Источники тонкой временной структуры микроволнового излучения вспышек тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Мешалкина, Наталия Сергеевна

• Мешалкина, Наталия Сергеевна
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Мешалкина, Наталия Сергеевна

1. введение. v

глава 1. программные средства для анализа данных наблюдений.

1.1. Инструментально-методические аспекты исследований вспышек с тонкой временной структурой на ССРТ.

1.2. Программное обеспечение для просмотра и предварительного анализа наборов двумерных изображений.

1.2.1. Функциональные возможности программного комплекса.

1.2.2. Использование программного комплекса при исследовании вспышки 23 сентября 1998 г.

1.3. Локализация ССИ относительно фонового всплеска и относительно магнитного поля.

1.4. Измерение размеров источников субсекундных импульсов

1.5. Результаты главы 1.

глава 2. поляризационные свойства источников тонкой временной структуры.

2.1. Обзор механизмов генерации субсекундных импульсов.

2.2. Исследование типа волны субсекундных импульсов в сантиметровом диапазоне.

2.2.1. Наблюдательные данные.

2.2.2. Результаты и анализ наблюдений.

2.3. Результаты главы 2.

глава 3. исследование дрейфующих всплесков с высоким пространственным разрешением.

3.1. Оценки градиента концентрации и скорости агента излучения на примере 30 марта 2001 г.

3.1.1. Наблюдательные данные.

3.1.2. Количественные оценки параметров субсекундных импульсов и их интерпретация.

3.2. О происхождении микроволновых всплесков U-типа.

3.2.1. Наблюдательные данные.

3.2.2. Анализ наблюдений.

3.2.3. Предполагаемый механизм генерации всплеска U-типа.

3.3. Результаты главы 3.

глава 4. эффекты распространения излучения от jy микроволновых источников субсекундных импульсов.

4.1. Эффекты рассеяния в нижней короне.

4.2. О размерах источников солнечных микроволновых субсекундных импульсов.

4.3. Результаты главы 4.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Источники тонкой временной структуры микроволнового излучения вспышек»

Интерес к исследованию процессов солнечной активности связан как с растущими требованиями к прогнозу геоэффективных явлений, так и с рядом фундаментальных задач физики плазмы, поскольку атмосфера Солнца — природная лаборатория, позволяющая изучать в естественных условиях недоступные лабораторным исследованиям явления, происходящие на звездах. Процессы солнечной активности, порождаемые выходом глубинных магнитных полей, происходят в солнечной короне в чрезвычайно широком диапазоне временных и пространственных масштабов.

Солнечные вспышки — одно из наиболее мощных проявлений солнечной активности, значимых для геофизических процессов. Радионаблюдения позволяют изучать корональные явления на фоне солнечного диска, существенно дополняя и обогащая данные наблюдений в других диапазонах. Они обеспечивают измерения тепловой и нетепловой компонент плазмы в спокойных и возмущенных условиях в короне, вплоть до выбросов корональной массы. Радиоастрономические наблюдения позволяют измерять корональные магнитные поля, дают возможность диагностики температуры и параметров электронов высоких энергий: это один из наиболее чувствительных методов для электронов энергий более 100 кэВ и почти единственный метод изучения источников ускорения частиц и выделения энергии в верхней короне.

О существовании тонкой временной структуры в радиоизлучении вспышек известно в течение нескольких десятилетий. Уже в первых наблюдениях с высоким временным разрешением в 60-х годах XX века на отдельных частотах были обнаружены субсекундные импульсы (ССИ) - интенсивные импульсы излучения продолжительностью менее 1 с, которые накладывались на всплеск большей продолжительности.

ССИ наблюдаются во всех диапазонах радиоизлучения вспышек. ССИ возникают большими сериями (кластерами), количество индивидуальных ССИ во время вспышки может достигать нескольких десятков в микроволновом и нескольких тысяч в метровом диапазоне. Длительность всего события (серии ССИ) может составлять десятки секунд. В серии субсекундные импульсы распределены более или менее нерегулярно как по времени, так и по частоте.

В настоящее время рассматриваются два подхода к интерпретации тонкой структуры радиоизлучения. В первом - ССИ интерпретируются как отклик на отдельные элементарные акты энерговыделения и ускорения частиц, и их большое количество во время вспышки указывает на фрагментацию процессов первичного энерговыделения, т.е. процессов конверсии энергии магнитного поля в энергию частиц плазмы. Во втором подходе импульсный характер тонкой структуры связывается с особенностями генерации радиоизлучения: с влиянием неоднородностей плотности или магнитного поля на пути распространения пучков ускоренных электронов. В этом случае длительность серии ССИ определяется временем существования электронного пучка [22].

ССИ обычно наблюдаются на импульсной фазе вспышки и связаны с нетепловыми электронами, ускоренными в результате первичного энерговыделения. Этим естественно объясняется заметная корреляция свойств ССИ с характеристиками других вторичных излучений, имеющих нетепловую природу -микроволновым континуумом (гиросинхротронное излучение), метровыми всплесками III типа (плазменный механизм), жестким рентгеновским и мягким гамма-излучением (тормозное излучение быстрых электронов) [22, 51].

Хотя, как правило, нет однозначной корреляции временных профилей радиоизлучения на субсекундных временах с рентгеновскими импульсами, но частота появления ССИ согласуется с уярчаниями жесткого рентгеновского излучения. Отсюда можно сделать вывод, что ССИ связаны с процессами ускорения частиц в солнечных вспышках. Следовательно, наблюдения ССИ обладают большим диагностическим потенциалом, в том числе для диагностики параметров плазмы в области энерговыделения.

Ключевую роль при интерпретации вспышечного процесса играют магнитные поля активных областей. Величина магнитного поля в области генерации ССИ может быть определяющей при отождествлении механизма излучения ССИ. Этими обстоятельствами определяется необходимость исследований вспышечных процессов с высоким пространственным и временным разрешением. Изучение тонкой пространственно-временной структуры микроволнового излучения может также стать перспективным методом исследования пространственной структуры вспышечных областей и плазменных процессов, так как импульсы излучения кратковременны и предполагается, что их источники очень компактны: косвенные оценки размеров источников ССИ дают значения

О 1 км [51]. Соответственно, яркостные температуры могут достигать значения 10,5К.

Обратимся к истории исследования всплесков с тонкой временной структурой. Первые события с субсекундными импульсами были обнаружены в 1961 г. в метровом диапазоне на отдельных частотах. Позднее, когда появились данные динамических спектров в метровом и дециметровом диапазонах, оказалось, что формы динамических спектров с тонкой структурой отличаются разнообразием: в частности, наблюдаются всплески с дрейфом по частоте (III тип), всплески со сложной формой частотного дрейфа (всплески U- и N- типов), "зебра"-структуры, спайки (узкополосные бездрейфовые всплески) [93, 65]. Подобные всплески являются отражением кратковременных процессов с малыми пространственными масштабами. Так, ССИ в метровом диапазоне связывают со всплесками III типа, которые характеризуются дрейфом к низким частотам. Их источники находятся на высотах приблизительно 500 ООО км [87], а положения согласуются с траекторией электронных пучков вдоль магнитных силовых линий из вспышечных областей в верхнюю корону и, таким образом, подтверждается их реальная связь с областью ускорения [43].

В последующие годы субсекундные всплески были обнаружены в дециметровом диапазоне [51, 52]. В ряде событий [51] удалось зафиксировать на динамических спектрах одновременные всплески III типа с противоположными направлениями частотного дрейфа, отвечающие ускоряемым вверх и вниз потокам электронов. Области ускорения (на высоте 5 ООО - 35 ООО км) при этом отвечала регистрация узкополосных всплесков без дрейфа - спайков.

До недавнего времени имелись весьма ограниченные сведения о характеристиках и происхождении ССИ в микроволновом диапазоне из-за недостатка данных с достаточно высоким временным разрешением [22, 23, 52, $5, 58, 108]. В микроволновом диапазоне было определено для ряда случаев, что характерные высоты источников не превышают 50 ООО км [33]. Основное отличие спектров в этом диапазоне по сравнению с другими заключается в том, что, как правило, всплески с частотным дрейфом имеют обратное направление дрейфа - в сторону больших частот.

Данные о пространственной структуре и локализации источников ССИ были совершенно недостаточны до настоящего времени. В метровом и дециметровом диапазонах пространственное разрешение существующих радиотелескопов недостаточно для привязки к отдельным вспышечным петлям. Известны лишь несколько наблюдений, в которых определялись относительные положения источников отдельных ССИ в течение вспышки. Положения источников могут существенно меняться [121]. Так, в метровом диапазоне (333МГц) [87] источники разных групп спайков перемещались на 10-25 угл. сек. На 540 МГц [2] была обнаружена разница в положении источников 15 угл. сек. для пиков, разделенных по времени на 100-500 мс. Такие пространственные смещения источников ССИ могут интерпретироваться как подтверждение модели, в которой отдельные ССИ генерируются разными источниками.

Более благоприятны условия для исследования пространственных характеристик в микроволновом диапазоне, в котором ведутся постоянные наблюдения инструментами с высоким пространственным и временным разрешением:

Сибирский солнечный радиотелескоп (Россия) и радиогелиограф Нобеяма (Япония). Кроме этих инструментов было несколько публикаций о наблюдениях ССИ на интерферометрах Toyokawa (Япония), WSRT (Нидерланды) [57], OVRO (США) [72, 81, 82], в которых были сделаны выводы о наличии тонких временных структур в солнечном излучении микроволнового диапазона вплоть до временного разрешения инструментов; о локализации источников ССИ в активных областях; о компактности наблюдавшихся источников и наблюдавшемся в одном случае смещении источника ССИ относительно источника основного всплеска. Сообщения о наблюдении ССИ на радиогелиографе Нобеяма (17 ГГц) появилось в 1994 г. [110]. ССИ наблюдались весьма редко (в ~ 5 % зарегистрированных всплесков). В тех случаях, где было возможно измерение высоты источников, они располагались на небольших высотах (в основаниях магнитных петель); все исследованные источники имели размеры меньше пространственного разрешения инструмента (< 10 угл. сек.).

Основные трудности интерпретации тонкой временной структуры солнечного радиоизлучения в микроволновом диапазоне были связаны с отсутствием спектральных наблюдений. После 1999 г., когда появились первые спектральные данные, оказалось, что и в микроволновом диапазоне формы динамических спектров с тонкой временной структурой также отличаются большим многообразием. Регистрация разных типов динамического спектра указывает, что солнечные субсекундные импульсы не являются однородной группой явлений, и за ними могут стоять различные физические процессы. Таким образом, можно предполагать существование нескольких механизмов генерации, которые могут привести к формированию тонкой структуры солнечного радиоизлучения.

Наиболее интересными являются ССИ с узкополосными мгновенными спектрами. В этих случаях естественно связывать частоту излучения с собственными модами плазмы в источнике и предполагать когерентность механизма генерации, в рамках которого естественно объясняются и взаимосвязаны малые размеры источника и узкая полоса излучения. Полученные таким образом косвенные оценки размера источника (при разумных предположениях о градиентах параметров плазмы в окрестности источника излучения) дают значения порядка сотни километров при наблюдаемой полосе излучения [51].

Уже первые наблюдения на Сибирском солнечном радиотелескопе (ССРТ) [27, 28] показали неожиданный результат - видимые размеры источников ССИ могут иногда значительно превышать ширину диаграммы-радиотелескопа (15 угл. сек. или 10 тыс. км). Была обнаружена зависимость видимых размеров источников от их положения на солнечном диске, которая была объяснена рассеянием электромагнитного излучения на пути распространения. Согласно [48] рассеяние происходит на высотах около 100 тыс. км, где должен быть аномально высокий уровень неоднородностей концентрации плазмы с масштабами порядка 1000 км. Таким образом, наблюдаемые свойства ССИ существенно зависят от условий в корональной плазме на пути распространения излучения.

Чтобы реализовать диагностический потенциал наблюдений тонкой вреI менной структуры радиовсплесков, необходимо определить механизм их генерации. Для объяснения генерации ССИ дециметрового диапазона наиболее популярна и разработана модель электронного циклотронного мазера [3, 4, 5, 22, 78, 98, 99, 101, 114]. Достоинством мазерного механизма является высокий коэффициент преобразования энергии ускоренных частиц в излучение, так как не требуется многостадийного процесса трансформации в электромагнитные волны, как в плазменном механизме. Для его реализации требуются, наряду с неравновесным распределением электронов по скоростям (формированием конуса потерь), высокие значения напряженности магнитного поля и/или небольшие значения плотности плазмы. Поляризация излучения может быть близка к 100%, излучение узкополосное (Аю/оо < 3%).

Для объяснения генерации ССИ с узкой полосой спектра был предложен плазменный механизм [23, 60, 61, 90, 108, 117, 126]. Под плазменным механизмом радиоизлучения в широком смысле понимается двухступенчатый процесс, на первой стадии которого в источнике генерируются собственные моды продольных плазменных колебаний. Вторая стадия состоит в трансформации этих волн в поперечные электромагнитные волны, которые покидают источник и наблюдаются на Земле в виде радиоизлучения [22]. В этом случае, частота генерации определяется значениями плотности плазмы в источнике. Спектр излучения определяется условиями фазового резонанса нетепловых электронов и плазменных колебаний, и излучение может быть достаточно узкополосным. Дрейфующие по частоте (в сторону уменьшения или увеличения частоты) всплески III типа являются индикаторами распространяющихся вдоль градиента плотности соответственно вверх и вниз пучков электронов, и реализация плазменного механизма в таких всплесках не вызывает сомнений.

В случае широкополосных ССИ был предложен гиросинхротронный механизм излучения умеренно-релятивистских электронов (е-гг^с ) [34], движущихся по спирали вдоль линий магнитного поля. Этот механизм не очень требователен к величине магнитного поля и удобен для интерпретации наблюдаемого излучения. Излучение с тонкой временной структурой генерируется плотным электронным потоком, высыпающимся в основание магнитной петли и быстро релаксирующим в плотной плазме оснований.

Диссертация посвящена исследованию физики ССИ в сантиметровом диапазоне. В этом случае всплески генерируются на меньших высотах, часто в замкнутых магнитных петлях, и можно предположить, что они ближе к области основного энерговыделения солнечной вспышки, чем источники ССИ метровых и дециметровых волн.

К началу настоящего исследования творческим коллективом Института солнечно-земной физики СО РАН под руководством Алтынцева А.Т. (в их числе Гречнев В.В., Лесовой С.В., Лисысянь Е.Г., Коновалов С.К., Криссинель Б.Б., Розенраух Ю.М., Тресков Т.А.) были получены следующие результаты в области исследования тонкой временной структуры:

- создан инструментальный комплекс для наблюдений быстропере-менных вспышечных процессов;

- разработан ряд методик обработки данных ССРТ, полученных в быстром одномерном и двумерном режимах, и совместного анализа с данными в других диапазонах излучения; разработан программный комплекс на языке IDL, реализующий эти методики;

- показано, что большие наблюдаемые размеры источников субсекундных импульсов излучения обусловлены аномально высоким рассеянием излучения сантиметрового диапазона в короне; установлена зависимость видимых размеров источников субсекундных импульсов от их расположения на солнечном диске;

- обнаружены события, в которых наблюдается соответствие импульсов излучения на частотах 5.7 ГГц, 17 ГГц и в жестком рентгеновском излучении;

- исследованы пространственные, временные и поляризационные характеристики субсекундных импульсов излучения на частоте 5.7 ГГц на статистически значимом материале и доказано их вспы-шечное происхождение; предложен плазменный механизм их генерации.

Эти результаты составили основу кандидатских диссертаций Коновалова С.К. [10], Лесового С.В. [13], докторской диссертации Гречнева В.В. [7].

Настоящая работа является продолжением этих исследований и направлена на системное изучение природы субсекундных импульсов, их основных характеристик, параметров плазмы, окружающей источник ССИ, связи микроволнового излучения с другими типами на обширном экспериментальном материале.

До настоящего времени природа излучения ССИ до конца не выяснена, хотя и предложен целый ряд теоретических моделей. Адекватность механизмов генерации ССИ трудно проверить, не имея данных о размерах, поляризации, положении источников ССИ на Солнце, а также сведений о динамических спектрах.

С точки зрения используемых данных новыми элементами являются следующие:

1. С 2000 года временное разрешение ССРТ было улучшено с 56 мс до 14 мс, и значительно увеличена чувствительность приемников ССРТ. Наиболее существенным достижением для выполняемой работы стала возможность измерения поляризации субсекундных импульсов.

2. Принципиальным отличием данного исследования является широкое привлечение динамических спектров, получаемых спектрополяримет-рами Национальной Астрономической Обсерватории Академии наук Китая (НАОК, г. Пекин) [71, 80]. Благодаря тому, что обсерватории расположены на близких долготах, времена наблюдений практически перекрываются. Использование динамических спектров НАОК с высоким временным разрешением (до 5 мс), диапазон частот 5.2-7.6 ГГц, перекрывающий рабочую полосу ССРТ, стало возможным с 1999 г.

3. Регистрация ряда событий с дрейфом по частоте на двух частотах одновременно с пространственным разрешением и в сочетании с данными динамических спектров, что позволило впервые разделить временные и пространственные характеристики ССИ.

4. Доступность через Интернет магнитограмм полного диска MDI/SOHO (с 1997 г.), с интервалом между измерениями 96 мин, что повысило точность совмещения микроволновых структур с магнитными.

С методической точки зрения основным отличием данной работы является исследование процессов генерации субсекундных импульсов на основе информации о параметрах плазмы в источнике, которые определялись после локализации источника во вспышечной области. Эта работа потребовала создания новых методик и программных средств обработки и анализа данных ССРТ и других солнечных инструментов. Цель работы заключается в решении следующих основных задач:

1. Создание методик и программных средств для обработки данных ССРТ и совместного анализа с данными различных диапазонов солнечного излучения, а также для локализации источников ССИ во вспышечной области.

2. Исследование пространственных, временных, поляризационных и спектральных характеристик субсекундных импульсов в микроволновом излучении Солнца, их связи со вспышечными явлениями, а также изучение влияния условий распространения излучения на наблюдаемые характеристики ССИ.

3. Идентификация механизмов генерации ССИ на основе определения параметров вспышечной плазмы в источнике ССИ.

Апробация работы.

Основные результаты работы были представлены на следующих научных мероприятиях: <

- Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии», Санкт-Петербург, 2000;

- Международная конференция по физике Солнца, посвященная памяти Г.В. Куклина «Солнечная активность и ее земные проявления» Иркутск, 2000;

- Рабочее Совещание Европейских Солнечных Радиоастрономов "Превращение энергии и ускорение частиц в Солнечной короне", 2001; Российская конференция памяти А.А. Пистолькорса "Радиотелескопы РТ-2002", Пущино, 2002;

Российская конференция "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002;

3-я Российско-китайская конференция по космической погоде, Иркутск, 2002;

10-я Европейское Совещание "Солнечные вариации: от ядра к внешним слоям", Прага, 2002;

Конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003; Всероссийская конференция «Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы», Иркутск, 2003;

4-я Китайско-российская конференция по космической погоде, Шанхай, 2003;

Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной", Москва, 2004;

Международный симпозиум "Многоволновые исследования солнечной активности", Пулково, 2004;

35-я Научная ассамблея международной организации COSPAR Международная конференция "Солнечно-земная физика", Иркутск, 2004; Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике "Взаимодействие полей и излучения с веществом", Иркутск, 2004;

5-я Китайско-российская конференция по космической погоде, Иркутск, 2004;

Семинары Института солнечно-земной физики СО РАН. Практической апробацией явилось успешное выполнение грантов РФФИ

Исследование импульсных потоков ускоренных электронов солнечных вспышек в нижней короне Солнца" (2000-2002 гг.), "Диагностика процессов энерговыделения солнечных вспышек по микроволновому излучению" (20032005 гг.), а также гранта по международному конкурсу РФФИ и Государственного Фонда Естественных Наук (ГФЕН) Китая "Исследование спорадических явлений в микроволновом излучении Солнца с высоким пространственным, временным и частотным разрешением " (2002-2004 гг.).

Практической апробацией полученных в диссертации результатов явилось их использование при мониторинге солнечной активности и выполнении оригинальных исследований, при обработке и анализе данных ССРТ совместно с данными других инструментов. Достоверность полученных результатов подтверждается их согласованностью при использовании разных методик и данных.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения. Объем диссертационной работы составляет 157 страниц, в тексте содержится 39 рисунков и 3 таблицы. Список литературы содержит 126 названий.

Содержание работы

Во Введении показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований взрывной фазы солнечных вспышек, сформулированы задачи исследований, кратко изложено содержание работы, приведены основные результаты, представленные к защите, показаны ее новизна, научная и практическая значимость.

В первой главе рассматриваются методики и программное обеспечение, которые были разработаны для решения поставленных задач и использованы при проведении исследований, изложенных в последующих главах.

Скоординированные наблюдения солнечных вспышек различными инструментами в различных диапазонах длин волн позволяют получать наиболее полную и всестороннюю информацию о соответствующих физических процессах.

Благодаря всемирной сети Интернет, астрономам доступны данные фактически всех наземных и космических обсерваторий, что позволяет проводить исследования на основе комплексных наблюдательных данных.

Выбор языковой базы для обработки и анализа данных важен по следующим причинам: работа с данными ведется в несколько этапов - вначале выполняются просмотр, калибровка и отбраковка данных; затем сравнение с данными других диапазонов; измерение характеристик источников; и, наконец, оценки физических условий, модельные расчеты. Для решения таких задач использовался интерактивный язык IDL (Interactive Data Language), общепринятый для астрофизических исследовательских центров.

Для работы с данными использовались процедуры и функции на языке IDL из библиотеки, разработанной Гречневым В.В., а также программный комплекс, реализующий обработку одномерных и двумерных изображений по данным ССРТ, созданный Лесовым С.В.

В процессе работы использовались также готовые программы из пакета Solarsoft. Библиотека SolarSoft содержит большое количество процедур и функций общего назначения и ориентированных на задачи солнечной физики, доступных через Интернет. Solarsoft содержит несколько сот базовых процедур, а также многие файлы баз данных. Также эта библиотека включает программное обеспечение для обработки и анализа данных различных орбитальных и наземных солнечных инструментов: телескопов на борту ULISSES, CGRO (BATSE), Yohkoh, SOHO, TRACE, RHESSI, GOES и других космических аппаратов; солнечного радиотелескопа Нобеяма (NoRH) и многих других инструментов. Следует отметить, что пакет Solarsoft написан тоже на языке IDL, что позволяет эффективно проводить обработку и анализ данных, обеспечивает возможность работы в интерактивном режиме.

В разделе 1.1 рассматриваются инструментально-методические аспекты регистрации тонкой временной структуры вспышек на ССРТ.

В разделе 1.2 рассмотрен программный комплекс для обработки и анализа двумерных изображений Солнца в разных диапазонах излучения, который позволяет менять масштаб и контраст изображения, а также его фрагментов, выполнять наложения изображений в разных диапазонах излучения, с учетом масштабов карт, их центровки и вращения Солнца, прослеживать эволюцию движения объекта во времени в проекции на поверхность Солнца на статичной последовательности снимков и в режиме просмотра фильмов. Наличие графического интерфейса позволяет быстро и эффективно выполнять требуемые процедуры обработки больших наборов двумерных данных.

Возможности созданного программного комплекса были использованы при исследовании мощной продолжительной вспышки 23 сентября 1998 г. (ЗВ/М7.1) [35]. Наряду с наличием тонкой временной структуры эта вспышка была выбрана для исследования из-за большой площади и продолжительности, а также ряда интересных особенностей в пространственной структуре по мере ее развития.

Для исследования события 23 сентября 1998 г. был собран широкий набор данных с высоким пространственным и временным разрешением, включающий последовательность изображений вспышки в микроволновом излучении, полученных на ССРТ. Значительная часть работы по анализу морфологии и эволюции вспышки проводилась с использованием разработанного автором комплекса программ, описанного выше.

Впервые исследована динамика микроволновых источников на основе двумерных данных Сибирского солнечного радиотелескопа с высоким пространственным разрешением (21 угл. сек.). Привлечение широкого набора данных различных диапазонов солнечного излучения с высоким пространственным и временным разрешением позволило выделить последовательные фазы вспышки. Разработан возможный сценарий вспышки, основанный на анализе динамики микроволновых источников.

Таким образом, впервые удалось изучить возможности ССРТ для наблюдения детальной динамики вспышки. Данная работа была выполнена группой авторов, в их числе Гречнев В.В., Руденко Г.В., Сыч Р.А. Кроме того, она представляла интерес для исследования влияния солнечных вспышек на полное электронное содержание ионосферы Земли [25, 26]. Результаты детального исследования пространственных характеристик этой вспышки были использованы в ряде работ российских и зарубежных авторов [25, 26, 44, 88, 122, 123, 124].

В разделе 1.3 рассмотрена методика локализации источников субсекундных импульсов относительно фонового всплеска и структуры магнитного поля, а также созданное на ее основе программное обеспечение. Это программное обеспечение было использовано при исследованиях типа волны и идентификации механизма генерации ССИ, описанных в главе 2. Данная методика использовалась также в работе [39] для локализации источника "зебра"-структуры.

В разделе 1.4 изложена методика измерения размеров источников субсекундных импульсов и программа, используемая для обработки наблюдательных данных.

Глава 2 посвящена определению моды излучения микроволновых ССИ.

Новизна реализуемого подхода к исследованию субсекундных всплесков заключается в использовании комплекса наблюдательных данных с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением, что создает уникальные возможности для исследования механизмов энерговыделения солнечных вспышек. Характеристики ССИ (малая длительность, высокая яркостная температура, в ряде случаев - узкая полоса частот, малые размеры источников) указывают на большой диагностический потенциал этих событий. Однако до настоящего времени надежно не установлен механизм их генерации.

К настоящему времени разработан ряд различных моделей и механизмов, способных приводить к генерации ССИ. Приведен обзор основных механизмов генерации тонкой структуры, проанализированы их особенности, проведено сопоставление наблюдательных данных с возможными механизмами.

Существенным элементом в физическом понимании и идентификации механизма генерации тонкой ■ структуры является определение типа волны: обыкновенной (О-мода) или необыкновенной (Х-мода) - отличающихся направлением вращения вектора электрического поля относительного ларморов-ского вращения электронов. Радиоисточники с магнитным полем отрицательной полярности (S), излучающие необыкновенную волну, имеют левую поляризацию, и наоборот, генерирующие обыкновенную, имеют правую поляризацию. Таким образом, для определения типа волны необходима информация о магнитном поле, в котором находится источник ССИ, и знаке поляризации источника.

Для всплесков с узкой полосой спектра общепринятой является интерпретация излучения в рамках когерентных механизмов излучения.

Степень поляризации и тип волны зависят от механизма генерации. В случае источников с высокой степенью поляризации, как правило, в качестве механизмов генерации ССИ предлагаются электронно-циклотронный мазер (ЭЦМ) и плазменный механизм. При электронно-циклотронном мазерном механизме радиоизлучение может быть 100 % поляризованным, а доминирующий со е тип волны зависит от отношения—^, где со - плазменная частота, озн - цикон лотронная частота. Этот механизм предполагает излучение на первых гармониках циклотронной частоты, и, следовательно, высокие значения напряженности магнитного поля в источнике на частоте приема ССРТ, так частоте приема 5.7

ГГц для 2 еон соответствует значение напряженности магнитного поля 1000 Гс, для Зо)н- 700 Гс.

В случае плазменного механизма на основной гармонике плазменные волны могут трансформироваться только в обыкновенные волны, т.е. радиоизлучение будет 100 % поляризованным. Знак и степень поляризации электромагнитной волны, излучаемой на второй гармонике плазменной частоты, может варьироваться в широких пределах, и зависит от условий генерации и выхода излучения [67]. Следует отметить, что предпочтительным является излучение на частоте, близкой к двойной плазменной, поскольку требуемая концентрация плазмы в источнике ССИ в этом случае в 4 раза меньше по сравнению с генерацией на первой гармонике (на частоте 5.7 ГГц концентрация в источнике 1011 см"3). Кроме того, в этом случае величина поглощения излучения в окружающей источник плазме значительно меньше - на порядок по сравнению с первой гармоникой.

Опубликованные к настоящему времени результаты определения типа волны (X или О-мода), основанные на косвенных эмпирических правилах определения направления магнитного поля, для микроволновых спайков и всплесков III типа противоречивы. В основном, это связано с отсутствием прямых данных о локализации источников субсекундных импульсов относительно структуры магнитного поля во вспышечной области.

Статистическая обработка большого набора данных ССРТ за период 2000-2003 гг. (92 события) [91] показала, что знак круговой поляризации ССИ, как правило, противоположен знаку поляризации вспышечного микроволнового всплеска. Авторы сделали вывод, что мода волны субсекундных импульсов - обыкновенная, преимущественная мода электромагнитной волны в фоновых всплесках - необыкновенная, т.к. происхождение основного всплеска связано с гиросинхротронным излучением нетепловых электронов. Сделан вывод о корректности использования эмпирического правила «ведущего пятна» для определения знака магнитного поля в источнике ССИ при статистическом анализе. В диссертации этот вывод проверен на более обширном материале - по 162 событиям, которые были зарегистрированы на ССРТ в период июнь 2000 - март 2004. Показано, что 51 % событий имеет низкую степень поляризации (менее 5 %). Большинство событий со степенью поляризации больше 5% находятся в центральной части диска Солнца (долготный интервал 30°Е -г 30°W) и их поляризация по правилу «ведущего пятна» отвечает обыкновенной волне. Однако, в работе [91] не делалась привязка источников ССИ к магнитным полям вспы-шечных областей, и не использовались спектральные наблюдения.

Разработанная в диссертации методика локализации ССИ относительно фонового всплеска и структуры магнитного поля позволила определить моду излучения ССИ прямым способом, и таким образом проверить вывод Лесового и Кардаполовой [91] о генерации, преимущественно, обыкновенной волны. Среди событий с тонкой временной структурой были отобраны такие, где степень поляризации субсекундных импульсов была выше 30 %, и источник ССИ находился в долготном интервале 60°Е -г 60°W. В центральной части диска проекционные эффекты минимальны, а также эффект обращения поляризации из-за квазипоперечного распространения не должен быть существенен. Этому критерию соответствовали 18 событий.

Анализ этих событий показал, что источники субсекундных импульсов с высокой степенью поляризации, находятся вдали от пятен активных областей с большими магнитными полями. Большинство источников ССИ находится настолько близко к нейтральной линии фотосферного магнитного поля (расстояние менее 10 угл. сек.), что определение знака магнитного поля в источнике ССИ не представляется возможным из-за недостаточной точности в совмещении магнитограмм с радиоизображениями ССРТ. В случаях, когда источники ССИ лежат на расстоянии больше 10 угл. сек. (больше ошибки измерений) от нейтральной линии фотосферного магнитного поля, т.е. знак магнитного поля в источниках не вызывает сомнений, удалось определить моду излучения. В этих всплесках субсекундных импульсов излучения, регистрируется, как правило, обыкновенная мода электромагнитного излучения, таким образом, вывод Лесо-вого, Кардаполовой [91] подтвердился.

В целом, величина магнитного поля, над которым локализован ССИ, даже на уровне фотосферы, не превышает нескольких сотен гаусс, и, следовательно, недостаточна для генерации излучения электронным мазерным механизмом. Предпочтительной является генерация излучения на второй гармонике плазменной частоты. Теоретический анализ [100, 119] показывает, что при этом механизме в источнике должна преимущественно возбуждаться О-мода со степенью поляризации до 30 %. В наблюдениях, в некоторых случаях, наблюдаются случаи со степенью поляризации гораздо большей. К росту поляризации до наблюдаемых значений может привести разница в коэффициенте поглощения для обыкновенной волны и необыкновенной волны, если оптическая толщина т на пути распространения излучения значительно больше единицы. Следовательно, наблюдения ССИ с высокой степенью поляризации могут рассматриваться как признак существенного влияния плазмы, окружающей источник, на характеристики регистрируемой волны.

Глава 3 посвящена анализу дрейфующих всплесков в микроволновом диапазоне, которые традиционно связывают с потоками ускоренных электронов, распространяющихся из областей ускорения по магнитным силовым линиям в короне Солнца.

На основе анализа динамических спектров, полученных в Национальной Астрономической Обсерватории Китая, события с тонкой временной структурой можно разделить на различные типы, имеющие различное происхождение: узкополосные бездрейфовые, так называемые спайкоподобные всплески, всплески с дрейфом по частоте, мгновенные спектры которых менее 120 МГц, и широкополосные, перекрывающие всю полосу частот поляриметра от 5.2 до

7.6 ГГц.

В разделе 3.1 обсуждаются особенности дрейфующих ССИ, в частности, причины большого разброса значений скоростей частотного дрейфа.

Отличительной чертой одномерного режима на ССРТ является возможность наблюдения в некоторых случаях (это зависит от локального времени регистрации) источников ССИ на двух близких частотах одновременно. В случае дрейфующих микроволновых всплесков это позволило впервые определить независимо как скорость движения источника излучения по вспышечной петле,, так и величину градиента концентрации плазмы на его пути.

Показано, что полученные из наблюдений оценки градиента концентрации не согласуются с обычно используемыми расчетами по барометрической формуле при разумных предположениях о температуре плазмы во вспышечных петлях.

Особенностью дрейфующих всплесков в сантиметровом диапазоне по сравнению со всплесками Ш-типа в метровом и дециметровом диапазонах является большой разброс значений скоростей дрейфа, причем, как правило, это всплески с так называемым "обратным дрейфом" (в сторону больших частот).

Скорость частотного дрейфа определяется скоростью изменения концентрации плазмы, градиентом концентрации плазмы в источнике ССИ, скоростью пучков электронов, которую можно записать следующим образом (при условии, что излучение генерируется на второй гармонике плазменной частоты): где — скорость роста концентрации, — градиент концентрации, v -dt dl скорость электронного пучка. Появление частотного дрейфа связывается со вторым членом в этом уравнении.

В событии 30 марта 2001 г. во время микроволнового всплеска наблюдались 69 субсекундных импульсов, которые можно сгруппировать в пять кластеров с длительностью 10-20 с. Оценки скорости дрейфа в диапазоне частот 5.2-7.6 ГГц дали значения -10 до 20 ГГц/с.

Распределение по скоростям дрейфа в течение первых двух кластеров разбивается на две ветви, расходящиеся от среднего значения ( ~ 6 ГГц/с). В третьем кластере в начальной стадии роста скорости дрейфа субсекундные структуры не наблюдались и видна только фаза спада скорости дрейфа. В последних кластерах виден только дрейф, близкий к среднему значению.

Зная величины смещений источников ССИ и скорости дрейфа, полученные из наблюдательных данных, и принимая скорость роста концентрации равной 6 ГГц, были получены значения скоростей пучков.

Все субсекундные импульсы можно разделить на две группы по значениям скоростей излучающего агента. Большинство импульсов отвечает абсолютным значениям скорости излучающего агента до 5.0х109см/с (т.е. с энергиями электронов ниже 10 кэВ). Во вспышечной плазме с температурой 107 К плотность нетепловых электронов должна быть слишком велика, чтобы обеспечить достаточную эффективность когерентных механизмов излучения. В этой части событий скорости настолько малы, что не согласуются с представлениями о генерации излучения пучками электронов. В этих случаях можно предполагать генерацию излучения в локальных областях магнитных трубок с изменяющейся во времени плотностью плазмы.

Во второй группе скорости излучающего агента варьируются от -2x1010 до -5.0x109 и от 5.0x109 до 2.4x1010 см/с, причем положительные значения скоростей наблюдаются у большинства событий, т.е. пучки электронов распространяются в направлении к поверхности Солнца. В этой группе импульсов значения скоростей дрейфа много больше или меньше средней величины, что можно объяснить следующим образом: процесс нестационарного магнитного пересоединения сопровождается накоплением плазмы в области токового слоя, приносимой с вмороженным магнитным полем с некоторой средней скоростью, которой соответствует скорость частотного дрейфа = 6 ГГц/с.

Отклонения величин частотного дрейфа отдельных импульсов от среднего значения можно связать с распространением пучков электронов из области ускорения с разными скоростями через область с растущей во времени плотностью. Скорость частотного дрейфа определяется скоростью пучков электронов.

В разделе 3.2 рассматривается природа дрейфующих всплесков U-типа. Это частный случай дрейфующих всплесков, в которых форма динамического спектра в виде буквы U связывается с распространением пучка электронов через вершину замкнутой петли, где плотность плазмы минимальна, и как следствие, минимальна частота генерации, т.е. частота излучения вначале падает, а затем растет. Следовательно, регистрация таких всплесков во время вспышек рассматривается как указание на замкнутость магнитной конфигурации, в которой распространяются ускоренные электроны.

В наблюдениях с пространственным разрешением источники, регистрируемые на одной частоте, но на разных ветвях U-структуры на динамическом спектре, должны быть в этом случае смещены в разные стороны относительно нейтральной линии магнитного поля, а расстояние между ними может быть порядка размера вспышечной области и превышать пространственное разрешение интерферометра. Отметим, что известны результаты единичных наблюдений в дециметровом диапазоне, которые согласуются с описанной выше схемой [42, 45].

Нам удалось найти 4 дрейфующих всплеска U-типа, ветви которых на динамических спектрах пересекают полосу приема ССРТ. Полная ширина полосы импульсов находилась в пределах 0.2 - 1.0 ГГц или 10% от средней частоты излучения. Мгновенная ширина полосы излучения составляла 1-5% от полной ширины. Скорость дрейфа в разных импульсах отличалась на порядок по абсолютной величине в пределах от 1 до 10 ГГц/с. Длительность интервала между моментами регистрации на 5.7 ГГц разных ветвей U-структуры находилась в пределах от 50 до 270 мс.

Детальный анализ данных показал, что традиционная интерпретация U-всплесков сталкивается с трудностями. Разница положений источников в различных ветвях U-структуры оказалась меньше 3 тыс. км, и они были расположены по одну сторону от нейтральной линии магнитного поля на расстоянии более 7 тыс. км. Таким образом, предположение о том, что точка максимума на динамическом спектре соответствует локализации источника вблизи вершины вспышечной петли, не согласуется с наблюдательными данными. Противоречит также традиционной интерпретации и одинаковый знак круговой поляризации излучения из разных ветвей U-структуры.

Эти обстоятельства делают необходимым разработку новых механизмов генерации U-структур в сантиметровом диапазоне, ключевой особенностью которых является замена статической магнитной петли на динамическую структуру. В частности, проанализирована возможность генерации U-всплеска из-за изменений плотности плазмы в небольшой части вспышечной петли вследствие ее локального импульсного нагрева. Существование таких областей локального нагрева подтверждается наблюдениями ярких точек во вспышечных структурах в мягком рентгене [24, 64, 69, 86]. На основе оценок динамики температуры, давления в нагреваемой части петли, и, как следствие, изменения плотности плазмы показана непротиворечивость такой схемы и ее согласие с наблюдательными данными.

Глава 4 посвящена исследованию эффектов распространения излучения от микроволновых источников ССИ.

Микроволновые субсекундные импульсы представляют особый интерес для изучения эффектов распространения излучения в нижней короне Солнца. Косвенная оценка размеров источников ССИ может быть получена по наблюдениям ССИ без пространственного разрешения из ширины полосы излучения, что приводит к типичным значениям размера менее одной угловой секунды и, следовательно, к очень высоким яркостным температурам до 1015 К [51]. Сочетание короткой длительности и узкополосности ССИ с малыми размерами источника позволяет рассматривать их как пробный источник для изучения свойств среды распространения радиоволн.

Ранее на Сибирском солнечном радиотелескопе был выполнен ряд наблюдений размеров источников субсекундных импульсов в одномерном режиме наблюдений с временным разрешением 56 мс [31]. Было обнаружено, что видимые размеры источников зависят от их положения на диске Солнца и могут достигать до 10 угл. сек. в центре диска и до 50 угл. сек на лимбе. Был сделан вывод, что на наблюдаемые размеры источников влияют эффекты распространения, а именно: эффект рассеяния излучения на флуктуациях концентрации плазмы в нижней короне (растет длина пути излучения в рассеивающем слое).

В главе 4 приводятся результаты исследования размеров ССИ на выборке из большого набора данных (162 микроволновых всплеска, зарегистрированных на Сибирском солнечном радиотелескопе в период 23 цикла солнечной активности).

Для анализа были выбраны случаи с такими условиями наблюдений, когда отношение ширины диаграммы направленности (ДН) ССРТ к угловому расстоянию, измеряемому на небесной сфере между лучами ДН на соседних частотах, было более трех, так как три - это минимальное количество точек для аппроксимации отклика распределением Гаусса. Этому критерию удовлетворяли 22 события. С использованием этого более жесткого критерия точность измерений была повышена относительно предыдущих измерений [23*] примерно в 2 раза. В предыдущей работе, сделанной по данным 22 цикла, события отбирались по следующему критерию: отношение ширины ДН ССРТ к угловому расстоянию, измеряемому на небесной сфере между лучами ДН на соседних частотах, было более 1.5.

Наше исследование показало, что размеры ССИ возрастают по направлению к лимбу солнечного диска. Полученные результаты согласуются с зависимостью, полученной в 22 цикле, и подтверждают вывод об аномально высоком уровне плазменной турбулентности в нижней короне (на высотах до 100 ООО км). Указанная выше тенденция (глава 2) к уменьшению степени поляризации источников ССИ, расположенных вне центральной части солнечного диска связана с условиями распространения излучения. Этот эффект был обнаружен для более низких частот [41, 75].

Таким образом, видимые размеры источников ССИ определяются рассеянием, и не противоречат общепринятым представлениям о чрезвычайно малых их реальных размерах и высоких яркостных температурах. Полученные результаты показывают, что угловое уширение из-за рассеяния накладывает существенные ограничения на наблюдения тонкой пространственной структуры в сантиметровом диапазоне, что представляет большой интерес для разрабатываемых проектов новых радиогелиографов.

В ранних работах [36, 109] было обращено внимание на присутствие в форме источника подножия (расширения основания одномерного распределения яркости ССИ), превышающего в несколько раз уровень боковых лепестков. В нашем наборе данных это подножие наблюдалось в третьей части случаев. В работе предложена гипотеза о том, что появление подножия связано с отражением излучения источника ССИ от плотных нижележащих слоев плазмы. Подобная гипотеза была выдвинута ранее при наблюдениях кратковременных событий в метровом диапазоне, чтобы объяснить эхоподобные всплески во бытий в метровом диапазоне, чтобы объяснить эхоподобные всплески во всплесках III типа. [1].

Научная новизна.

Новизна полученных результатов обусловлена, во-первых, уникальными возможностями ССРТ - длительными ежедневными наблюдениями событий с тонкой временной структурой микроволнового излучения с высоким временным и пространственным разрешением, и, во-вторых, привлечением динамических спектров Национальной Астрономической Обсерватории (г. Пекин, Китай), перекрывающих рабочую частоту и время наблюдений на ССРТ.

Наблюдения всплесков субсекундной длительности в 23 цикле солнечной активности позволили впервые:

- провести классификацию тонкой структуры, регистрируемой на ССРТ, по форме динамических спектров;

- оценить параметры плазмы и ускоренных электронов в источнике, а именно определить независимо скорость агента излучения по вспышечной петле и градиент плотности плазмы на пути его движения;

- показать, что частотный дрейф во всплеске U-типа связан не с движением пучков электронов по магнитной петле согласно традиционным представлениям, а с динамикой нагрева плазмы в локальных областях вспышечной петли.

Создано программное обеспечение на языке IDL, предназначенное для обработки и анализа данных в различных диапазонах излучения. Этот программный комплекс содержит большое количество функциональных возможностей для работы с двумерными изображениями. Разработана методика и программное обеспечение для измерения размеров источников и для локализации ССИ относительно структуры магнитного поля, что позволило впервые определить прямым методом моду излучения.

Основные результаты диссертационной работы:

1. Создан комплекс программ для обработки и совместного анализа данных ССРТ и других диапазонов солнечного излучения, который используется при исследовании динамики микроволновых источников вспышек. В частности, с его помощью впервые был разработан возможный сценарий мощной продолжительной вспышки, наблюдаемой на ССРТ в двумерном режиме наблюдений. Разработана методика и программное обеспечение для определения размеров источников ССИ и для локализации источников ССИ относительно структуры магнитного поля. Архив данных наблюдений тонкой временной структуры 2000-2004 гг. дополнен динамическими спектрами по радиоспектрографическим наблюдениям НАОК, а также данными других диапазонов излучения.

2. Показано, что источники ССИ располагаются вблизи нейтральной линии фотосферного магнитного поля. Такое расположение указывает на локализацию источников в вершинах магнитных петель. Во всплесках ССИ, знак магнитного поля в источниках которых не вызывает сомнений (удаленных от нейтральной линии), как правило, регистрируется обыкновенная мода микроволнового излучения.

3. Впервые проведен анализ наблюдений дрейфующих микроволновых всплесков миллисекундной длительности одновременно на двух частотах с пространственным разрешением. Эти данные позволили впервые определить независимо скорость движения источника излучения по вспы-шечной петле и градиент плотности плазмы на пути его движения. Показано, что для сантиметровых всплесков неприменимы оценки градиента концентрации вспышечной плазмы короны по барометрической формуле, которые используются при интерпретации метровых и дециметровых всплесков.

4. Оценки значений концентрации плазмы (1011 см"3) и магнитного поля (менее 1 кГс) в источниках ССИ, полученные из наблюдательных данных, указывают, что излучение ССИ генерируется на частотах близких ко второй гармонике плазменной частоты, в согласии с ранними предположениями.

5. Обнаружено, что частотный дрейф излучения во всплеске U-типа в см-диапазоне, отражающий изменение концентрации плазмы в источнике, связан, в ряде случаев, не с движением пучков электронов по магнитной петле согласно традиционным представлениям, а с динамикой импульсного нагрева плазмы в локальных областях вспышечной петли.

6. На наборе данных, полученных во время 23 солнечного цикла, подтвержден эффект увеличения видимых размеров источников ССИ с их удалением от центра солнечного диска. Эти результаты согласуются с гипотезой об аномально высоком уровне флуктуаций плотности плазмы в турбулентной атмосфере активной области.

Научное и практическое значение работы.

Разработаны методика и программное обеспечение, позволяющие локализовать источник ССИ относительно фонового всплеска и структуры магнитного поля с точностью не хуже 10 угл.сек. Разработан и внедрен программный комплекс для обработки и совместного анализа данных в различных диапазонах солнечного излучения.

Исследования субсекундных импульсов дали новые сведения о генерации и распространении микроволнового излучения в короне. Эти сведения важны для построения моделей и теории субсекундных импульсов в излучении Солнца, а также изучения процессов трансформации энергии во время вспышек.

Экспериментально установленное (на новом наборе данных и при более строгом отборе) аномальное рассеяние излучения сантиметрового диапазона на турбулентных неоднородностях плотности в нижней короне подтверждает возможность оценки параметров турбулентности в короне и накладывает ограничения на разрешение тонкой пространственной структуры в сантиметровом диапазоне. Это обстоятельство должно учитываться при проектировании крупных радиотелескопов и интерпретации наблюдений с высоким пространственным разрешением.

Показана эффективность совместного использования радиоизображений ССРТ с данными, получаемыми в других диапазонах излучения для исследовании морфологии и эволюции солнечных вспышек.

Разработанные методики могут быть использованы при дальнейших исследованиях тонкой временной структуры и при решении других задач солнечной физики.

Полученные результаты используются в совместных научных программах с Национальной Астрономической Обсерваторией Китайской Академии наук (г. Пекин, Китай).

Личный вклад автора.

Во всех исследованиях автор принимал участие в постановке задачи, обсуждении и интерпретации полученных результатов.

Автору принадлежит: обработка архива данных наблюдений на ССРТ (события с тонкой временной структурой), а также создание архива, включающего соответствующие данные других диапазонов излучения, а также радиоспектрографические данные за период 2000-2004 гг.

При обработке наблюдательных данных и определении параметров ис точников ССИ использовалось разработанное автором программное обеспече ние.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Мешалкина, Наталия Сергеевна

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ РАБОТЫ:

1. Создан комплекс программ для обработки и совместного анализа данных ССРТ и других диапазонов солнечного излучения, который используется при исследовании динамики микроволновых источников вспышек. В частности, с его помощью впервые был разработан возможный сценарий мощной продолжительной вспышки, наблюдаемой на ССРТ в двумерном режиме наблюдений. Разработана методика и программное обеспечение для определения размеров источников ССИ и локализации источников ССИ относительно структуры магнитного поля. Архив данных наблюдений тонкой временной структуры 2000-2004 гг. дополнен динамическими спектрами по радиоспектрографическим наблюдениям НАОК, а также данными других диапазонов излучения.

2. Показано, что источники ССИ располагаются вблизи нейтральной линии фотосферного магнитного поля. Такое расположение указывает на локализацию источников в вершинах магнитных петель. Во всплесках ССИ, знак магнитного поля в источниках которых не вызывает сомнений (удаленных от нейтральной линии), как правило, регистрируется обыкновенная мода микроволнового излучения.

3. Впервые проведен анализ наблюдений дрейфующих микроволновых всплесков миллисекундной длительности одновременно на двух частотах с пространственным разрешением. Эти данные позволили впервые определить независимо скорость движения источника излучения по вспы-шечной петле и градиент плотности плазмы на пути его движения. Показано, что для сантиметровых всплесков неприменимы оценки градиента концентрации вспышечной плазмы короны по барометрической формуле, которые используются при интерпретации метровых и дециметровых всплесков.

4. Оценки значений концентрации плазмы (1011 см'3) и магнитного поля (менее 1 кГс) в источниках ССИ, полученные из наблюдательных данных, указывают, что излучение ССИ генерируется на частотах близких ко второй гармонике плазменной частоты, в согласии с ранними предположениями.

5. Обнаружено, что частотный дрейф излучения во всплеске U-типа в см-диапазоне, отражающий изменение концентрации плазмы в источнике, связан, в ряде случаев, не с движением пучков электронов по магнитной петле согласно традиционным представлениям, а с динамикой импульсного нагрева плазмы в локальных областях вспышечной петли.

6. На наборе данных, полученных во время 23 солнечного цикла, подтвержден эффект увеличения видимых размеров источников ССИ с их удалением от центра солнечного диска. Эти результаты согласуются с гипотезой об аномально высоком уровне флуктуаций плотности плазмы в турбулентной атмосфере активной области.

Очевидно, что использование данных с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением открывает новые перспективы в исследованиях динамики источников радиовсплесков с тонкой временной структурой и, как следствие, в исследованиях фрагментации вспышечного энерговыделения.

На настоящий день остаются нерешенными целый ряд вопросов, связанных с солнечными субсекундными импульсами: происходят ли "элементарные" акты энерговыделения и ускорения частиц случайно, независимо друг от друга или этот процесс каким-то образом организован?

Представляют ли солнечные ССИ однородную группу явлений? Ведь свойства ССИ сильно варьируются и могут быть объяснены в рамках различных моделей и механизмов радиоизлучения. В этом плане представляется актуальным дальнейшее исследование теоретических механизмов излучения.

Почему только небольшой процент рентгеновских вспышек сопровождается ССИ? Несмотря на то, что систематические различия между рентгеновскими всплесками сопровождающимися и не сопровождающимися ССИ были установлены давно, спектральные свойства рентгеновского излучения недостаточно изучены. Во многих событиях часть рентгеновских пиков очень тесно коррелирована с радиоизлучением субсекундных импульсов, тогда как другие вообще ими не сопровождаются. Отсюда был сделан вывод, что некоррелированные рентгеновские пики генерируются в другой петле, однако прямые подтверждения такой модели отсутствуют. Нельзя исключить, что причина здесь не в различных источниках, а в природе самого процесса генерации тонкой структуры [22].

Мало изучены спектральные свойства ССИ. Недостаточно подробно известны свойства гармонических полос излучения тонкой временной структуры (в тех случаях, когда присутствует гармоническая структура). Какова их природа?

Наличие корреляции между ССИ и микроволновым континуумом и мягким излучением проанализировано в значительно меньшей степени, чем в случае с жестким рентгеном.

Важную роль играют одновременные наблюдения с высоким пространственным, спектральным и временным наблюдением, которые позволят исследовать форму спектральных линий и их динамику, определить размер, положение ССИ относительно сопутствующего всплеска и вспышечной петли.

Как видим, исследование этих вопросов является крайне актуальным и существенно продвинет возможности диагностики солнечной плазмы как в источнике, так и на пути распространения излучения в короне Солнца.

Автор хочет выразить благодарность всему коллективу Радиоастрофизического отдела ИСЗФ СО РАН за всестороннюю помощь в течение всего времени работы над диссертацией. Значительная часть работы является результатом коллективных усилий. Особую благодарность автор хотел бы выразить своему научному руководителю А.Т. Алтынцеву.

Также автор благодарен Сычу Р.А., Кузнецову А.А., Занданову В.Г., Jle-совому С.В., Просовецкому Д.В., Леденеву Г.В., Максимову В.П., Лубышеву Б.И. и всем коллегам за интересные, полезные дискуссии и рекомендации. Особую благодарность автор хотел бы выразить Смолькову Г.Я. за вдохновляющую поддержку и конструктивные замечания. Автор глубоко признателен Гречневу В.В. за ценные консультации при решении проблем, связанных с программным обеспечением.

Хотелось бы поблагодарить также наблюдателей ССРТ, Кардаполову Н.Н. и Лесового С.В., благодаря которым была создана база данных по событиям с тонкой временной структурой, на основе которой и были сделаны все исследования.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Мешалкина, Наталия Сергеевна, 2005 год

1. Абранин Э.П., Базелян JLJL, Цыбко Я.Г. Параметры динамического спектра солнечных декаметровых радиовсплесков 1.d типа с эхокомпонентами // Астрономический журнал. 1996. Т. 73(6). С. 939-946

2. Алексеев В.А. и др. Радиоинтерферометрические наблюдения солнечных всплесков в дециметровом диапазоне с миллисекундным временным разрешением //Изв. Вузов Сер. Радиофизика. 1997. Т. 40. С. 1063

3. Власов В.Г., Алтынцев А.Т., Кузнецов А.А. Генерация солнечных спайков на мазерном циклотронном резонансе в неоднородной плазме // Препринт ИСЗФ СО РАН № 1-99. Иркутск. 1999. 14 С.

4. Власов В.Г., Кузнецов А.А. Влияние неоднородностей солнечной короны на генерацию дециметровых спайков на мазерном циклотронном резонансе // Вестник/Научный журнал. Иркутск. Изд-во ИрГТУ. 2000. Т. 8. С. 134

5. Власов В.Г., Кузнецов А. А., Алтынцев А.Т., Моделирование миллисекундных радиовсплесков в солнечной короне // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Новосибирск. 2002. С. 114

6. Гинзбург В.Л., Железняков В.В. О возможных механизмах спорадического солнечного радиоизлучения (излучение в изотропной плазме) // Астрономический журнал. 1958. Т. 35. С. 694.

7. Гречнев В.Г. Радиоинтерферометрические исследования вспышечных процессов с тонкой временной структурой микроволнового излучения // Диссертация д.ф.-м.н. Иркутск. ИСЗФ СО РАН. 1999. 329 С.

8. Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет //М. "Наука". 1964. 560 С.

9. Железняков В.В. Излучение в астрофизической плазме // М."Янус-К". 1997. 528 С.

10. Коновалов С.К. Информационно-измерительные системы сбора данных и контроля параметров Сибирского солнечного радиотелескопа // Диссертация к.ф.-м.н. Иркутск. ИСЗФ СО РАН. 1997. 151 С.

11. Кузнецов А.А., Власов В.Г. Влияние неоднородностей магнитного поля и концентрации плазмы на распространение и усиление радиоизлучения в солнечной короне //Изв. Вузов Радиофизика. 2002. Т. 45. С. 928

12. Кузнецов А.А., Власов В.Г. Солнечные миллисекундные спайки как отражение крупно- и мелкомасштабных неоднородностей корональной плазмы // Астрономический журнал. 2003. Т. 80(1). С. 1-10

13. Лесовой С.В.~Исследования микроволнового излучения Солнца на ССРТ с помощью акустооптического приемника // Диссертация к.ф.-м.н. Иркутск. ИСЗФ СО РАН. 1998. 117 С.

14. Лотова Н.А. Радиоастрономические исследования неоднородной структуры околосолнечной плазмы // Успехи физ. Наук. 1968. Т. 95(2). С. 293-312

15. Лубышев Б.И., Тресков Т.А. ССРТ: основные формулы для обработки данных наблюдений Солнца // Препринт ИСЗФ № 4-96. Иркутск. 1996. 52 С.

16. Напьер П.Дж., Томпсон А.Р., Экере Р.Д. Большая антенная решетка: Конструкция и характеристики современного радиотелескопа апертурного синтеза // ТИИЭР. 1983. Т. 71(11). С. 78-110

17. Смольков Г.Я. Крестообразная система апертурного синтеза // Изв. вузов. Радиофизика. 1983. Т. 26. № 11. С. 1403-1427

18. Смольков Г.Я., Тресков Т.А., Криссинель Б.Б., Потапов Н.Н. Основные проектные параметры Сибирского солнечного радиотелескопа // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. Наука. 1983. Т. 64. С. 130148

19. Смольков Г.Я., Тресков Т.А., Криссинель Б.Б., Потапов Н.Н. Сибирский Солнечный Радиотелескоп // Исследования по геомагнетизму,аэрономии и физике Солнца. 1986. Т. 64. С. 131-147

20. Степанов А. В. Электромагнитная конусная неустойчивость и солнечное радиоизлучение всплесков IV типа // Письма в АЖ. 1978. Т. 4. С. 193

21. Флейшман Г.Д., Мельников В.Ф. Солнечные миллисекундные радиоспайки//УФН. 1998. Т. 168(12). С. 1265-1301

22. Чернов Г.П. Морфологические характеристики солнечных радиовсплесков типа «спайк» //Астрономический журнал. 1977. Т. 54. С. 10811101

23. Acton L.W., Feldman U., Bruner M.E., Doschek G. A., Hirayama Т., Hudson H. S., Lemen J. R., Ogawara Y., Strong K.T., Tsuneta S. The morphology of 20 X 10 exp 6 К plasma in large non-impulsive solar flares // PASJ. 1992. V. 44. P. 71

24. Afraimovich E.L., Altyntsev A.T., Grechnev V.V., Leonovich L.A. Ionospheric effects of the solar flares as deduced from global GPS network data // Advances of Space Research. 2001. V. 7. P. 1333-1338

25. Altyntsev А. Т., Grechnev V. V., Zubkova G. N., Kardapolova N. N., Lesovoi S. V., Rosenraukh Yu. M., Treskov T. A. SSRT: First results of millisecond spike observations // Space Science Reviews. 1994. V. 68. P. 251-252

26. Altyntsev А. Т., Grechnev V. V., Zubkova G. N., Kardapolova N. N., Lesovoi S. V., Rosenraukh Yu. M., Treskov T. A. results // Astronomy and Astrophysics. 1995. V. 303. P. 249-254

27. Altyntsev A. Т., Grechnev V. V., Konovalov S. K., Lesovoi S. V., Lisysi-an E. G., Rosenraukh Yu. M., Treskov T. A., Magun A. On the apparent size of solar microwave spike sources // Astrophysical Journal. 1996. V. 469. P. 976-987

28. Altyntsev A.T., Grechnev V.V., Hanaoka Y., On the microwave spike emission in the September 6, 1992 flare // Solar Physics. 1998. V. 178. P. 575-589

29. Altyntsev A.T., Grechnev V.V., Nakajima H., Fujiki K., Nishio M., Prosovetsky D.V. The limb flare* of November 2, 1992: physical conditions and scenario // Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1999. V. 113. P. 415427

30. Altyntsev A.T., Nakajima H., Takano Т., Rudenko G.V. On the origin of subsecond pulses at 17 GHz // Solar Physics. 2000. V. 195. P. 401-420

31. Altyntsev А. Т., Sych R. A., Grechnev V. V., Meshalkina N. S., Rudenko G. V. A flare of 23 September 1998: relation between temporal and spatial structures // Solar Physics. 2002. V. 206. P. 155

32. Altyntsev А. Т., Lesovoi S. V., Meshalkina N. S., Sych R. A., Yan Yihua. The microwave subsecond pulse of September 17, 2001: The spectrum, location andsize of the source // Astronomy and Astrophysics. 2003. V. 400. P. 337

33. Altyntsev A.T., Kuznetsov A.A., Meshalkina N.S., Yan Y. On the origin of microwave type U-bursts // Astronomy and Astrophysics. 2003. V. 411. P. 263

34. Altyntsev A.T., Kuzntesov A.A., Meshalkina N.S., Rudenko G.V., Yihua Yan. On the origin of microwave zebra pattern // Astronomy and Astrophysics. 2005. V. 431(3). P. 1037

35. Armstrong J.W., Coles W.A., Kojima M., Rickett B.J. Observations of field-aligned density fluctuations in the inner solar wind // Astrophysical Journal. 1990. V. 358. P. 685-692

36. Aschwanden M.J. The polarization of decimetric pulsations. Solar Phys. 1986. V. 104. P. 57

37. Aschwanden M.J., Bastian T.S., Benz T.S., Brosius J.W. Decimetric solar type U bursts VLA and PHOENIX observations // Astrophysical Journal. 1992. V. 391. P. 380

38. Aschwanden M.J. Particle acceleration and kinematics in solar flares // Space Science Reviews. 2002. V. 101. P. 1-240

39. Aschwanden Markus J. Astrophysics in 2002 // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2003. V. 807(115). P. 514

40. Aurass H., Klein K.L. Spectrographic and imaging observations of solar type U radio bursts // Astronomy and Astrophysics Supplement series. 1997. V. 123. P. 279

41. Bardakov U.M. // Soviet J.Plasma Phys. 1985. V. 11. P. 699

42. Bastian T.S. Angular scattering of solar radio emission by coronalturbulence // Astrophysical Journal. 1994. V. 426. P. 11A

43. Bastian T. S. Angular scattering of radio waves: implications for mode coupling in the solar corona // Astrophysical Journal. 1995. V. 439. P. 494-498

44. Bastian, T. S., Gary, D. E., White, S. M. New Frontiers of Solar Physics: Broadband Imaging Spectroscopy with the Frequency-Agile Solar Radiotelescope // Report to the Astronomy and Astrophysics Survey Committee. 1999. V. 194. P. 1603

45. Bastian, T. S. The Frequency Agile Solar Radiotelescope // Advances in Space Research. 2003. V. 32(12). P. 2705-2714

46. Benz A.O. Radio spikes and the fragmentation of flare energy release // Solar Physics. 1985. V. 96. P. 357

47. Benz A.O. Millisecond radio spikes // Solar Physics. 1986. V. 104. P. 99-110

48. Benz A. O., Guedel, M. Harmonic emission and polarization of millisecond radio spikes // Solar Physics. 1987. V. 111. P. 175

49. Benz A. O., Magun A., Stehling W., Su H. Electron beams in the low corona //SolarPhysics. 1992. V. 141. P. 335

50. Benz A. O., Su H., Magun A., Stehling W. Millisecond microwave spikes at 8 GHz during solar flares // Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1992. V. 93. P. 539-544

51. Benz A.O. Electron beams in the low corona // Solar Physics. 1992. V. 141. P. 335-346

52. Bregman I.D. Netherlands Foundation for Radioastronomy // 1980. Report No. 330

53. Bruggmann G., Magun A., Benz A. O., Stehling W. Solar flare microwave observations with high spectral resolution // Astronomy and Astrophysics. 1990. V. 240. P. 506-510

54. Caroubalos С., Poquerusse M., Bougeret J.-L., Crepel R. Radio evidence for a magnetic mirror effect on beams of subrelativistic electrons in the solar corona // Astrophysical Journal. 1987. V. 319. P. 503

55. Chernov G. P. Generation of solar radio spike bursts by electron fluxes // Astronomicheskii Zhurnal. 1978. V. 55. P. 572-585

56. Chernov G. P. Whistlers in the solar corona and their relevance to fine structures of type IV radio emission // Solar Physics. 1990. V. 130. P. 75

57. Chernov G. P., Fu Q. J., Lao D. В., HanaokaY. Ion-Sound Model of Microwave Spikes with Fast Shocks in the Reconnection Region // Solar Physics. 2001. V. 201. P. 153

58. Coles W. A., Harmon J. K. Propagation observations of the solar wind near the sun // Astrophysical Journal. 1989. V. 337. P. 1023-1034

59. Doschek G. A. The Electron Temperature and Fine Structure of Soft X-Ray Solar Flares // Astrophysical Journal. 1999. V. 527. P. 426

60. Droge F. Z. // Astropys. 1967. V. 66. P. 176

61. Dulk G.A. The gyrosynchrotron emission from quasi-thermal electrons and applications to solar flares // Astrophysical Journal. 1979. V. 234. P. 1137

62. Dulk G.A. Radio emission from the sun and stars К Annual review of astronomy and astrophysics. 1985. V. 23. P. 169-224

63. Dulk G. A., Bastian T. S., Kane S. R. Two-frequency imaging of microwave impulsive flares near the solar limb // Astrophysical Journal. 1986. V. 300. P. 438447

64. Feldman U., Hiei E., Phillips K. J. H., Brown С. M., Lang, J. Very impulsive solar flares observed with the YOHKOH spacecraft // Astrophysical Journal. 1994. V.421.P. 843

65. Fu Q., Qin Z., Ji H., Pei L. A Broadband Spectrometer for Decimeter and Microwave Radio Bursts et al. // Solar Physics. 1995. V. 160. P. 97

66. Gary D. E., Hurford G. J., Flees D. J. First interferometric observation of solar microwave millisecond spike bursts // Astrophysical Journal. 1991. V. 369. P. 255-259

67. Gary, D. E., J. Kor. A. The Frequency Agile Solar Radiotelescope // American Astronomical Society Meeting. 2003. V. 204. P. 54.14

68. Gudel M., Zlobec P. Polarization and emission mode of solar radfe spikes // Astronomy and Astrophysics. 1991. V. 245. P. 299

69. Handy B. N., Acton L. W., Kankelborg С. C., Wolfson C. J., Akin D. J., BrunerM. E., Caravalho R., Catura R. C., Chevalier R. et al. The transition region and coronal explorer // Solar Physics. 1999. V. 187. P. 229

70. Heyvaerts J., Priest E.R., Rust D.M. An emerging flux model for the solar phenomenon // Astrophysical Journal. 1977. V. 216. P. 123

71. Ivanov A.A., Kozorivickii L.L., Rusanov B.D. // Dokl. AN USSR. 1969. V. 184. P. 811

72. Ji H., Fu Q., Liu Y., Cheng C., Chen, Z., Yan Y., Zheng L., Ning Z, Tan C., Lao D. A Solar Radio Spectrometer at 5.2-7.6 GHz // Solar Physics. 2003. V. 216. P. 359

73. Kai K., Nakajima H. Position Measurements of Rapidly Fluctuating Microwave Bursts // In: Dennis B.R., Kiplinger A.L., Orwig L.E. (eds.) Rapid Fluctuations in Solar Flares. NASA Conference Publication 2449. 1986. P. 147-153

74. Kattenberg A., Allaart M. 6 centimeter observations of solar bursts with 0.1 s time constant and arcsec resolution // Astrophysical Journal. 1983. V. 265. P. 535-550

75. Kiplinger A. L., Dennis B. R., Frost K. J., Orwig L. E., Emslie A. G. Millisecond time variations in hard X-ray solar flares // Astrophysical Journal. 1983. V. 265. P. 99

76. Kopp R.A., Pneuman G.W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon // Solar Physics. 1976. V. 50. P. 85-98

77. Kosugi Т., Dennis B. R., Kai K. Energetic electrons in impulsive and extended solar flares as deduced from flux correlations between hard X-rays and microwaves // Astrophysical Journal. 1988. V. 324. P. 1118

78. Kovalev V. A., Chernov G. P., Hanaoka I. Small-Scale High-Temperature Structures in Flare Regions // Astronomy Letters. 2001. V. 27. P. 267-275

79. Krucker S., Beny A.O., Aschwanden M.J. YOHKOH observation of the source regions of solar narrowband, millisecond spike events // Astronomy and Astrophysics. 1997. V. 317. P. 569-579

80. Kulagin E.S. et al. Multi-wavelength analysis of the importance 3B/M7.1 flare on September 23 1998 // Book of Abstracts. Conference Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity St. Patersburg. 2004. P. 128

81. Kundu M. R., Vlahos L. Solar microwave bursts A review // Space Science Reviews. 1982. V. 32. P. 405-462

82. Ledenev, V. G.; Karlicky, M.; Yan, Y.; Fu, Q. An Estimation of the Coronal Magnetic Field Strength From Spectrograph^ Observations in the Microwave Range // Solar Physics. 2001. V. 202. P. 71

83. Lesovoi S. V., Kardapolova N. N. Bursts with temporal fine structure at 5730 MHz// Solar Physics. 2003. V. 216. P. 225

84. Longcope D. Explosive Phenomena in Solar and Space Plasmas // Proceedings of the Yohkoh 8th Anniversary Symposium, Eds. T. Kosugi, T. Watanabe and M. Shimojo (Sagamihara: IS AS). 1999. P. 102-108

85. Malville J. M., Aller H. D., Jensen C. J. Spike bursts during the type IV event of February 5, 1965 // Astrophysical Journal. 1967. V. 147. P. 711

86. Mandrini С. H., Demoulin P., van Driel-Gesztelyi L., Schmieder В., Cauzzi G., Hofmann A. 3D Magnetic Reconnection at an X-Ray Bright Point // Solar Physics. 1996. V. 168. P. 115

87. Marsh K. A., Hurford G. J. High spatial resolution solar microwave observations // Annual review of astronomy and astrophysics. 1982. V. 20. P. 497516

88. Matler C., Bai Т., Crannell C.J., Frost K.J. Adiabatic heating in impulsive solar flares // Astrophysical Journal. 1978. V. 223. P. 1058

89. Maxwell A., Swarup G. A new spectral characteristic in solar radio emission //Nature. 1958. V. 181. P. 36

90. Melrose D.B., Dulk G.A. Electron-cyclotron masers as the source of certain solar and stellar radio bursts // Astrophysical Journal. 1982. V. 259. P. 844-858

91. Melrose D.B., Dulk G.A. Radio-frequency heating of the coronal plasma during flares // Astrophysical Journal. 1984. V. 282. P. 308-315

92. Melrose D.B. Plasma emission A review // Solar Physics. 1987. V. 111. P.

93. Melrose D.B. Emission at cyclotron harmonics due to coalescence of zmode waves // Astrophysical Journal. 1991. V. 380. P. 256-267

94. Meshalkina N. S., Altyntsev A.T., Sych R. A., Chernov G. P., Yan Yihua. On the wave mode of subsecond pulses in the cm-range // Solar Physics. V. 2004. 221. P. 85-99

95. Meshalkina, N. S., Altyntsev A.T., Lesovoi S.V., Zandanov V.G. On solar 5.7 GHz subsecond burst source sizes // Advances in Space Research. 2004. in press

96. Ramaty R. Colgate S.A. Dulk G.A. et al. Energetic Particles in Solar Flares // Chap.4 in Solar flares ed. P.A. Sturrock. 1980. P. 117

97. Slottje C. Millisecond microwave spikes in a solar flare // Nature (London) 1978. V. 275. P. 520

98. Stahli M., Benz A.O. Microwave emission of solar electron beams // Astronomy and Astrophysics. 1987. V. 175. P. 271-276

99. Takano Т., The Nobeyama Radioheliograph Group I I In: Proc. of Eighth Int. Symp. On Solar Terrestrial Physics, Sendai, Japan, 1994. SCOSTEP. P. 44

100. Tsuneta S., Acton L., BrunerM., LemenJ., Brown W., Caravalho R., Catura R., Freeland S., Jurcevich В., Owens J. The soft X-ray telescope for the SOLAR-A mission // Solar Physics. 1991. V. 136. P.37

101. Uralov A. M., Grechnev V. V., Lesovoi S. V., Sych R. A., Kardapolova N. N., Smolkov G. Ya., Treskov T. A. Two-dimensional SSRT observations of the flare-productive active region in July 1996 // Solar Physics. 1998. V. 178. P. 119

102. Vlahos L., Sharma R. Electron cyclotron maser instability in the solar corona The role of superthermal tails // Astrophysical Journal. 1985. V. 290. P. 347-352

103. Vlasov V.G., Kuznetsov A.A., Altyntsev A.T. The maser mechanism for solar millisecond spike generation in inhomogeneous plasma // Astronomy and Astrophysics. 2002. V. 382. P. 1061

104. Wang S. J.; Yan Y., Fu Q. J. Spikes in solar radio bursts at frequencies near 3 GHz // Solar Physics. 2002. V. 209. P. 185

105. Wentzel D.G. A new explanation of solar radio millisecond "spikes" // Astrophysical Journal. 1993. V. 407. P. 380-384

106. Wild J. P., Smerd S. F. Radio Bursts from the Solar Corona Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1972. V. 10. P. 159

107. Willes A.J., Melrose D.B. The Polarisation of Second Harmonic Coronal Type III Bursts//Solar Physics. 1997. V. 171. P. 393

108. Willson R.F. High-resolution observations of solar radio bursts at 2, 6, and 20 CM wavelength // Solar Physics. 1983. V. 83. P. 285

109. Wu C. S., Tsai S. Т., Xu M. J., Shen J. W. Saturation and energy-conversion efficiency of auroral kilometric radiation // Astrophysical Journal. 1981. V. 248. P. 384

110. Wang M,, Xie R.X., Duan C.C. et al. A type IV radio burst associated with type III burst, pulsation and spike emissions // Solar Physics. 2003. V. 212. P. 407424

111. Xie R., Wang M., Shi S., Xu C., Li W., Yan Y., Sych R.A., Altyntsev A.T. Observational evidence of very long period pulsations of solar coronal microwave radiation // Chinese Astronomy and Astrophysics. 2003. V. 27. P. 158

112. Xie R., Wang M., Shi S., Xu C., Li W., Yan Y., Sych R.A., Altyntsev A.T. The observational evidence of microwave pulsations with very long periods in the corona // Acta Astronomica Sinica. 2003. V. 44(1). P. 8-15.

113. Yokoyama Y. et al. Microwave imaging observation of an electron stream in a solar flare 11 Advances in Space Research. 2003. V. 32. P. 2517

114. Zaitsev V. V., Stepanov A. V. The plasma radiation of flare kernels // Solar Physics. 1983. V.88. P. 297