ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 2-3, с. 168-184
УДК 523.94
КОЛЕБАНИЯ В НИЖНЕЙ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ В ОСНОВАНИИ
КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР
© 2014 г. И. П. Турова*
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 26.07.2013 г.
Исследованы колебательные процессы в относительно спокойной солнечной атмосфере, в подножии обширной корональной дыры. На участках, принадлежащих различным структурам хромосферной сетки (ячейкам, сеткам, флоккулам и др.), проанализированы свойства колебаний ряда параметров, связанных, в основном, с интенсивностью спектральных линий CaII. Целью работы было выявление особенностей колебательного процесса в областях пространства, расположенных (в проекции) в центре корональной дыры, вблизи ее границы, а также в яркой корональной точке на разных высотных уровнях солнечной атмосферы (от фотосферы до средней хромосферы). Обнаружено, что в большинстве структурных элементов низкочастотная составляющая спектра возрастает с высотой, а высокочастотная — уменьшается. Максимальная колебательная мощность низкочастотных колебаний приходится на участки, граничащие с яркими магнитными элементами сетки. В центрах яркой хромосферной сетки наблюдается уменьшение мощности трехминутных, пятиминутных и низкочастотных колебаний. Фазовые соотношения указывают на распространение волн, в основном, на границах яркой хромосферной сетки и в промежуточных по яркости элементах сетки. В двух из трех исследованных областей мощность пятиминутных колебаний (2.4—4.0 мГц) в ячейках выше мощности трехминутных колебаний (5.2—6.8 мГц) на исследованных нами уровнях спокойной солнечной атмосферы.
Ключевые слова: Солнце, солнечная атмосфера, корональная дыра, колебания.
DOI: 10.7868/80320010814030097
ВВЕДЕНИЕ
Проблема нагрева верхней солнечной атмосферы вызвала к жизни большое количество как наблюдательных, так и теоретических исследований, в которых рассматриваются различные источники и механизмы нагрева и оценивается их вклад в этот процесс. Одним из возможных источников нагрева являются солнечные р-моды, генерируемые турбулентной конвекцией под фотосферой. Распространяясь в солнечную атмосферу, они взаимодействуют с локальными магнитными структурами, трансформируясь на своем пути. Современные наблюдения, выполняемые одновременно во многих длинах волн, позволяют проследить волновые процессы в различных слоях солнечной атмосферы, от фотосферы до короны и понять роль магнитного поля в распространении различных волновых мод (см, например, Контогианнис и др., 2010а,б; Векио и др., 2007; Векио и др., 2009; Реардон и др., 2009). Было обнаружено, что волны с периодами около 3 мин распространяются, в основном, во внутренних участках хромосферной сетки, образуя
Электронный адрес: turova@iszf.irk.ru
так называемые магнитные тени пониженной мощности колебаний вокруг магнитных элементов. В этих же участках, характеризующихся фибрилль-ной структурой, наблюдаются гало мощности волн с более длинными периодами. Наблюдения с высоким пространственным и временным разрешением дают новую пищу для теоретических изысканий. Например, обнаружение на хромосферном уровне вблизи магнитных элементов хромосферной сетки низкочастотных волн (с частотами около 3 мГц), которые не должны проникать на эти уровни, вызвало предположение о снижении частоты акустического обрезания в наклонном магнитном поле (Бэл, Лерой, 1977; Жугжда, Джалилов, 1984а,б; Де Понтью и др., 2004), объясняющее повышенную мощность пятиминутных колебаний вблизи магнитных элементов хромосферной сетки на границах ячеек. Джеффрис и др. (2006) назвали области сильных (газовое давление приблизительно равно магнитному давлению) и значительно наклоненных (>30° по отношению к поверхностной гравитации) магнитных полей, через которые могут распространяться низкочастотные волны (<5.2 мГц), нормально являющиеся исчезающими в немагнитной
0
1200 1000 800
& 600
га
400 200 0
1200 1000 800
50
Б25Е12 Угл. сек 100
150
& 600
га
400 200 0
0 100 200 300 Номер пиксела
200
Г|
0
50
Б251Ш2 Угл. сек 100
150
200
0 100 200 300 400 Номер пиксела Угл. сек
0 50 100 150 200
1200 1000 800 600 400 200 0
;...... 1 . (в)
...... г 1 1 ■ \ 1' 1 'Л г Н ■ ± и П 1 ' пЛ М к' • Л а \ \ я * _ - Ь 1 л з 1 \ Щ " Чш Г 1 II ■) 1 1!»
400
0 0
1200 1000 800 -600 400 200 0
0
100
50
200
300
400
Номер пиксела Угл. сек 100 150
200
100
200
300
400
Номер пиксела
Рис. 1. Пространственно-временные изменения центральной интенсивности 1Кз (а, в) и 1Хо (б, г) для серий S25E12 и S25W12. Поверх полутоновых картин нанесены соответствующие значения параметров Кдх (а, в) и Хдх (б, г) (отмечены звездочками и соединены штриховыми линиями). Ось абсцисс направлена вдоль оси спектрографа (номера пикселов — на нижней оси, угловые секунды — на верхней). По оси ординат отложено время, в течение которого наблюдались серии. На горизонтальных полосках белым цветом отмечены интервалы по оси абсцисс, принадлежащие участкам сетки и флоккулов; черным цветом — участкам ячейки; серым — участкам границы и промежуточным элементам сетки; штриховкой отмечены интервалы, которые не рассматривались в вычислениях. Черная вертикальная полоска — нить, натянутая поперек спектральной щели.
атмосфере, магнитоакустическими порталами. В некоторых работах (см., например, Хоменко и др., 2008а) было показано, что радиативные потери в тонких вертикальных трубках потока, приводящие к значительному понижению акустической частоты обрезания, также могут способствовать проникновению низкочастотных волн в хромосферу внутри этих трубок. В отличие от фотосферного уровня солнечной атмосферы, колебания на хромосфер-ном уровне оставляют ряд нерешенных вопросов. Многие подробности современного наблюдательного и теоретического состояния проблемы колебаний и волн в спокойном Солнце можно найти в обзоре Хоменко и Калво Сантамария (2013).
Наша статья является продолжением исследований по колебаниям в спокойном Солнце, вы-
полненных ранее (см., например, Теплицкая и др., 2009а,б, 2010; Турова, 2011). Исследования выполнялись с использованием спектральных линий (Н и К CaII, и линии 849.8 нм), образующихся на разной высоте в солнечной атмосфере, что позволило выявить некоторые особенности распространения различных волновых мод в различных структурах спокойного Солнца. В данной работе мы исследовали распределение спектральной мощности в трех областях спокойного Солнца. Области располагались в разных местах основания обширной корональной дыры — во внутренней части, вблизи границы корональной дыры и в яркой корональной точке. Рассматривались распределения спектральной мощности в нескольких частотных полосах, включая низкочастотную, пятиминутную,
170 ТУРОВА
Таблица 1. Характеристики временных серий
№ серии Область Продолжительность серии, с Скважность, с Экспозиция, с Частота Найквиста Частотное разрешение мГц Дата Камера, пикселы Порядок, Дисперсия, нм/мм нм/пике ("□/пике) Размер на Солн це
1 Б25Е12 1380 16 03.08.05 2048 х 2048 II, ПК 205"
Граница 30 0.73 0.1029
КД 2.5 0.00251 (0.258)
2 Б25\У12 1342 16 03.08.05 2048 х 2048 IV, УФ 206"
Яркая 30 0.75 0.0935
точка 2.5 0.0023(0.45)
3 Б25\У17 1350 20 03.08.05 2048 х 2048 200"
Центр 30 0.74
КД 2.5
четырехминутную, трехминутную и высокочастотную. Мы анализировали спектральную мощность и фазовые разности колебаний, наблюдаемых одновременно на нескольких уровнях — от фотосферы до средней хромосферы. Целью работы было: 1) сравнение колебательных режимов в различных структурах хромосферной сетки на разных высотных уровнях спокойной солнечной атмосферы; 2) выявление особенностей колебательного процесса в трех наблюдавшихся областях, расположенных в основании корональной дыры. В качестве параметров колебаний использовались интенсивности спектральных линий и связанные с ними величины.
НАБЛЮДЕНИЯ
Три временные серии спектрограмм были получены 03.08.05 на горизонтальном солнечном телескопе Саянской обсерватории. Мы использовали двухкамерный спектрограф, при этом одновременно регистрировались два участка спектра. Один содержит в себе линии Н и К из резонансного дублета Са11, а второй — линию 849.8 нм из инфракрасного триплета Са11 (X по терминологии Шай-на и Линского, 1974). Отождествление областей выполнялось по снимкам БОНО Е1Т Л = 284 А. На рис. 1 из статьи Теплицкой и др. (2009а) приводится снимок БОНО на дату и время наших наблюдений. Белым кружком обозначена одна из трех областей, в которых проводились наблюдения.
В табл. 1 приводятся характеристики временных серий, среди них — координаты серий и расположение областей относительно корональной дыры (КД). Как можно видеть из табл. 1, в каждой из трех временных серий наблюдались области пространства размером около 200", определяемые используемой высотой щели спектрографа. При таком размере щели область, "вырезаемая" ею на Солнце, может включать в себя несколько ячеек хромосферной сетки, размер которых составляет 30—40". Однако на деле это количество зависит от того, как располагалась щель относительно хромо-сферной сетки.
Одна из серий (Б25'Ш7) подробно рассматривалась в ряде наших работ (например, Теплицкая и др., 2009а, 2010; Турова, 2011). Для сравнения режимов колебаний в разных областях в основании корональной дыры нам показалось целесообразным включить в рассмотрение эту серию, выполнив для нее дополнительные расчеты.
В каждой из серий вся наблюдаемая область была разделена на меньшие участки, соответствующие различным структурным элементам хромо-сферной сетки. Для идентификации этих элементов мы воспользовались методом, предложенным Маршем и др. (2002) и подробно описанным в статьях Теплицкой и др. (2006, 2009б). Для каждого кадра были построены и затем усреднены по времени разрезы поперек дисперсии в центре линии
K Call. По этим графикам выделялись более мелкие структурные элементы: 1) участки яркой хро-мосферной "сетки" (n) вблизи локальных максимумов; 2) внутренние, самые темные участки "ячейки" (с) вблизи локальных минимумов; 3) участки "границ" (f), которые ограничиваю
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.