научная статья по теме ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВЫСОТ ФОРМИРОВАНИЯ УФ- И КУФ-ИЗЛУЧЕНИЯ НАД ТЕНЬЮ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ 3-МИНУТНЫХ КОЛЕБАНИЙ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВЫСОТ ФОРМИРОВАНИЯ УФ- И КУФ-ИЗЛУЧЕНИЯ НАД ТЕНЬЮ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ 3-МИНУТНЫХ КОЛЕБАНИЙ»

УДК 523.982

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВЫСОТ ФОРМИРОВАНИЯ УФ- И КУФ-ИЗЛУЧЕНИЯ НАД ТЕНЬЮ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ 3-МИНУТНЫХ КОЛЕБАНИЙ

© 2015 г. А. С. Дерес*, С. А. Анфиногентов

Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 25.03.2015 г.; принята в печать 13.05.2015 г.

Представлены результаты анализа 3-мин колебаний над тенью солнечных пятен по наблюдениям 800/Л1Л на длинах волн 1700, 1600, 304, 171 и 193 Л. Путем анализа наблюдений колебаний проведена оценка высот формирования излучения на данных длинах волн. Для этого были измерены задержки распространения колебаний от одного излучающего слоя к другому. При расчете расстояний между слоями скорость распространения волн считалась равной скорости звука. Полученные результаты сопоставлены с двумя моделями атмосферы тени пятна.

001: 10.7868/80004629915100011

1. ВВЕДЕНИЕ

Исследование волн и колебаний в атмосфере Солнца является важным разделом физики Солнца. Колебания — это природный зонд, который несет информацию о среде, где они распространяются, так что волны могут быть использованы для исследования атмосферы Солнца.

Колебательные процессы в атмосфере солнечных пятен впервые наблюдались в оптическом диапазоне более 40 лет назад [1, 2]. В течение всего этого времени колебания в пятнах активно изучались, опубликовано огромное количество работ. Подробную информацию можно найти в обзорных работах [3—6].

Интерес к колебаниям в атмосфере солнечных пятен связан, прежде всего, с возможностью их использования для исследования солнечных пятен и атмосферы над ними сейсмологическими методами. Наблюдаемая частота колебаний связана с частотой акустического обрезания, что позволяет оценить значение угла наклона магнитного поля. Так, в работе Юана и др. [7] авторы использовали наблюдения частоты акустической отсечки на разных высотах атмосферы солнечного пятна для определения угла наклона магнитного поля относительно радиального направления.

Дополнительную информацию могут дать наблюдения колебаний на нескольких уровнях солнечной атмосферы. Многоуровневые наблюдения

E-mail: deres@mail.iszf.irk.ru

колебаний в пятнах с измерением фазовых задержек начались еще в 70-х гг. прошлого века [8—10]. Было обнаружено, что магнитозвуковые волны, наблюдаемые в виде 3-мин колебаний, распространяются снизу вверх.

Новые наблюдательные возможности привели к появлению новых работ, посвященных измерению и интерпретации задержки между колебаниями на разных уровнях атмосферы солнечных пятен. Измерение этой задержки в сочетании с информацией о высоте формирования используемых спектральных линий позволяет оценить скорость распространения магнитозвуковых волн в атмосфере солнечных пятен.

Задержки распространения 3-мин колебаний между слоями, наблюдаемыми в лучевых скоростях на нескольких фотосферных линиях, были измерены Кобановым и др. [11]. Они обнаружили, что наблюдаемые задержки распространения 3-мин колебаний соответствуют скоростям, значительно превышающим скорость звука в фотосфере.

Резникова и др. [12] измерили задержку распространения 3-мин колебаний между высотами формирования излучения, видимого в разных каналах аппаратуры Б00/Л1Л. Так по задержке между каналами 1600 Л и 304 Л они получили значение скорости звука ^70 км/с, что значительно превышает ожидаемую величину скорости звука в хромосфере (10—30 км/с). Задержка между каналами 304 Л и 171 Л соответствует скорости распространения волны ^83 км/с. Это значение скорости,

Температура, К

-Фонтенла и др. (2009) [14]

----Малтби и др. (1986) [13]

10 000

-500

0

500

1500

2000

2500

1000 Высота, км

Рис. 1. Зависимость температуры от высоты согласно двум моделям: штриховая линия — модель Малтби и др. [13], сплошная линия — модель Фонтенлы и др. [14].

по мнению авторов работы [12], реалистично, так как соответствующая ему температура 2 х 105 К близка к средней температуре излучаемых слоев.

По нашему мнению, частичное несоответствие измеренных скоростей распространения магнито-акустических волн в атмосфере пятна и значений скорости звука для соответствующих слоев солнечной атмосферы может быть связано с отличием реальных высот формирования излучения от модельных оценок, использованных авторами при расчете скорости распространения волн. Так, в работе [11] авторы подчеркивают, что интерпретация измеряемых задержек существенно зависит от высот формирования спектральных линий, которые определяются в рамках моделей солнечной атмосферы. Важно, что эти высоты в разных моделях могут существенно различаться. А модели, рассчитанные для условий спокойного Солнца, не могут быть применены к солнечным пятнам.

В данной работе мы исходим из того, что скорость распространения волны известна и равна скорости звука. Это предположение применимо, по крайней мере, для верхней хромосферы и короны, где частота акустической отсечки существенно меньше частоты колебаний (см. раздел 3). Следовательно, относительная высота излучающих слоев может быть оценена на основании измеренной задержки. Полученные значения мы сравниваем с двумя разными моделями атмосферы тени солнечных пятен. Это модель Малтби и др. [13], активно используемая вплоть до настоящего времени, и

к более современная модель Фонтенлы и др. [14]. Зависимости температуры от высоты для обеих моделей приведены на рис. 1, и они существенно

е отличаются друг от друга.

- Цель данной работы состоит в измерении отно-

- сительных высот формирования излучения на ряде в длин волн в ультрафиолетовом (УФ) и крайнем

- ультрафиолетовом (КУФ) диапазонах по задерж-я кам распространения 3-мин колебаний между сои ответствующими излучающими слоями и сопостав-;, лении полученных результатов с моделями атмо-

- сферы солнечных пятен.

т В разделе 2 мы рассматриваем процедуру из- мерения задержек распространения волн между й излучающими слоями, видимыми в разных каналах

- 800/А1А(1700, 1600,304, 171 и 193 Л). При этом ^ мы учитываем возможные пространственные сдви-е ги, связанные как с проекционными эффектами,

так и с неполным совмещением изображений в раз- ных каналах. Также мы проводим статистическую а оценку достоверности полученных результатов.

о- В разделе 3 мы обосновываем использование

- скорости звука в качестве оценки для скорости о распространения 3-мин колебаний, а также оцени- ваем относительную высоту формирования излуче-й ния, видимого в разных каналах 800/Л1Л.

с В разделе 4 мы сопоставляем результаты наших

- измерений с двумя моделями атмосферы тени соло нечного пятна и обсуждаем полученные результа-и ты.

304 А

171 А

Канал 8БО/А1А

193 А

1600 А

1700 А

Рис. 2. Изображение исследуемых активных областей на различных длинах волн.

2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ И ИХ ОБРАБОТКА

Для работы были выбраны наблюдения 3 активных областей: N0AA 11131 (8.12.2010), N0AA 11582 (2.10.2012) и N0AA 11711 (6.04.2013). Для всех этих активных областей использовались данные наблюдений космического аппарата 800/Л1Л. Были взяты последовательности изображений исследуемых активных областей на длинах волн 171, 304, 1700, 1600 и 193 Л (рис. 2) длительностью 10 ч. Скважность изображений составляет 12 с для каналов 171, 304 и 193 Л и24с для каналов 1600 и 1700 Л. Поэтому для длин волн КУФ-диапазона получились последовательности из 3000 изображений каждая, а для оставшихся — по 1500 изображений. Для дальнейшей работы изображения были кадрированы до размеров солнечного пятна, а дифференциальное вращение Солнца было скомпенсировано. Указанные операции были выполнены на странице центра хранения данных Б00 http://jsoc.stanford.edu.

Дальнейшая обработка изображений выполнена с помощью языка программирования IDL, и она включает в себя следующие этапы:

• Интерполяция данных на регулярную

сетку. В последовательности изображений возможны пропуски, а время регистрации изображений в разных каналах не совпадает.

Поэтому для получения правильных задержек распространения волн изображения во всех каналах должны быть перенесены на одну и ту же сетку, регулярную по времени.

• Фильтрация. Следующий шаг —это выделение колебательной составляющей из исходного сигнала. Для этого сначала из сигнала вычитаем его сглаженную версию (данное действие убирает медленный тренд), а затем с помощью преобразования Фурье приводим сигнал к спектральному представлению и применяем полосовой фильтр с прямоугольным окном со сглаженными краями в диапазоне периодов от 2 до 4 мин. Отфильтрованный сигнал получаем с помощью обратного преобразования Фурье (рис. 3).

• Расчет задержек. При измерении задержек учитывается, что направление распространения волны, как правило, не совпадает с направления луча зрения. Поэтому возникает проекционный эффект в виде пространственного смещения колебаний в картинной плоскости. Кроме того, дополнительные пространственные смещения обусловлены неточным совмещением изображений в разных каналах. Для того, чтобы определить и учесть эти смещения, на изображениях одного из каналов фиксируется точка, а в другом канале перебираются все точки в ближайшей окрестности (рис. 4). Для

Интенсивность, усл. ед. 60 г

л п

-40-1-1-1-1

0 10 20 30 40

Время, мин

Мощность, отн. ед.

0 5 10 15 20 25

Частота, мГц

Рис. 3. Вверху — изменение интенсивности сигнала на длине волны 304 Л в центральной части пятна. Исходный сигнал показан штриховой линией, фильтрованный — сплошной. Внизу — спектр мощности исходного сигнала (штриховая линия) и окно частотного фильтра (сплошная линия).

Рис. 4. Возможные пути распространения волны (стрелки) от нижнего излучающего слоя к верхнему. Кружками обозначены отдельные пиксели изображений. За реальное направление распространения волны принимается тот путь, где коэффициент корреляции между сигналами от нижнего и верхнего пикселя максимален.

Коэффициент корреляции 1.0 г

171 А

1600 А 1700 А 193 А

0.5

-0.5

-1.0

-150

-100

-50 0 50

Задержка, с

100

150

Рис. 5. Кросскорреляция сигнала для одной точки в центре пятна на длине волны 304 Л с сигналами на других длинах волн.

0

каждого варианта определяются коэффициент корреляции и задержка распр

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.

Показать целиком