую и, особенно, в коротковолновую часть спектра. Такой спектр удалось объяснить с привлечением магнитотормозного механизма радиоизлучения солнечной плазмы в сильном магнитном поле солнечных пятен, теорию которого детально разработал В.В.Железняков (Железняков, 1962). Дополнительным аргументом послужили поляризационные наблюдения, выполненные пулковскими радиоастрономами во время солнечного затмения 1958 года и в первых же наблюдениях на БПР, и показавшие наличие сильно поляризованного источника на небольшой высоте над отдельными пятнами (Корольков, Соболева, 1960). Последующие многолетние наблюдения локальных источников на БПР в сантиметровом диапазоне (2 – 9) см утвердили основную роль магнитотормозного излучения в этом диапазоне. Однако на волнах короче 8 мм этот механизм в условиях солнечных активных областей перестает работать, и представление о корональных конденсациях еще долго появлялось в публикациях.

Андрей Павлович Молчанов заинтересовался радиоастрономией в конце 40-х годов. На физическом факультете ЛГУ он собрал радиометр сантиметрового диапазона для наблюдений Солнца, организовал экспедицию и провел наблюдения солнечного затмения 1954 года. Перейдя в созданный в Пулково отдел радиоастрономии, продолжил солнечные исследования, уделяя внимание и прикладным задачам. Он был одним из организаторов радиоастрономической службы Солнца в СССР, стал большим энтузиастом наблюдений солнечных затмений. Вскоре в экспедициях по наблюдению солнечных затмений стали участвовать радиоастрономы из всех обсерваторий страны, где велись солнечные исследования. В 1959 году по приглашению В.В.Соболева А.П.Молчанов начал читать радиоастрономические курсы для студентов астрономического отделения математико-механического факультета Ленинградского госуниверситета (ЛГУ), стал доцентом кафедры астрофизики и организовал в Астрономической обсерватории ЛГУ лабораторию радиоастрономии (ее первыми сотрудниками стали Г.П.Апушкинский, А.Н.Цыганов, В.Г.Нагнибеда и инженер Р.И.Еникеев). После защиты докторской диссертации А.П.Молчанов в 1965 году перешел на родной физический факультет, стал профессором кафедры радиофизики, организовал там лабораторию космического радиоизлучения (А.С.Гребинский, Л.В.Яснов, И.Е.Погодин).

Очень важную, определяющую роль в исследовании свойств локальных источников в эти годы сыграли многоволновые наблюдения ЛИ на БПР. Замечательной конструктивной особенностью БПР (и РАТАН-600) является независимое, подвижное, легко доступное расположение облучателя, к тому же, эти радиотелескопы длиннофокусные. В совокупности, это позволяет располагать в фокальном пятне ряд входных устройств приемников разных длин волн. Такая конструкция позволила получать ежедневно набор одномерных стрип-сканов на разных длинах волн при прохождении источника через ножевую диаграмму направленности БПР, причем для не очень быстрых динамических процессов в источнике такие наблюдения являются практически одновременными для всего спектрального набора.

Впервые регулярные наблюдения Солнца на пяти волнах сантиметрового диапазона были начаты на БПР в 1965 году. Первыми основными наблюдателями были: волна 9 см – Ш.Ахмедов, 6.6 см – В.Н.Ихсанова, 4.5 см – Н.Г.Петерова, 3.2 см – В.Н.Боровик, 2.0 см – В.Г.Нагнибеда (АО ЛГУ). Позднее к солнечным исследованиям присоединились А.Н.Коржавин и В.М.Богод. В Пулковской обсерватории сформировалась группа солнечных радиоастрономов под руководством Георгия Борисовича Гельфрейха. Когда радиотелескоп РАТАН-600 был введен в строй в 1974 году, солнечные наблюдения были с БПР перенесены на новый инструмент. Богатейший наблюдательный и методический опыт предыдущего десятилетия стал основой для дальнейшего развития исследований в области сантиметровой солнечной радиоастрономии. Усилиями Владимира Михайловича Богода на РАТАН-600 создан уникальный аппаратурный комплекс, который в настоящее время обеспечивает регулярные спектрально-поляризационные наблюдения Солнца в широком диапазоне волн от 2.0 см до 30 см с высоким (для непрерывного спектра) частотным разрешением с интервалом 8 минут в течение 4 часов каждый день. Научным руководителем этой группы («группа ГАО-САО солнечных радиоастрономов») и «главным идеологом» в течение более 40 лет был Г.Б.Гельфрейх. После его смерти в 2010 году группу возглавил В.М.Богод. Исследования Солнца на РАТАН-600, так же как и на БПР в свое время, были и остаются уникальными по широкодиапазонности, длительности и объему наблюдательных рядов, по глубине и разнообразию научной тематики исследований солнечного излучения в сантиметровом диапазоне длин волн. Все это способствовало тому, что группа ГАО-САО завоевала широкую известность и авторитет в среде мирового сообщества исследователей Солнца.

Уже первые результаты, полученные по многоволновым ежедневным наблюдениям большого числа различных ЛИ, подтвердили выводы, сделанные А.П.Молчановым относительно пятенной компоненты . Тем более, что достаточно высокое (в то время) угловое разрешение БПР – 1 угл.мин на волне 3.2 см, – во многих случаях позволяло надежно разделить пятенную и флоккульную (соответствующую размеру всей активной области) компоненты. Эти результаты были доложены на Международном симпозиуме МАС в Будапеште в 1967 году и вызвали большой интерес участников (Нагнибеда, 1967).

Самая коротковолновая точка в получаемом спектре – волна 2 см, – имела особый интерес. Дело в том, что волна 2 см была значительно короче минимальной проектной рабочей волны 3.2 см. Поэтому, как оказалось, диаграмма направленности БПР на 2 см была искажена высоким уровнем боковых лепестков и значительным широким рассеянным фоном. Это приводило к заметному искажению солнечных сканов на этой волне и большим погрешностям в измерении плотности потока излучения ЛИ и, соответственно, к неопределенности в виде коротковолновой части спектра ЛИ. И это было важно, так как использование теории магнитотормозного механизма для интерпретации наблюдаемых спектров необходимо знать положение максимума спектра и наклон его в коротковолновую сторону.

Для «чистки» искаженных сканов Солнца на волне 2 см был разработан оригинальный метод обработки, основная идея которого понятна из фрагмента статьи, посвященной описанию методики обработки наблюдений с сильно испорченной ДН радиотелескопа (Нагнибеда, 1969)

Интересно отметить, что несколькими годами позже подобный метод в более общем виде был предложен Хёгбомом (Hoegbom, 1974), получивший название CLEAN и широко используемый в настоящее время для чистки «грязных» карт при картографировании.

В 60-е годы советские радиоастрономы провели наблюдения нескольких солнечных затмений. Одной из постоянных задач затменных наблюдений в те годы было измерение радиорадиуса Солнца на разных волнах. Его значение могло служить важным параметром проверки моделей солнечной атмосферы. Другая задача – исследование структуры локальных источников. Пожалуй, наиболее интересными оказались результаты наблюдений затмения 20 мая 1966 года. Сотрудники АО ЛГУ впервые использовали для затменных наблюдений крупный радиотелескоп РТ-22 ФИАН с узкой ДН. Методика наблюдений состояла в наведении РТ на выбранный объект (например, активная область) и слежение за ним в тот интервал времени, когда он закрывался или открывался краем лунного диска. Такой прием позволил получить тонкую структуру ЛИ над активной областью и доказать, что в сантиметровом диапазоне существует яркий источник над каждым достаточно развитым солнечным пятном (Апушкинский, Нагнибеда, 1968). Этот факт был еще одним аргументом в пользу магнитотормозной природы ЛИ. В то же время, наличие компактных источников над пятнами свидетельствовало о том, что эти источники находятся в хромосфере, а не в корональной конденсации.

Интересные и важные результаты, получаемые во время затмений способствовали росту популярности затменных радиоастрономических наблюдений еще на несколько десятилетий. Важную роль в этом сыграло и программное обеспечение подготовки наблюдений и их обработки, разработанное А.Н Коржавиным.

Радиокарты Солнца, РТ-22 КрАО, волны 2, 4 и 8 мм, 10 мая 1968 г.

Важное место в развитии отечественной солнечной радиоастрономии заняли многоволновые наблюдения Солнца на РТ-22 КрАО, начатые в 1966 году. Этому способствовали отличные характеристики радиотелескопа и его южное расположение. Большие серии солнечных наблюдений на РТ-22 КрАО, особенно в первый период, были выполнены совместно с группами А.Г.Кислякова ( волны 2, 4, 6 и 8 мм) и Л.И.Федосеева (волны 1-3 мм) (Ефанов и др., 1972; Ефанов и др., 1973) из НИРФИ и ИПФАН (Горький), устанавливающимим своюм аппаратуру на РТ-22. Однако, и методика наблюдений, и процедура построения солнечных карт были еще несовершенны (получение одной карты занимало 2-2.5 часа). На разных волнах наблюдения проводились в разное время, из-за сильного влияния атмосферы на коротких волнах карты получались сильно зашумленными. Поэтому главным результатом этой серии наблюдений явилось построение спектра потоков, усредненного по всем наблюдавшимся в разное время источникам. Вид этого спектра наряду с низкими (меньше 10000 К) яркостными температурами также свидетельствовал о том, что мм источники находятся в хромосфере.

Усредненный спектр миллиметровых ЛИ (РТ-22 КрАО) (слева), спектр ЛИ в см и мм диапазоне: наблюдения (БПР и РТ-22 ФИАН) и модельный расчет спектра (Нагнибеда, 1977), (справа).

Подобный результат был получен и в работе (Нагнибеда, 1977), в которой для двух конкретных ЛИ, наблюдавшихся одновременно на РТ-22 ФИАН (0.4 и 0.8 см) и на БПР (2 – 10 см), построен спектр в см и мм диапазоне и сделан вывод о том, что локальные источники мм и см диапазонов существенно различны: одни определяются параметрами хромосферы, другие отражают условия переходной области с гораздо более высокими температурами и сильным магнитным полем, достаточным для генерации магнитотормозного излучения.

Очень интересные результаты были получены на РТ-22 ФИАН и КрАО при исследовании мм излучения волокон на диске Солнца и протуберанцев на лимбе, которые проводились совместно с сотрудниками Астрономического института Ленинградского (Санкт-Петербургского) университета. Еще У.Хангильдин обнаружил на волне 8 мм на РТ-22 ФИАН области пониженной радиояркости на солнечных картах, связанные с волокнами. Позднее на этом телескопе Г.П.Апушкинский и А.Н.Цыганов провели детальное изучение таких источников. Они построили усредненный спектр их излучения в мм диапазоне, сопоставили характеристики радио- и оптического изображений (Апушкинский, Цыганов, 1972). Уникальные результаты были получены, когда по предложению Н.А.Топчило исследования протуберанцев на лимбе были организованы на РТ-22 КрАО на волнах 8 и 13.5 мм. Они проводились с 1987 по 1993 год с активным участием Н.С.Нестерова и при поддержке тогдашнего руководителя отдела А.В. Степанова. Благодаря высокой чувствительности приемной аппаратуры и превосходной точности движения радиотелескопа, удалось реализовать метод кругового сканирования, позволивший достичь для прилимбовых структур точности измерения круговой поляризации 0,003%-0,005% от уровня излучения спокойного Солнца в интенсивности. Эти спектрально-поляризационные наблюдения коротковолнового радиоизлучения протуберанцев позволили получить независимую оценку магнитных полей в спокойных протуберанцах. К сожалению, выполнение программы было прервано из-за общей разрухи 90-х годов. С тех пор солнечные наблюдения на РТ-22 КрАО не ведутся.

Сравнение радиокарты Солнца, построенной растровым сканированием (слева), и карта окололимбовой зоны, построенная круговым сканированием (справа) (из Топчило, 2007).

Первые работы по обнаружению и исследованию КПК на волнах см диапазона начались под руководством М.М.Кобрина в НИРФИ О.И.Юдиным в 1968 году. В общем потоке солнечного излучения были найдены периоды в диапазоне от нескольких минут до десятков. Эти работы стимулировали поиск таких колебаний и в мм диапазоне. Сотрудники М.М.Кобрина использовали для этого РТ-22 ФИАН, позднее такие работы на этом инструменте проводили сотрудники лаборатории А.П.Молчанова. Результаты наблюдений показали, что КПК, в основном, связаны с излучением активных областей. В мм диапазоне влияние флуктуаций земной атмосферы значительно, и достоверно выявить КПК в излучении спокойных участков на Солнце практически невозможно. К тому же, использование радиотелескопов с недостаточно узкими ДН, в которые попадало много независимо колеблющихся элементов солнечной атмосферы, приводили к сильному сглаживанию наблюдаемых эффектов.

70-80-е годы отмечены дальнейшим развитием и расширением солнечных исследований в нашей стране. Отметим два важных обстоятельства: начались регулярные многоволновые наблюдения Солнца на крупнейшем радиотелескопе РАТАН-600 с высоким угловым разрешением и, второе, стали активно развиваться исследования, в трудной для наблюдений коротковолновой части миллиметрового диапазона, на радиотелескопах РТ-25х2 (ИПФАН) и РТ-7.5 МГТУ им.Баумана.

Радиотелескоп миллиметрового диапазона РТ-7.5 МГТУ им.Баумана был создан, прежде всего, для решения не астрономических задач (построены две таких антенны для работы, по первоначальному проекту, в системе интерферометра). К этому времени уже было твердо установлено, что миллиметровое излучение Солнца (за исключением, может быть, всплесков) генерируется полностью в хромосфере – самой труднодоступной для наблюдений и таинственной (по определению Г.Зирина) области солнечной атмосферы. Астрономы АИ ЛГУ предложили сотрудничество в использовании этого радиотелескопа, и предложение было принято. В декабре 1982 года совместная группа сотрудников АИ ЛГУ и МГТУ им.Баумана успешно пронаблюдали частное солнечное затмение. Наше сотрудничество стало активно развиваться и продолжалось более 30 лет. Огромная заслуга в развитии солнечных наблюдений на РТ-7.5 принадлежит профессору МГТУ Борису Алексеевичу Розанову. Его энтузиазм, большой интерес к солнечной физике сделали РТ-7.5 единственным крупным в нашей стране, регулярно работающим солнечным инструментом на коротких миллиметровых волнах. Для проведения регулярных наблюдений и построения солнечных радиокарт (картографирование) были разработаны пакеты программ управления радиотелескопом, процедуры сканирования (растровое, круговое) и обработки полученных наблюдений (основные исполнители Г.Н.Соловьев (МГТУ) и В.В.Пиотрович(ЛГУ)). Эти программы в дальнейшем неоднократно совершенствовались.

Основная часть наблюдений проводилась на волне 3.4 мм, эпизодически на волне 2.5 мм. Общеизвестны трудности наблюдений в таком диапазоне на радиотелескопе, расположенном на уровне моря, - сильная зависимость от погоды, заметное поглощение сигнала в атмосфере Земли даже при ясной погоде и, особенно, флуктуации этого поглощения. Тем не менее, уже первые пять лет картографирования Солнца обеспечили богатый и интересный материал для изучения хромосферы в спокойных и активных областях. Умеренное угловое разрешение радиотелескопа – 2.5 угл.мин. не дает возможности изучить структуру источников над активной областью. Однако, статистический анализ данных об излучении ЛИ показал хорошую корреляцию плотности потока ЛИ с площадью всей активной области, а не с площадью групп пятен в ней. Так что вклад пятенного источника в излучение ЛИ не превышает 10%, а в ряде случаев над пятнами может быть и понижение яркости (темное пятно). Действительно, затменные наблюдения 11 июля 1991 года не выявили в источнике над активной областью никакой структуры (Nagnibeda, Rozanov, 1997). Для наблюдения затмений по инициативе Б.А.Розанова был создан малый миллиметровый экспедиционный радиотелескоп, в котором для устранения влияния атмосферных флуктуаций применено круговое сканирование диаграммой направленности (около 20 угл.мин.) диска Солнца вокруг его центра так, что за один оборот ДН перекрывает весь диск. С этим инструментом совместная экспедиция АИ СПбГУ и МГТУ пронаблюдали несколько солнечных затмений.

(Слева) Основная команда мм-солнечников Б.А.Розанов, Н.А.Жаркова, М.А.Лукичева, В.Г.Нагнибеда (Справа) Б.А.Розанов с экспедиционным радиотелескопом.

Наиболее результативными оказались наблюдения затмения 11 июля 1991 года, да и само затмение было выдающимся, с длительностью полной фазы более 7 минут. Один из результатов, о структуре ЛИ, упоминался выше. Другой – хорошего качества запись затменной кривой около 2-го и 3-го контактов – затмение оказалось полным и на волне 3.4 мм! По этой кривой было определено распределение радиояркости на солнечном лимбе (в предположении круговой симметрии), показанное на правой части рисунка.

Затменная кривая (слева) и распределение радиояркости на лимбе, полученное из затменной кривой (справа)

90-е годы для солнечной радиоастрономии ознаменовались вступлением в строй уникального радиоинтерферометра на волну 1.76 см в Нобеяма, Япония, который обеспечивает картографирование Солнца с разрешением 10 угл.сек. Данные этого инструмента активно и широко используются. На астрономическом отделении СПбГУ М.А.Лукичева в своей дипломной работе провела детальное сравнение излучения большого числа ЛИ, наблюдавшихся в одно время на РТ-7.5 МГТУ на волне 3.4 мм и на радиогелиографе Нобеяма. Построенные ею корреляционные диаграммы связи между потоком радиоизлучения и плошадью всей АО или с площадью пятен для двух волн наглядно продемонстрировали принципиальное различие между см-ЛИ и мм-ЛИ: в первом случае хорошо коррелируют радиоизлучение и площадь пятен (главенствующая роль пятенной компонентыс магнитотормозным излучением), в другом – радиоизлучение и площадь всей АО (флоккульная компонента (с тепловым тормозным илучением – bremsstrahlung) (Лукичева, 1999).

В последующие годы М.А.Лукичева рассматривала миллиметровое излучение спокойной хромосферы на основе мировых данных об интегральном мм-спектре, собранных в обширном обзоре по миллиметровому излучению Солнца (Нагнибеда, Пиотрович, 1987). Эти результаты привлекли внимание, в частности, Сами Соланки, директора Института Макса Планка для исследований солнечной системы, который предложил М.Лукичевой сотрудничество в развитии радиоастрономической диагностики хромосферной плазмы. В результате был выполнен ряд работ по сопоставлению классических стационарных моделей хромосферы (VAL-FAL модели) и недавно предложенных динамических моделей Карлссона и Штейна (CS модели) (Carlsson, Stein, 1990, 1996). Для динамической модели Лукичева проделала модельные расчеты ожидаемого динамического спектра миллиметрового излучения. Эти расчеты показали, что в результате прохождения акустических волн, возникающих в конвекционной зоне Солнца, через солнечную атмосферу, эти волны, становясь ударными в хромосфере, вызывают кратковременный периодический нагрев плазмы и, соответственно, периодические «вспышки» радиоизлучения. Но поскольку при наблюдениях происходит усреднение большого числа колебаний по диаграмме направленности радиотелескопа, в результате получается непрерывный спектр, хорошо соответствующий реально наблюдаемому.

Для подтверждения таких выводов по инициативе М.А.Лукичевой были выполнены специальные наблюдения Спокойных и активных областей на Солнце на интерферометрической системе BIMA, обеспечивающей на волне 3 мм.угловое разрешение 10 угл.сек. Эти наблюдения подтвердили хорошее соответствие структуры хромосферы в радиоизлучении и в оптических линиях CaII.

Детальный анализ полученных данных показал, что размеры независимо осциллирующих элементов в хромосфере должены быть порядка 1 угл.сек.

Подводя итоги этой темы, уместно привести слова профессора С.Соланки, несомненного авторитета в солнечной физике, написанные им в отзыве на диссертационную работу М.А.Лукичевой (2005). "Мария Лукичева разработала новую диагностику хромосферной плазмы, а именно - излучение миллиметрового диапазона длин волн. Преимущество этого диапазона заключается в том, что излучение чувствительно как к горячему, так и к холодному газу. Поэтому естественно ожидать, что оно будет однозначно отражать весь диапазон температур и скоростей вещества. Таким образом, работа посвящена проблеме, которая является в высокой степени актуальной и центральной для солнечной физики в целом (без понимания солнечной хромосферы наши знания о корональном нагреве останутся неполными, поскольку энергия, переносимая в корону из солнечных недр, проходит через хромосферные слои). Наиболее существенно то, что работа не является стандартной. Я бы, не сомневаясь, назвал ее пионерской. Успехом работы стала демонстрация того, что наблюдения миллиметрового диапазона обладают необходимыми возможностями для получения ответов на открытые вопросы о структуре и динамике солнечной хромосферы. Результаты данной работы имеют большое значение в связи с предстоящим вводом в действие миллиметрового интерферометра ALMA, который сможет обеспечить пространственное разрешение необходимое для полной реализации возможностей данной новой диагностики".

Литература

Апушкинский Г.П., Нагнибеда В.Г. 1970. Вестник ЛУ. №13, 105.

Апушкинский Г.П., Цыганов А.Н. 1972. Солнечные данные. № 8. С. 100.

Ефанов В.А., Кисляков А.Г., Лебский Ю.В., Моисеев И.Г., Наумов А.И. 1972. Изв. Крым. астрофиз. обсерв. Т. 44. С. 137.

Ефанов В.А., Куликов Ю.Ю., Моисеев И.Г., Федосеев Л.И. 1973. Изв. Крым. астрофиз. обсерв. Т. 48. С. 93.

Железняков В.В. 1962. Астрон. журн. Т. 39. С. 5.

Корольков Д.В., Соболева Н.С. 1961. Астрон. журн. Т. 38. С. 647

Молчанов А.П. 1961. Астрон. журн. Т. 38. С. 849.

Нагнибеда В.Г. 1969. Вестник ЛУ, №13, 97.

Нагнибеда В.Г., Пиотрович В.В. 1987. Труды Астрон. обс. Ленингр. ун-та. Т.41. С. 5-47.

Саломонович А.Е. 1962. Астрон. журн. Т. 39. С. 260.

Хангильдин У.В. 1964. Астрон. журн. Т. 41. С. 302.

Carlsson M., Stein R.F. 1995. Astrophys. J. V. 440. P. L29.

Hogbom J. 1974. Astronomy and Astrophysics Supplement, Vol. 15, p.417

Loukitcheva M.A., Nagnibeda V.G. 1999. Proc. 8^th SOHO Workshop, ESA SP-446. P. 451.

Loukitcheva, M., Solanki, S.K., Carlsson, M., Stein, R.F. 2004. Astron. Astrophys. V. 419. P. 747.

Loukitcheva M.A., Solanki S.K., White S. 2006. Astron. Astrophys. V. 456. P. 713

Nagnibeda V. 1968. IAU Symp. N35 "Structure and Development of Solar Active Regions" Reidel Publ.Comp., P.87.

Nagnibeda V., Rozanov B., Solovjev G., Piotrovitch V. 1989. Report Series, Turku Univ., No. 145

Nagnibeda V., Piotrovitch V., Solovjev G. 1989. Proc.XIII Cons.Meet.Solar Phys., v.2.

Nagnibeda V., Rozanov B. 1998. 2^nd Advances in Solar Physics, Euroconf; PASP, v. 155, 416-420

Zirin H. 1996. Solar Phys. V. 169. P. 313.