The 20 reference contexts in paper A. Morgachev S., A. Shumov V., E. Kontar P., G. Motorina G., N. Jarkova A., P. Strekalova V., V. Nagnibeda G., V. Ryzhov S., V. Shustikov Yu., V. Smirnova V., Yu. Tcap T., А. Моргачев С., А. Шумов В., В. Нагнибеда Г., В. Рыжов С., В. Смирнова В., В. Шустиков Ю., Г. Моторина Г., Н. Жаркова А., П. Стрекалова В., Э. Контарь П., Ю. Цап Т. (2016) “Моделирование суб-миллиметровой части спектра радиоизлучения солнечных вспышек // Solar Flash Sub-Millimeter Wave Range Spectrum Part Radiation Modeling” / spz:neicon:technomag:y:2015:i:9:p:106-121

  1. Start
    2723
    Prefix
    Важную роль здесь играют наблюдения в мало изученных спектральных диапазонах, особенно в суб-миллиметровом радиодиапазоне ((100-1000) ГГц (~(3-0,3) мм)), где имеется недостаток наблюдательных данных. Наблюдения в данном диапазоне могут дать необходимую информацию об ускорении высокоэнергичных частиц с энергиями порядка 1 МэВ
    Exact
    [4, 11, 14, 17, 18, 28]
    Suffix
    . Наблюдения на фиксированных частотах 200 и 400 ГГц стали возможными только в последние два десятилетия с помощью Солнечного Субмиллиметрового Радиотелескопа [9] и Кельнской обсерватории субмиллиметровой и миллиметровой астрономии [17].
    (check this in PDF content)

  2. Start
    2916
    Prefix
    Наблюдения в данном диапазоне могут дать необходимую информацию об ускорении высокоэнергичных частиц с энергиями порядка 1 МэВ [4, 11, 14, 17, 18, 28]. Наблюдения на фиксированных частотах 200 и 400 ГГц стали возможными только в последние два десятилетия с помощью Солнечного Субмиллиметрового Радиотелескопа
    Exact
    [9]
    Suffix
    и Кельнской обсерватории субмиллиметровой и миллиметровой астрономии [17]. Первые независимые исследования поведения спектра плотности потока радиоизлучения вспышек на этих частотах показали уменьшение потока излучения с частотой, что было интерпретировано как продолжение гиросинхротронного спектра [10, 11, 17, 26].
    (check this in PDF content)

  3. Start
    2994
    Prefix
    Наблюдения на фиксированных частотах 200 и 400 ГГц стали возможными только в последние два десятилетия с помощью Солнечного Субмиллиметрового Радиотелескопа [9] и Кельнской обсерватории субмиллиметровой и миллиметровой астрономии
    Exact
    [17]
    Suffix
    . Первые независимые исследования поведения спектра плотности потока радиоизлучения вспышек на этих частотах показали уменьшение потока излучения с частотой, что было интерпретировано как продолжение гиросинхротронного спектра [10, 11, 17, 26].
    (check this in PDF content)

  4. Start
    3224
    Prefix
    Первые независимые исследования поведения спектра плотности потока радиоизлучения вспышек на этих частотах показали уменьшение потока излучения с частотой, что было интерпретировано как продолжение гиросинхротронного спектра
    Exact
    [10, 11, 17, 26]
    Suffix
    . Однако, в последующих наблюдениях было выявлено необычное поведение спектра, характеризовавшееся положительным наклоном, когда наблюдался рост потока излучения с частотой как для импульсной фазы вспышки, так и для фазы спада [10, 11, 17, 19, 23, 26].
    (check this in PDF content)

  5. Start
    3481
    Prefix
    Однако, в последующих наблюдениях было выявлено необычное поведение спектра, характеризовавшееся положительным наклоном, когда наблюдался рост потока излучения с частотой как для импульсной фазы вспышки, так и для фазы спада
    Exact
    [10, 11, 17, 19, 23, 26]
    Suffix
    . Важно отметить, что значительный пробел в наблюдательном спектре плотности потока коротковолнового радиоизлучения, между микроволновым (сантиметровым) и субмиллимтровым диапазонами затрудняют интерпретацию необычного поведения спектра солнечных вспышек.
    (check this in PDF content)

  6. Start
    4622
    Prefix
    С помощью наблюдений на различных инструментах было получено относительно небольшое количество данных о вспышечном радиоизлучении на частотах, близких к 93 ГГц, а на частоте 140 ГГц такие наблюдения не проводились. По этим причинам полученные на радиотелескопе РТ-7,5 данные имеют высокую ценность
    Exact
    [1]
    Suffix
    . Данная работа посвящена моделированию и интерпретации причины роста спектра плотности потока суб-миллиметрового радиоизлучения с частотой на примере вспышки GOES класса М 5.3, произошедшей 04.07.2012 в активной области 11515.
    (check this in PDF content)

  7. Start
    4951
    Prefix
    Данная работа посвящена моделированию и интерпретации причины роста спектра плотности потока суб-миллиметрового радиоизлучения с частотой на примере вспышки GOES класса М 5.3, произошедшей 04.07.2012 в активной области 11515. Данная вспышка наблюдалась на радиотелескопе РТ-7,5 МГТУ им. Н.Э. Баумана и была описана в работах
    Exact
    [1]
    Suffix
    и [24], где было сделано предположение, что причиной усиления потока радиоизлучения с частотой является тормозное излучение тепловых электронов в горячей плазме солнечной хромосферы. Были получены приблизительные оценки температуры плазмы в источнике вспышки.
    (check this in PDF content)

  8. Start
    4956
    Prefix
    Данная работа посвящена моделированию и интерпретации причины роста спектра плотности потока суб-миллиметрового радиоизлучения с частотой на примере вспышки GOES класса М 5.3, произошедшей 04.07.2012 в активной области 11515. Данная вспышка наблюдалась на радиотелескопе РТ-7,5 МГТУ им. Н.Э. Баумана и была описана в работах [1] и
    Exact
    [24]
    Suffix
    , где было сделано предположение, что причиной усиления потока радиоизлучения с частотой является тормозное излучение тепловых электронов в горячей плазме солнечной хромосферы. Были получены приблизительные оценки температуры плазмы в источнике вспышки.
    (check this in PDF content)

  9. Start
    5447
    Prefix
    Были получены приблизительные оценки температуры плазмы в источнике вспышки. В данной работе предложены модельные расчеты спектра плотности потока субмиллиметрового радиоизлучения на основе гиросинхротронного кода ФлейшманаКузнецова
    Exact
    [5]
    Suffix
    . В разделе 1 кратко описаны наблюдательные данные, инструменты и методы обработки, использованные в работе. Раздел 2 посвящен результатам моделирования радиоизлучения вспышки. В разделе 3 представлены обсуждение результатов и выводы. 1.
    (check this in PDF content)

  10. Start
    6140
    Prefix
    -миллиметрового радиоизлучения вспышки 04.07.2012, максимум которой наблюдался в 09:55 UT, был получен на частотах 93 и 140 ГГц (3,2 и 2,2 мм) на радиотелескопе РТ-7,5 МГТУ им. Н.Э. Баумана. Это антенна кассегреновского типа, диаметром 7, 75 м. Диаграмма направленности антенны составляет 2,5 и 1,5 угл. мин. на указанных длинах волн 3,2 и 2,2 мм соответственно
    Exact
    [22]
    Suffix
    . Чувствительность приемной аппаратуры составляет 0,3 К при времени интегрирования данных 1 с. Дополнительно, были использованы данные о плотности потока сантиметрового радиоизлучения, полученные на радиотелескопе РТ-1,8 обсерватории Метсахови, на частоте 11,7 ГГц (~2 см) [29].
    (check this in PDF content)

  11. Start
    6431
    Prefix
    Чувствительность приемной аппаратуры составляет 0,3 К при времени интегрирования данных 1 с. Дополнительно, были использованы данные о плотности потока сантиметрового радиоизлучения, полученные на радиотелескопе РТ-1,8 обсерватории Метсахови, на частоте 11,7 ГГц (~2 см)
    Exact
    [29]
    Suffix
    . Также, были использованы микроволновые данные радиоастрономической сети RSTN на частотах 5, 8.8, и 15,4 ГГц (6 см, 3,5 см, 1,9 см). Ультрафиолетовая и рентгеновская диагностика вспышки была получена с помощью данных обсерваторий SDO [15], RHESSI [16] и GOES [31].
    (check this in PDF content)

  12. Start
    6677
    Prefix
    Также, были использованы микроволновые данные радиоастрономической сети RSTN на частотах 5, 8.8, и 15,4 ГГц (6 см, 3,5 см, 1,9 см). Ультрафиолетовая и рентгеновская диагностика вспышки была получена с помощью данных обсерваторий SDO
    Exact
    [15]
    Suffix
    , RHESSI [16] и GOES [31]. Данные инструменты чувствительны к солнечной плазме в широком диапазоне температур, от 0,5 до 40 МК. Временные профили излучения вспышки представлены на рис. 1. Из рис. 1 (панель d) видно, что значение потока радиоизлучения на частоте 140 ГГц превышает значение потока на частоте 93 ГГц.
    (check this in PDF content)

  13. Start
    6692
    Prefix
    Также, были использованы микроволновые данные радиоастрономической сети RSTN на частотах 5, 8.8, и 15,4 ГГц (6 см, 3,5 см, 1,9 см). Ультрафиолетовая и рентгеновская диагностика вспышки была получена с помощью данных обсерваторий SDO [15], RHESSI
    Exact
    [16]
    Suffix
    и GOES [31]. Данные инструменты чувствительны к солнечной плазме в широком диапазоне температур, от 0,5 до 40 МК. Временные профили излучения вспышки представлены на рис. 1. Из рис. 1 (панель d) видно, что значение потока радиоизлучения на частоте 140 ГГц превышает значение потока на частоте 93 ГГц.
    (check this in PDF content)

  14. Start
    6704
    Prefix
    Также, были использованы микроволновые данные радиоастрономической сети RSTN на частотах 5, 8.8, и 15,4 ГГц (6 см, 3,5 см, 1,9 см). Ультрафиолетовая и рентгеновская диагностика вспышки была получена с помощью данных обсерваторий SDO [15], RHESSI [16] и GOES
    Exact
    [31]
    Suffix
    . Данные инструменты чувствительны к солнечной плазме в широком диапазоне температур, от 0,5 до 40 МК. Временные профили излучения вспышки представлены на рис. 1. Из рис. 1 (панель d) видно, что значение потока радиоизлучения на частоте 140 ГГц превышает значение потока на частоте 93 ГГц.
    (check this in PDF content)

  15. Start
    8947
    Prefix
    С помощью данных в ультрафиолете, получаемых космической обсерваторией SDO на инструменте AIA была вычислена дифференциальная мера эмиссии, которая показывает распределение излучения по температурам для имеющихся ультрафиолетовых линий. Дифференциальная мера эмиссии вычислялась методом регуляризации по следующей формуле
    Exact
    [7, 12]
    Suffix
    :  2 e dl Tn dT  (1) где ne ‒ плотность электронов; l ‒ расстояние вдоль луча зрения. На рис. 3 представлена дифференциальная мера эмиссии для исследуемой вспышки. Рис. 3. Дифференциальная мера эмиссии для исследуемой вспышки Видно, что пик приходится на значение температуры 13 МК, но присутствуют и значения для более холодной корональной плазмы. 2.
    (check this in PDF content)

  16. Start
    9556
    Prefix
    Моделирование спектра и интерпретация результатов Используя дифференциальную меру эмиссии, можно вычислить вклад корональной плазмы в диапазоне температур Т=(105,7-107,3) К в тепловое тормозное излучение вспышки. Коэффициент тормозного поглощения будет
    Exact
    [3]
    Suffix
    :  23 2 kffeK nT  где К=9,78·10 -3 ·{18,2+ln T 3/2 -ln ν, T<2·10 5 K, 24,5+ln T-ln ν, T>2·10 5 K}. Оптическая толщина по расстоянию dl может быть записана в виде: 23/ 2 2 d ( / )ffek dlKnTdl (2) и, в соответствии с уравнениями (1) и (2) dτν может быть преобразована, как:  3/ 2 2 d_, / minmaxTTKTTdT  (3) где Tmin и Tmax соответствуют диапазо
    (check this in PDF content)

  17. Start
    10886
    Prefix
    Расчеты также показали, что корональная плазма (по данным наблюдений SDO/AIA) может дать существенный вклад в миллиметровое излучение в том случае, если площадь источника теплового излучения будет S>1018 см2
    Exact
    [26-28, 30]
    Suffix
    . Основываясь на полученных результатах, мы можем предположить, что суб-миллиметровое излучение вспышки генерируется относительно холодной плазмой переходного слоя (Т≈0,1 МК). Вклад такой плазмы в излучение можно получить с помощью хорошо известного выражения для яркостной температуры однородного источника:  1bТ T exp   (6) Рис. 4.
    (check this in PDF content)

  18. Start
    12910
    Prefix
    являются довольно большие площади источников излучения S1 (горячий, корональный источник) и S2 (холодный источник в переходном слое), и оптическая глубина l оптически толстого холодного источника. Важно отметить, что модели довольно больших тепловых источников, с угловыми размерами порядка 60 угл. сек. и с температурой порядка 0,1 МК были предложены ранее в работе
    Exact
    [27]
    Suffix
    для объяснения медленно меняющейся, длительной (>30 минут) компоненты суб-миллиметрового излучения от высокоэнергичных вспышек. В свою очередь, достаточно большое значение l предполагает важный вклад холодных петель переходной области в генерацию суб-миллиметрового радиоизлучения.
    (check this in PDF content)

  19. Start
    14459
    Prefix
    Это приводит к более сглаженным временным профилям потока излучения в микроволновом диапазоне и в канале (50-100) кэВ, в сравнении с профилем в канале (25-50) кэВ. Сильное, питч-угловое рассеяние частиц может быть причиной эффективной генерации вистлеров, или низкочастотных МГД волн внутри вспышечной петли
    Exact
    [8, 13, 25]
    Suffix
    . Наблюдаемые временные задержки между максимумами микроволнового излучения (рис. 1, панель с) свидетельствуют в пользу данного сценария. Наблюдаемые потоки суб-миллиметрового излучения вспышки не превышают 40 с.е.п.
    (check this in PDF content)

  20. Start
    15116
    Prefix
    рентгеновское излучение в канале (100-300) кэВ (рис.1, панель b), мы не можем исключить предположение о том, что причиной роста спектра плотности потока излучения вспышки в суб-миллиметровой части может являться гиросинхротронное излучение высокоэнергичных электронов в корональных петлях. Не исключено также, что эффект Разина может играть значительную роль в предложенной модели
    Exact
    [14, 20, 21]
    Suffix
    . Однако, численное моделирование показало, что гиросинхротронное излучение не может быть ответственно за усиление суб-миллиметрового излучения вспышки. Расчет гиросинхротронного суб-миллиметрового источника показал, что поток миллиметрового излучения сильно ослабляется при допустимых параметрах корональной плазмы и магнитного поля, и становится значительно ниже наблюдаемых по
    (check this in PDF content)