Содержание к диссертации
Введение
1 Атмосфера над солнечными пятнами 23
1.1 Радиоизлучение солнечных пятен: основные механизмы и особенности радиоизлучения 25
1.2 История и результаты наблюдения радиоизлучения солнечных пятен 32
1.3 Современные возможности наблюдения пятен в радиодиапазоне и задачи диссертации 34
2 Особенности атмосферы пятен по наблюдениям на РАТАН 600 в коротковолновой части см диапазона 37
2.1 Наблюдения пятенных источников в активной области NOAA 10105 37
2.1.1 Описание активной области NOAA 10105 39
2.1.2 Наблюдения и методика обработки 39
2.1.3 Результаты наблюдений 43
2.1.4 Особенности магнитного поля активной области NOAA 10105 на уровне фотосферы 51
2.1.5 Модель пятна в активной области NOAA 10105 54
2.1.6 Выводы 60
2.2 Наблюдения пятенных источников активной области NOAA 10325 61
2.2.1 Описание активной области NOAA 10325 61
2.2.2 Модель атмосферы пятна в активной области NOAA 10325 66
2.2.3 Выводы 68
2.3 О «потемнении» и других, близких к нему особенностях ат мосферы пятен з
2.3.1 Наблюдения потемнения солнечных пятен в радиодиапазоне 69
2.3.2 Причины потемнений 73
2.3.3 Смена знака поляризации 75
2.4 Выводы ко второй главе 81
3 Наблюдения солнечных пятен на РТ-32 ИПА РАН во время солнечных затмений 84
3.1 Солнечное затмение 4 января 2011 г 86
3.1.1 Наблюдения и предварительная обработка 87
3.1.2 Основные результаты предварительной обработки 95
3.2 Циклотронный источник над головным пятном АО 11140 98
3.2.1 Описание активной области NOAA 11140 99
3.2.2 Методика и результаты обработки 99
3.2.3 Квазидвумерное распределение радиояркости по пятну 104
3.2.4 Дипольная модель магнитного поля пятна 105
3.2.5 Дипольно-соленоидная модель магнитного поля 109
3.2.6 Основные результаты 113
3.3 Солнечное затмение 20 марта 2015 г. 114
3.3.1 Обстоятельства солнечного затмения 20 марта 2015 г. 114
3.3.2 Наблюдения и предварительная обработка 115
3.3.3 Результаты обработки и Дискуссия 116
3.3.4 Основные результаты 120
3.4 Свойства радиоисточников над солнечными пятнами, полученные по результатам наблюдений солнечных затмений на радиотелескопах РТ-32 ИПА РАН 121
4 О роли эффекта Гельфрейха–Лубышева в исследовании солнечных пятен 123
4.1 Наблюдение активной области NOAA 11899 124
4.1.1 Описание активной области 124
4.1.2 Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям на РАТАН–600 126
4.1.3 Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям на радиогелиографе Nobeyama 131 4.1.4 Условия и особенности проявления эффекта Гель фрейха –Лубышева 133
4.2 Выводы к четвертой главе 140
Заключение 142
Литература
- История и результаты наблюдения радиоизлучения солнечных пятен
- Особенности магнитного поля активной области NOAA 10105 на уровне фотосферы
- Циклотронный источник над головным пятном АО 11140
- Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям на радиогелиографе Nobeyama
История и результаты наблюдения радиоизлучения солнечных пятен
Солнечная атмосфера в целом представляет собой достаточно необычное образование. Если внизу, на фотосфере, мы наблюдаем нормальные конвективные движения перегретой, частично ионизованной плазмы, и на первых 500 км высоты (отсчитываемой от положения оптического континуума с T 6000 К) наблюдается естественное падение температуры (до T 4000 К) за счет высвечивания, то выше происходит неожиданный рост температуры до 1-2 МК. Такое поведение характерно для всей поверхности Солнца, изменяясь лишь в линейных масштабах в зависимости от температуры на фотосфере и присутствия магнитных полей. На роль основных источников дополнительного нагрева атмосферы претендуют звуковые волны и магнитные поля. Последние также дополнительно структурируют атмосферу (особенно верхних слоев), изменяя ее тепловой баланс и распределение плотности. Вследствие сложности и динамичности структуры и распределения физических параметров моделирование солнечной атмосферы представляет сложную вычислительную задачу и требует для проверки большого количества качественных наблюдательных данных. Исторически первыми моделями атмосферы были усредненные для всего Солнца полуэмпирические, одномерные и однокомпонентные стационарные модели, основанные на сравнения расчетных и наблюдаемых интенсивностей линий и непрерывного спектра в видимом диапазоне. В дальнейшем в модели добавили данные большого количества УФ спектральных линий, УФи ИК-континуумов и частично микроволновых данных (см. Рис. 1.1). Разработаны также отдельные модели для темных холодных и ярких горячих элементов и модели с комбинациями холодных и горячих элементов. Основными чертами таких моделей является одномерность, стационарность и условие гидростатического равновесия.
Модели спокойного Солнца по данным радионаблюдений по большей части строились отдельно от данных оптических наблюдений и использовали наблюдения с низким пространственным разрешением. Долгое время Рис. 1.1: Высотное распределение температуры в спокойной атмосфере. Справа – стратификация слоев солнечной атмосферы, слева – высоты генерации отдельных видов излучения для усредненной атмосферы [86]. радио и УФ-наблюдения расходились в несколько раз [93], но более точный учет УФ излучения [69] позволил их лучше совместить (главное расхождение происходит за счет температурного диапазона менее 30000 К) (см. Рис. 1.2).
В 90-е годы наряду с классическими моделями начались разработки динамических моделей, представляющие собой самосогласованное решение гидродинамических уравнений совместно с решением уравнения переноса излучения (в ЛТР и неЛТР вариантах) и учетом волновых движений, которые имели определенные преимущества при объяснении наблюдаемой временной динамики спектральных линий. А с начала текущего столетия начали активно развиваться двух и трех-мерные модели. Они пока еще находятся в начале пути и требуют хорошей наблюдательной поддержки (большая надежда здесь возлагается на наблюдения радиоинтерферометра ALMA в мм и субмм диапазонах).
Аналогичная история прослеживается и для моделей атмосферы над солнечными пятнами, распределение температуры и плотности над которыми похоже на распределение над спокойным Солнцем. Существующие оптические модели пока имеют сильные расхождения между собой [74] и не очень хорошо соотносятся с данными радионаблюдений, особенно если учитывать наличие сильных магнитных поля в тени пятен (см. Рис. 1.3). (a),(b) – распределение электронной температуры и плотности с высотой для ряда стандартных моделей солнечной хромосферы над тенью пятна ([74], Fig.6), (c) – спектр яркостных температур тени пятна для различных моделей, ромбики – наблюдения на JCMT, кружки – наблюдения BIMA ([74], Fig.9), (d) – зависимость яркостной температуры от величины МП на уровне фотосферы ([74], Fig.10).
С самого начала исследования радиоизлучения Солнца была установлена его значительная временная переменность, исходя из которой, оно была разделено на несколько компонент: В - радиоизлучение «спокойного» Солнца, тепловое излучение нагретой плазмы с температурой от 6000 К (фотосфера) до нескольких МК (корона), S - медленно меняющийся компонент, связанный с излучением активных областей (АО) и имеющий в основном тепловой характер, хотя возможна и некоторая добавка нетепловых процессов, и F - всплесковый компонент, имеющий значительную нетепловую составляющую и различные характерные временные масштабы от миллисекунд до часов и дней. В целом, для всех компонент характерно: чем быстрее происходит процесс, тем более вероятно он имеет нетепловой характер.
Для рассматриваемого в данной работе квазистационарного радиоизлучения пятен характерны тепловые процессы - тепловой тормозной (thermal free-free emission or thermal bremsstrahlung) и тепловой циклотронный (thermal gyroresonance) процессы излучения. Высоко в короне также важны плазменные процессы.
Оба процесса, и тормозной и циклотронный, генерируют при наличие магнитного поля поляризованное излучение, которое при определенных условиях (например, конечной оптической толщине излучающего слоя или градиенте температуры) могут приводить к поляризации выходного излучения.
Какой из процессов превалирует в каждом конкретном случае можно определить из характера регистрируемого радиоспектра.
Для рассматриваемых условий можно считать, что плазма находится в условиях локального термодинамического равновесия и частотный спектр яркостной температуры выходящего излучения Tb(f) определяется (без учета рефракции) решением уравнения переноса в виде: Tb(f)= Te(r) xexp(-r)rfr, (1.1) где Те - распределение электронной температуры вдоль луча зрения, т{1) = J п{1 ) dV - оптическая толщина, считаемая от наблюдателя вдоль о луча зрения, п{1) - коэффициент поглощения (в разных литературных источниках встречаются разные буквенные обозначения), ттах - максималь 27 ная оптическая толщина вдоль луча зрения. При действии различных процессов к, содержит сумму коэффициентов поглощения для всех процессов.
Уравнение переноса имеет два предельных случая - оптически тонкий источник (ттах С 1) и оптически толстый источник (ттах 1). Для оптически тонкого источникаТЦ/) « Техттах С Те, где Те - средная температура по слою. Для оптически толстого слоя вклад Те(г) для небольших г усредняется, а для больших подавляется экспонентой и Tb(f) « Те(т = 1) (точное равенство достигается для постоянной или линейной функции).
В присутствии магнитного поля, когда среда становится анизотропной и коэффициенты поглощения зависят от направления МП и типа поляризации электромагнитной волны, уравнение переноса излучения приобретает матричную форму, что значительно усложняет его решение. Однако, в большинстве случаев оказывается возможным использовать приближение геометрической оптики и разложить излучение на две так называемые «нормальные моды» - обыкновенную (ordinary, о-моду) и необыкновенную (extraordinary, e- или x-моду), которые обычно представляют собой две ортогональных круговых поляризации и описываются уравнениями переноса аналогичными уравнению (1.1), путем замены в выражении для оптической толщины к(1) на п0{1) или пх{1). Для участков траектории, где геометрическая оптика не действует и происходит взаимодействие нормальных мод, требуется отдельный расчет перекачки энергии из одной моду в другую.
Особенности магнитного поля активной области NOAA 10105 на уровне фотосферы
Для исследования тонкой структуры изображения пятенных источников излучения по данным наблюдений РАТАН-600, учитывая ограниченность пространственного разрешения имеющихся в нашем распоряжении наблюдений (минимально 12–20 в коротковолновой части диапазона), мы отобрали несколько случаев наблюдений очень крупных одиночных пятен с размерами полутени около (60–70). Исследованные пятна подбирались не только по своим размерам, но и по отсутствию или минимуму различных факторов, препятствующих однозначной интерпретации наблюдений (мощное гало, наличие активности в АО, накладывающиеся АО из противоположного пояса активности, короткий период наблюдений и т.п.).
Представленные в данной главе результаты доложены на 8 конференциях, отражены в 3-х сборниках трудов конференций [1, 31, 34] и 5-и статьях [39, 50, 51, 81, 82].
В настоящем параграфе приводятся первые наши результаты такого исследования на примере АО NOAA 10105, а также дано описание методики обработки, специально разработанной для этих исследований.
По ряду параметров активная область NOAA 10105 не являлась идеальной для исследования. Однако, особое внимание к данной группе привлекло следующее обстоятельство — не просто очень большая степень поляризации циклотронного пятенного источника (такое часто встречается на коротких волнах, когда 2-й гироуровень еще находится в холодных хромо-сферных слоях, а 3-й уже вышел в корону), а то, что степень поляризации оказалась значительно больше 100%. Обычно оценивая степень поляризации источника P как P = AV /AI (см. рис. 2.1) достаточно легко получить P 100% из-за не учета в данной формуле излучения неполяризованного фона, который следует добавлять к AI, и который велик в коротковолновой части диапазона. Однако, для значительного превышения 100% по приведенной формуле требуется большое превышение поляризации источника AV над AI, что встречается в наблюдениях очень редко.
Наиболее просто указанную ситуацию можно визуально обнаружить если рассматривать записи наблюдений не в параметрах I - V , а в параметрах R - L, как представлено на рис. 2.1 — тогда запись источника в о-моде будет находится ниже фонового уровня, над котором наблюдается источник. В рассматриваемом случае фоновый уровень был близок к уровню спокойного Солнца и о-мода оказалась ниже его, что весьма необычно для сантиметровых длинн волн и потребовало обстоятельных иследований данного факта.
В данном случае, как и в остальных случаях, рассмотренных в данной работе, анализ наблюдательного материала в параметрах R и L оказывается более информативным, чем в параметрах I и V, которые, обычно используется при обработке РАТАН-сканов Солнца. Анализ в параметрах R и L удваивает количество независимых измерений и более соответствует циклотронной природе излучения источников над пятнами, где излучение в разных поляризациях может соответствовать разным гармоникам и генерироваться на существенно разных высотах. При этом значимость наблюдений в обыкновенной моде (о-моде) излучения определяется тем, что вследствие меньшего коэффициента поглощения в этой моде удается проникнуть в более глубокие слои атмосферы Солнца. 2.1.1. Описание активной области NOAA 10105
Активная область NOAA 10105 ( р = 08S, момент прохождения через центральный меридиан (ПЦМ) - 13.2d), наблюдавшаяся на диске Солнца в период (07-20).09.2002 г., по своей структуре состояла из большого правильного пятна, окруженного мелкими порами (см. рис. 2.2-2.4). В момент нахождения на центральном меридиане (ЦМ) диаметр полутени равнялся « 70", а площадь группы составляла 700 м.д.п. (1 м.д.п. = 10-6SQ, где SQ площадь полусферы). Группа была причислена к классу Dki и /37 согласно морфологической и магнитной классификации пятен. Сильное магнитное поле S-полярности было сосредоточено в основном пятне.
В процессе прохождения по диску Солнца активная область медленно эволюционировала, уменьшаясь по площади. Здесь важно отметить (для дальнейшего анализа наблюдений), что наибольшие эволюционные изменения происходили вблизи W-края пятна: здесь распадалась группа мелких пор, расположенная недалеко от западной границы полутени основного пятна, и одновременно внутри самой полутени происходило деление основного пятна - в западной части шел процесс образования отдельного небольшого ядра. Восточная часть полутени была стабильной, сохраняя морфологию неизменной от восхода до захода активной области. Наиболее правильную форму пятно имело в период 10.09.2002 по 14.09.2002. Вспы-шечная активность активной области NOAA 10105 была слабой.
Циклотронный источник над головным пятном АО 11140
Для анализа результатов радионаблюдений воспользуемся известной дипольной моделью КМП пятна Hz, задаваемой кольцом с током, погруженным под фотосферу на глубину hdip [63]: где hz - высота над уровнем фотосферы, Щ - максимальная напряженность МП на уровне фотосферы и Hz - значение КМП на оси пятна на высоте hz. Пользуясь магнитограммой на уровне фотосферы и методикой, изложенной в [63], можно определить hdip и использовать это значение для вычисления hz для интересующих нас значений КМП. Для пятна в АО 10105 будем полагать Я0 = 4.8 кГс, тогда оценка hdip дает значение 23000 км.
Ограничимся рассмотрением результатов наблюдений в диапазоне 1.83-3.2 см, т.е. в непосредственной близости к обнаруженному скачкообразному изменению структуры источника над пятном в АО 10105 по наблюдениям в о-моде излучения. Поскольку характер спектров (рост потока с ростом длины волны; размеры, близкие к размерам пятна; высокая степень поляризации) согласуется с представлением о циклотронной природе излучения этого источника, будем полагать, что излучение в этом диапазоне генерируется в e-моде на 3-й гармонике гирочастоты, а о-моде — на 2-й, как чаще всего обычно делается при интерпретации наблюдений. Значение напряженности КМП Н3 и Н2, необходимого для генерации излучения в указанном диапазоне на обеих гармониках, можно определить с помощью выражений Я3 = 3570/А [Гс] и Я2 = 5355/А [Гс]. Оно охватывает область значений 2.9-0.9 кГс.
На рис. 2.12 показано, как эта область выглядит в короне, если ее поместить в модель [63], рассчитанную применительно к пятну в АО 10105, а также обозначено положение того слоя, в границах которого происходит резкое усиление излучения в о-моде. Оно имеет место при переходе от волны 2.32 см к волне 2.67 см, что соответствует значениям МП 2.3-2.0 кГс, располагающегося в рамках принятой модели на высоте 6.4-7.8 тыс. км. Таким образом, толщина этого слоя составляет менее 1.5 тыс. км. Очевид 55 но, что при изменении параметров модели МП — максимального значения напряженности на уровне фотосферы и глубины погружения диполя — вся картина области излучения, показанная на рис. 2.12, будет в целом смещаться вдоль оси высот, но ее особенности останутся неизменными.
Рис. 2.12: Схематическая модель ИЦИ над пятном в активной области NOAA 10105 по наблюдениям 13.09.2002 и 15.09.2002. Отмечено положение двух слоев, пределы которых ограничены 2-м и 3-м гироуровнями для волн 2.32–2.67 см. Точки на профилях гиро-уровней указывают эффективный размер источника излучения в картинной плоскости по наблюдениям на волнах 2.32–2.67 см. Стрелкой обозначены два варианта интерпретации наблюдений на волне 2.67 см, если их относить ко 2-му или 3-му гироуровню. Вдоль дополнительной оси ординат отложена напряженность МП H на оси пятна для соответствующей высоты h.
Самым ценным в наших исследованиях было бы измерение высоты источника излучения над уровнем фотосферы из своих же наблюдений, однако их точность пока недостаточна, и в случае АО 10105 она ограничивается сложным радиальным распределением температуры по пятну. Считается, что точность отождествления радиоизображения области излучения при его наложении на карты МП или изображения в других диапазонах электромагнитного излучения составляет 5 — 10". Это достаточно большая величина, сравнимая с толщиной всей переходной области. В этих условиях едва ли возможны измерения высоты на основе собственных радионаблюдений, потому чаще всего приходиться опираться на оценки, исходя из модели магнитного поля. Такая методика была использована нами и при анализе наблюдений пятна в АО 10105: в принятой модели магнитного поля, высоты источника излучения над пятном, понимаемого как 2-й или 3-й гироуровень, оказались достаточно малыми (несколько тыс. км над уровнем фотосферы). Эта оценка хорошо согласуется с результатами затменных наблюдений, обладающих гораздо большей точностью координатных измерений.
Важно отметить, что на основе наблюдений на РАТАН-600 мы можем дать оценку положения переходного слоя в короне над пятнами. Анализ показывает, что в рамках принятой нами модели МП во всем коротковолновом диапазоне РАТАН-600 для данного пятна граница излучающих слоев не опускается ниже 4000 км в обеих модах (величина незначительно меняется день ото дня в зависимости от напряженности МП). Данный результат расходится с оценками на основе результатов наблюдений в оптическом диапазоне и УФ [49, 53], дающими резкий рост температуры на высотах около 2000 км. Однако наблюдения в субмм диапазоне [58] потребовали повышения высот примерно вдвое. Отмеченное нами отсутствие излучения в линии K3 CaII также наводит на мысль, что в области сильного (более 4 кГс) МП пятна граница хромосфера-корона лежит на большей высоте над уровнем фотосферы по сравнению с участками спокойного Солнца.
Казалось бы, результаты исследования пятна в АО 10105 в очередной раз подтверждают правильность представлений о природе микроволнового излучения над солнечными пятнами. Однако ниже мы покажем, что они входят в противоречие с принятыми нами предположениями. Выявилось это благодаря методике обработки наблюдений, в которой R- и L-составляющие излучения анализируются независимо (ранее анализ данных РАТАН-600 производился главным образом в параметрах I и V).
Пересчитаем измеренные спектры из шкалы частот в шкалу высот. Для этого сначала, фиксировав номер гармоники излучения (3-я гармоника для L-поляризации, соответствующая в случае АО 10105 е-моде из 57 лучения, и 2-я для R-поляризации – о-мода), переводим спектры в шкалу напряженности МП для слоя откуда идет излучение. Затем переводим спектры в шкалу высот, пользуясь принятой нами моделью КМП. Высота здесь означает максимальную высоту гироуровня откуда идет излучение, хотя излучает весь уровень и эффективная высота излучения меньше. Неравномерность распределения температуры по слою отражается в размере источника. Результаты такого представления показаны на рис. 2.13. Видно, что яркостная температура излучения в о-моде систематически превышает температуру в e-моде, особенно сильно в слое, лежащем на высотах 8–9.5 тыс. км. Иными словами, из наблюдений получается, что 2-й гиро-уровень горячее 3-го, что сильно расходится с представлениями, основанными на общепринятой модели ИЦИ. Расхождение демонстрируют также результаты спектральных наблюдений эффективных размеров источника излучения (правый график рис. 2.13): размер источника при отнесеннии о-моды к второму гироуровню значительно превышает размер источника в e-моде, что также противоречит принятой модели источника.
Динамика радиоизображения пятна по наблюдениям на радиогелиографе Nobeyama
Описанные выше потемнения являются наблюдательным фактом. Тогда как их интерпретации в виде моделей высотного распределения физических параметров над пятном ( 2.1 и 2.2) представляют собой искусственные построения, не основанные на строгих решениях уравнений радиационной магнитной гидродинамики, однако учитывающие некоторые характеристики стандартной модели солнечной атмосферы ([80]). Подобный подход часто используется в работах разных авторов, однако он требует обоснования в виде указания конкретных физических причин, приводящих к возникновению предлагаемых изменений физических параметров.
В данном случае очевидной первопричиной является присутствие МП, однако его влияние на атмосферу различно в различных условиях. Для нижних слоев атмосферы, фотосфера и нижняя хромосфера, при неполной ионизации вещества основным фактором является влияние магнитного поля на структуру и параметры конвективных движений. В более высоких слоях, где отношение тепловой и магнитной энергий (3 = щ 1, величина и особенности структуры МП оказывают более сильное влияние как в статических (через участие в балансе давлений и пониженной теплопроводности поперек линий МП), так и в особенности в динамических моделях, где течение плазмы возможно только вдоль линий МП. Поэтому можно ожидать, что наблюдаемые проявления перестройки атмосферы в разных частотных диапазонах (на разных высотах) могут быть различны, вызываться разными причинами и не всегда коррелировать друг с другом.
Основным параметром, который требует подстройки для интерпретации наших наблюдений депрессии излучения в коротковолновой части см диапазона, является пониженная электронная плотность в широком диапазоне высот, начиная с верхней хромосферы. Ее наличие и в верхних ко-рональных слоях подтверждается как ослабленным поглощением в линии 10830 A, видимым на изображениях в этой линии как светлые области, так и прямыми наблюдениями ослабления излучения в мягком рентгеновском диапазоне (см. [78] и ссылки в ней). Некоторые авторы также наблюдали в линиях EUV диапазона медленное вытекание вещества вверх из тени пятна [77]. Такое поведение характерно также для корональных дыр, которые являются источником быстрого солнечного ветра, и связано с открытостью силовых линий МП и легкостью истечения плазмы вдоль них.
По инициативе Рябова Б.И. была сделана попытка найти соответствие между появлением депрессии радиоизлучения и наличия открытых силовых линий [82]. Для обнаружения депрессии использовались наблюдения на радиогелиографе NoRH, как наиболее доступные и обладающие двумерным разрешением. Расчет открытых линий МП проводился в потенциальном приближении методом PFSS (the potential-field source-surface model) с поверхностью источника на 1.5 R . Ниже на рис. 2.25 приведен пример для пятна из группы NOAA 10105, рассмотренного в 2.1.
Наблюдение NOAA 10105 13 сентября 2002 г. (a) Контурная карта яркостной температуры в е-моде на 17 ГГц (NoRH, 02:45 UT), (b) тоже в о-моде. (с) Магнитограмма (фон), полученная на SOHO/MDI, 04:47 UT), и линии магнитного поля, полученные PFSS экстраполяцией. (d) Изображение в He I 10830 A, полученные на MLSO/CHIP (16:59 UT). Стрелки указывают на положение основания открытой силовой линии (розовая линия). Координаты по осям карт солнечные, в угловых секундах. Из рассмотреных пятен примерно половина показала наличие открытой линии МП из области депрессии. Точный процент совпадений пока не известен из-за недостаточной статистики. При этом нужно учесть, что PFSS экстраполяция в основном предназначена для исследования крупномасштабных характеристик межпланетного МП и прогнозирования солнечного ветра и тонкие детали МП активных областей воспроизводят недостаточно хорошо [79].
Возможно, новые методы определения положения открытых линий коронального МП [37], основанные на анализе изображений короны в УФ и измерений доплеровских смещений УФ линий, получаемых с помощью космических обсерваторий SDO, HINODE и др., а также новые методы экстраполяции МП, использующие полный вектор МП (см. [36] и ссылки в ней), позволят улучшить точность построения линий МП.
В большинстве случаев знак круговой поляризации радиоизлучения (параметр Cтокса V ), наблюдаемого над солнечным пятном, определяется знаком МП пятна на фотосфере: для северного МП преобладает излучение с правой круговой поляризацией, над южным – с левой. Преобладающая поляризация соответствует необыкновенной волне, которая в солнечной атмосфере генерируется в более высоких, более горячих слоях. В определенных условиях знак поляризации может не соответствовать знаку МП – прежде всего это связано со случаями прохождения излучения через области, где МП перпендикулярно направлению распространения радиоизлучения (QT-области). Такой эффект часто наблюдается на длинных волнах для пятен в активной области, расположенных на краю АО. Это происходит при прохождении радиоизлучения пятна через магнитосферу собственной АО (гало). Смена знака поляризации происходит при прохождении пятна через центральный меридиан. Подобный эффект наблюдается повсеместно, его легко отследить по временной динамике параметра V, а также по частотной зависимости V (обращение поляризации происходит только на низких частотах). Предельная частота, на которой происходит смена знака поляризации, зависит от параметров МП в месте пересечения излучения QT-области.