УДК 523.942+523.982-46
ИССЛЕДОВАНИЕ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ КОЛЕБАНИЙ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ПЯТНЕ И ВБЛИЗИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА НА РАЗНЫХ УРОВНЯХ ФОТОСФЕРЫ
© 2007 г. В. И. Ефремов, Л. Д. Парфиненко, А. А. Соловьев
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 21.08.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
Представлены новые результаты наблюдений долгопериодических колебаний поля лучевых скоростей, определяемых по допплеровским смещениям спектральных линий, которые образуются на разных высотах в солнечных пятнах и их окрестностях. Показано, что солнечные пятна, а также магнитные элементы, локализованные в окрестности пятен, испытывают колебания с периодами в диапазоне от 40 до 80 мин. Картина колебаний в лучевых скоростях устойчиво сохраняется на протяжении всего сеанса наблюдений (до 4 ч). Полученные результаты подтверждают предсказания теоретической модели собственных долгопериодических колебаний (вертикально-радиальных смещений) магнитного элемента (пятна, поры, магнитного узелка) как целого около некоторого положения устойчивого равновесия.
PACS: 96.60.qd, 96.60.Mz
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование колебательных процессов в солнечных пятнах и в окружающей их фотосфере представляет особый интерес для солнечной физики, поскольку эти области заняты достаточно сильным (преимущественно вертикальным) магнитным полем. Волновые и колебательные свойства такой среды существенно отличаются от аналогичных свойств атмосферы, свободной от магнитного поля [1, 2]. Обычно внимание исследователей сосредоточено на относительно высокочастотных (с периодами 3—5 мин) МГД-колебаниях в солнечных пятнах. Изучению этих колебаний посвящена весьма обширная литература, как наблюдательного, так и теоретического характера (см. [3—9] и др. работы). Однако наряду с этими достаточно хорошо изученными осцилляциями, в солнечных пятнах и их окрестностях наблюдаются и долгопериодические (с периодами от получаса до нескольких суток) колебания физических параметров, которые, в частности, проявляются как во временных вариациях магнитного поля пятен и лучевых скоростей [10— 12], так и в радиоизлучении источников над пятнами [13—15]. Это явление не может быть выявлено при кратковременных (15—30 мин) сеансах наблюдений, здесь необходимо получить достаточно длительные и однородные временные ряды, характеризующие изменение параметров плазмы и магнитного поля исследуемых объектов. Для своей теоретической интерпретации долгопериодиче-
ские колебания магнитных элементов солнечной атмосферы также требуют принципиально других подходов, чем описание короткопериодических ос-цилляций. Они, по-видимому, связаны с тем, что всякий локальный магнитный элемент (пятно, пора, узелок), будучи достаточно долгоживущим и устойчивым в механическом смысле образованием, способен под воздействием внешних возмущений испытывать колебания около некоторого положения равновесия. Эти колебания носят интегральный характер в том смысле, что магнитный элемент сохраняет в целом свою структуру и геометрию, но его размеры и, соответственно, магнитное поле, периодически меняются. Когда элемент поднимается в более разреженные слои, внешнее давление, поджимающее его с боков, убывает, и он расширяется, а его магнитное поле ослабевает. При погружении в более глубокие слои фотосферы и конвективной зоны, магнитный элемент, напротив, сжимается, и его поле возрастает. Такие собственные колебания можно назвать вертикально-радиальными.
Теоретические модели пятна, описывающие этот процесс, разрабатываются уже давно [16, 17]. В последнее время модель "мелкого" солнечного пятна развита достаточно детально [18, 19], рассчитана зависимость частоты собственных колебаний пятна от напряженности его магнитного поля, хотя еще в 1992 г. было показано, что характерными для колебаний пятна как целого являются периоды в 60—300 мин (при диапа-
зоне напряженностей магнитного поля от 1 до 4 кГс) [17, табл. 2]. Важно отметить, что период этих осцилляций, согласно последнему варианту модели [19], не зависит от поперечного размера элемента и определяется только напряженностью его магнитного поля. Как показывают измерения вариаций магнитного поля пятен [12], в диапазоне напряженностей поля от 1.5 до 2.7 кГс период глобальных собственных колебаний варьирует в пределах примерно от 40 до 200 мин.
В данной работе представлены результаты поисковых исследований, проведенных с целью проверки теоретических предсказаний модели мелкого солнечного пятна [16—19]. Наблюдения проводились в мае 2006 г. на телескопе АЦУ-5 ГАО РАН в Пулкове. Исследовались колебательные процессы в солнечном пятне и его ближайших окрестностях на основании допплерограмм хорошего качества. Благодаря достаточно продолжительным сеансам наблюдений, достигавшим 4 ч при регистрации со скважностью 15—30 с, удалось достоверно выявить низкочастотную область колебаний магнитных элементов с периодами от 40 до 80 мит.
Структура работы следующая: в разделе 2 описывается методика наблюдений, в разделе 3 — методы обработки полученных изображений, в 4-м разделе излагаются результаты наблюдений и проводится их обсуждение. В Заключении кратко сформулированы выводы работы.
2. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ
В данной работе использованы наблюдения, полученные в 2006 г. по новой методике. Вместо регистрации лучевых скоростей с помощью CCD-видеокамеры спектрогелиографа-магнитографа [8, 9] мы в данном исследовании применили прямую регистрацию допплеровских смещений по изображениям солнечного спектра, полученным с помощью цифровой зеркальной камеры типа CANON. Матрица камеры (CMOS-датчик) размером 22.2 х х 14.8 мм установлена в фокальной плоскости спектрографа солнечного горизонтального телескопа АЦУ-5. Фокусное расстояние телескопа — 17 м. Диаметр Солнца на щели спектрографа равен 161 мм, т.е. мы имеем масштаб 11.9"/мм. Изотермический четырехкамерный спектрограф солнечного телескопа имеет дисперсию спектра в IV порядке в районе линии Ha около 3.7 мм/A, при этом обеспечивается спектральное разрешение 0.15 нм. Общее количество пикселей — 8.2 млн. Использовано разрешение 3456 пикс. х2304 пикс. Тип получаемых изображений — JPEG или RAW (12 бит). При наблюдении солнечного спектра освещенность матрицы цифровой камеры оказывается вполне достаточной для работы с выдержками короче 0.01 с при чувствительности ISO 200.
Цифровая камера управляется с помощью компьютера через скоростной интерфейс USB-2. В процессе наблюдений камера автоматически делает снимки спектра через необходимый временной интервал (15—30 с) на протяжении всей серии наблюдений. Для удобства применения фурье-преобразования делается серия из 512 кадров. Получены серии наблюдений длительностью от 1 до 4 ч.
При проведении наблюдений такого рода наблюдатель должен вести тщательный контроль положения выбранной области на щели спектрографа. Оно несколько меняется на протяжении длительной серии наблюдений из-за вращения Солнца и из-за годового изменения склонения Солнца. Для осуществления данного контроля нами используется зеркальная щель спектрографа, отражающая с увеличением изображение щели на специальный экран, и изображение спектра, получаемое с помощью вспомогательной телевизионной камеры на видеомониторе, по которому легко и удобно контролировать положение конкретных элементов изображения на щели спектрографа.
Преимущество использования цифровой зеркальной камеры перед стандартными аналоговыми CCD видеокамерами большой размер матрицы и очень высокое качество (разрешение) цифрового изображения (для нашего телескопа даже избыточное, из-за умеренного атмосферного качества изображения, составляющего обычно 2"3"). Недостаток — резкое падение чувствительности CMOS-датчика в районе полезной ИК-линии HeI 1083 нм и необходимость разработки специального математического обеспечения для автоматического получения допплеровских смещений из цифровых снимков спектра. Нами регистрировалась область спектра в районе от 649 до 650 нм. Здесь имеется шесть линий с разными уровнями образования [17]. На рис. 1 приведен пример спектрограммы указанной области спектра.
3. МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Измерение лучевых скоростей в атмосфере Солнца, как известно, основано на определении смещений спектральных линий, обусловленного эффектом Доплера:
АЛ = А' — Ло = — Ао,
c
где АЛ — измеренное смещение линии в спектре, обусловленное движением источника излучения относительно наблюдателя (допплеровское смещение); Л, Ло — значения длин волн движущегося и неподвижного источника, соответственно; v — собственно лучевая скорость (проекция скорости на луч зрения); c — скорость света.
225 км 215 км
ЕФРЕМОВ и др. 310 км 190 км 535 км
335 км
Ca 649.96 нм
Fe 649.89 нм
Ba 649.69 нм Fe 649.49 нм Ca 649.38 нм
Fe 649.65 нм
Рис. 1. Пример рабочей спектрограммы. Вверху указаны высоты образования использованных спектральных линий, внизу — длины волн и химический элемент, которому принадлежит данная линия.
Исходные данные, получаемые на АЦУ-5, представлены в виде последовательности спектрограмм (битовых карт в формате jpg) участка солнечного спектра в диапазоне А649.38—649.97 нм. В зависимости от длительности наблюдений (от 1 до 4 ч) интервалы между спектрограммами выбираются от 15 до 30 с. Как правило, это последовательность из 512 спектрограмм. Обработку данного материала можно разбить на три основных этапа: подготовительный, расчетный и анализ полученных карт.
3.1. Подготовка данных Подготовка, в основном, состоит в разработке сценария действий для одной спектрограммы и применения его ко всей их последовательности. Как правило, сценарий включает в себя использование ряда стандартных программ: Resize Image, Change to Grayscale, Negative Image, Adjust brightness/Contrast, Filter (blur more и др.). Это позволяет выбрать нужную рабочую область, устранить локальные дефекты (царапины, пробитые пиксели), повысить контраст спектральных линий для более точного определения положения центра тяжести линии. Заключительным этапом подготовки данных является перевод битовой карты в ASCII-коды. Для этого мы используем разработанную нами специальную
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.