АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 10, с. 851-857
УДК 523.983
ХАРАКТЕРИСТИКИ КОЛЕБАНИЙ В МАГНИТНЫХ УЗЛАХ
СОЛНЕЧНЫХ ФАКЕЛОВ
© 2015 г. А. А. Челпанов*, Н. И. Кобанов, Д.Ю.Колобов
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 20.03.2015 г.; принята в печать 10.04.2015 г.
Проводится сравнительный анализ характеристик колебаний интенсивности, магнитного поля и допплеровской скорости в узлах концентрации магнитного поля солнечных факелов и в областях на их периферии с умеренной напряженностью магнитного поля. Исследования выполнены по изображениям полного диска в спектральных полосах Ре I 6173 А, 1700 А и Не II 304 А обсерватории БОО, которые представляют нижнюю фотосферу, верхнюю фотосферу и переходную область, соответственно. В спектрах колебаний продольной напряженности поля в магнитных узлах проявляются пики с частотой около 5 мГц, которые не наблюдаются на периферии факелов. Спектральный состав фотосферных колебаний интенсивности и допплеровской скорости в магнитных узлах и в областях умеренного магнитного поля в целом схож, но мощность колебаний в узлах в 2—4 раза ниже. В линии Не II 304 А максимальные пики спектров колебаний над магнитными узлами распределены преимущественно в диапазоне 3—6 мГц, а на периферии факела — в диапазоне 1.5—3 мГц. Предполагается, что причиной такого распределения колебаний является конфигурация магнитного поля факелов — над узлами силовые линии близки к вертикальным, а над периферией факела они становятся наклонными.
DOI: 10.7868/80004629915090030
1. ВВЕДЕНИЕ
Волны, распространяющиеся в атмосфере Солнца, могут быть ответственны за перенос энергии в верхние слои и их нагрев. Кроме того, изучая параметры волн, наблюдающихся в солнечной атмосфере, можно делать выводы о физических условиях, существующих на различных высотах [1, 2]. Колебания в факелах — областях повышенной интенсивности излучения в фотосферных и хро-мосферных линиях, занимающих значительную часть поверхности Солнца, — являются объектом исследований уже на протяжении 50 лет [3, 4].
Напряженность магнитного поля и его конфигурация непосредственно влияют на свойства колебаний. Для пятен было установлено, что высокочастотные колебания концентрируются в областях с вертикальным магнитным полем, а низкочастотные — в областях, где поле наиболее близко к горизонтальному [5—7]. Короткопериодические осцилляции, наблюдаемые в микроволновом диапазоне, также преимущественно регистрируются над областями сильных магнитных полей [8].
Сходные особенности распределения колебаний можно предполагать и в случае солнечных факе-
Б-шаП: chelpanov@iszf.irk.ru
лов. Факелам, так же как пятнам, свойственно наличие областей с различной напряженностью и наклоном линий магнитного поля: как правило, элементы с самыми высокими значениями магнитного поля располагаются в центральной части факела. В различных частях факелов наблюдаются колебания с различными частотами: внутри ячеек преобладают трех- и пятиминутные колебания, тогда как над сеткой — более низкочастотные с периодами 1.2—2 мГц [9]. Авторы работы [10] отметили вертикальное распространение волн с периодом 3 мин в хромосфере центральной части факела и волн с периодом 5 мин на периферии факела. Костик и Хоменко [11] наблюдали увеличенный период колебаний в областях повышенной напряженности магнитного поля. Турова [12] проанализировала колебания в факеле, находящемся в основании корональной дыры по наблюдениям в линиях Н и К Са II и Са II 8498 А. В хромосфере факела наблюдались мощные колебания 5-мин диапазона, и при этом их доминирующая частота снижалась с увеличением высоты в солнечной атмосфере.
Вероятно, одной из причин, влияющих на такое распределение частот колебаний в факелах, является конфигурация магнитного поля. Однако, в отличие от пятен, факелы имеют более хаотическую конфигурацию магнитного поля и слу-
чайное распределение азимутального угла линий поля [13]. Это, вероятно, является причиной отсутствия однозначного соответствия между фазовыми и спектральными характеристиками колебаний в фотосфере и хромосфере факелов, отмеченное в работе [14]. Поскольку на периферии факела линии магнитного поля, вдоль которых распространяются волны, могут значительно отклоняться от нормали к поверхности, это приведет к тому, что проявления одной волны на различных высотах атмосферы будут наблюдаться в различных пространственных точках. В этом случае проследить реальную траекторию распространения волны весьма затруднительно.
В данной работе мы анализируем спектральный состав колебаний в сигналах продольной напряженности магнитного поля, лучевой скорости и интенсивности, проводя сравнение этих характеристик для магнитных узлов факелов и примыкающих к ним участков с умеренным магнитным полем.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ АНАЛИЗА
Работа выполнена на основе анализа изображений полного диска космической обсерватории SDO. Были использованы изображения в спектральных линиях УФ-диапазона 1700 Л и Не II 304 Л инструмента Л1Л с размером пикселя, соответствующим 0.6", и временным разрешением 24 и 12 с. Данные в линии Ре I 6173 Л инструмента НМ1 с размером пикселя, соответствующим 0.5", и временным разрешением 45 с содержат информацию о магнитном поле, лучевой скорости и интенсивности. Эта линия формируется в фотосфере на высоте 200 км [19]. Реальное разрешение данных SDO составляет 1"—1.5". В настоящей работе мы использовали данные по двум факелам. Они были ассоциированы с активными областями NOAA 11098 и NOAA 11305 и наблюдались вблизи центра диска 14 августа 2010 г. и 11 октября 2011 г. Центральное расположение факелов позволило использовать в анализе одни и те же пространственные точки для различных высот. Длительность временных серий составила 90 и 85 мин, соответственно. Спектры колебаний мы получали с использованием алгоритма быстрого фурье-преобразования после применения процедуры удаления тренда. Временное разрешение наблюдательных данных позволяет анализировать частоты в диапазоне до 11 мГц. Границы факелов были получены по их сглаженным по 20 пикселям изображениям в полосе 1700 Л по уровню яркости 0.7 от максимальной яркости факела.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
В качестве узлов (холмов) магнитного поля рассматривались области факелов, напряженность продольного магнитного поля в которых на протяжении серии не снижалась менее уровня 600 Гс, при этом максимальная напряженность поля в обоих факелах составляла около 1 кГс. Такие узлы обычно расположены в центральной части факелов в виде небольших участков размером 1—2.5" (рис. 1).
Существенные отличия наблюдаются в спектрах колебаний продольного магнитного поля: в каждом из магнитных узлов отчетливо проявляется пик на частоте 4.8 ± 0.1 мГц, который отсутствует в спектрах областей на периферии факела, где напряженность магнитного поля составляет 100— 200 Гс (на рис. 2 приведены спектры в узлах № 3 и № 8). Трехминутные колебания отчетливо видны в сигналах напряженности поля в магнитных узлах, фильтрованных в диапазоне 2—7 мГц (рис. 3). Этот пик в спектрах — проявление изменений именно магнитного потока, а не результат движения холмов магнитного поля, поскольку положение холмов магнитного поля остается неизменным на протяжении анализируемых временных серий. Даже если предположить, что периодические смещения магнитного холма в плоскости изображения существуют, но не могут быть разрешены из-за того, что имеют амплитуду меньше, чем предельное пространственное разрешение, такие смещения холма вызывали бы изменение напряженности магнитного поля в точках, располагающихся на "склонах" холма. Для того, чтобы проверить, имеет ли место такой случай, мы сравнили фильтрованные в 3-мин диапазоне колебания магнитного поля для точек, располагающихся на противоположных сторонах магнитных холмов на различных расстояниях от точки максимального поля. Полученные колебания оказались синхронными (рис. 4). Такое поведение сигналов соответствует случаю колебания магнитного потока в узле — если бы колебания были следствием колебательных движений изображения, сигналы на противоположных сторонах холма были бы в противофазе. Заметим, что ранее о реальности колебаний магнитного поля в факелах заявлялось в работах [15, 16].
В сигналах интенсивности и допплеровской скорости этой же линии Ре I 6173 Л нет существенных отличий в спектральном составе колебаний в магнитных узлах и в областях с более слабым магнитным полем. При этом мощность колебаний скорости в магнитных узлах слабее в 2—4 раза по сравнению с периферией факела (рис. 5). Подавленная мощность фотосферных колебаний в факельных областях по сравнению с невозмущенной фотосферой отмечалась и ранее [16—18].
1000
о
и
<£
ч о и
0) О
и н а
и ^
ей
800
600
А
400
200
80
60
40-
20-
В 804
К й 60
о
В 40
0
Н
1 20
рц
20 40 60
80
80 60 4020-
0
0 20 40 60 80
80-| 60 40 20
20 40 60 80 100 120
0
\ Г\
8
7 (( 9 10
1 сх ^
1 • р. 11
20 40 60 80 100 120
Расстояние, сек. дуги
Рис. 1. Пространственное распределение напряженности продольного магнитного поля в двух факелах. Слева — полутоновые карты, справа — расположение исследуемыех магнитных узлов — областей, в которых продольное магнитное поле не снижается менее уровня 600 Гс на протяжении серии. Границы факелов определены по изображениям в линии 1700 Л.
д1 е н.
т
0
и н
а0 ю 0
е
4 1
01 к
т с о н
в
о
-1 0
г 1 1
2345672
Частота, мГц
Рис. 2. Спектры колебаний напряженности продольного магнитного поля: слева — в магнитных узлах, справа — на периферии факела. Горизонтальными линиями обозначен уровень достоверности 95%.
Спектральный состав колебаний интенсивности
линии 1700 Л в магнитных узлах незначительно отличается от спектрального состава колебаний у границ факелов: в магнитных узлах наблюдается небольшое увеличение мощности колебаний в диапазоне 4—6 мГц (рис. 6).
Более значительные различия проявляются в спектральном составе интенсивности линии Не II
304 Л, образующейся на высоте 2200 км в переходной зоне [6]. Если в областях умеренной напряженности маг
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.