УДК 523.947
ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ И ДВИЖЕНИЯ ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫРАХ
© 2007 г. Н. И. Кобанов, А. А. Скляр
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 04.04.2007 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
В течение наблюдательных сезонов 2002—2005 гг. проведены эпизодические наблюдения корональных дыр (КД) одновременно в нескольких спектральных линиях. На основании анализа 18 временнЫх серий получены амлитудно-спектральные характеристики колебательно-волновых движений солнечной плазмы в основании КД. Показано, что амплитуда 5- и 3-мин колебаний лучевой скорости в КД увеличивается. При этом низкочастотные колебания (1—2 мГц) концентрируются на границах хромосферной сетки, тогда как в ячейках сетки преобладают 3- и 5-мГц осцилляции. В основании КД обнаружены явные признаки распространяющихся волновых движений. Измеренная на частоте 3 мГц фазовая скорость составляет 45 ± 5 км/с для экваториальной КД и 80—100 км/с для полярной КД.
PACS: 96.60.pc, 95.85.Kr, 96.60.Ly
1. ВВЕДЕНИЕ
Корональные дыры (КД), обнаруженные во второй половине прошлого века с помощью спутниковых наблюдений рентгеновского излучения солнца, неизменно привлекают внимание исследователей. Исследования КД активно ведутся в широкой оптической области от крайнего ультрафиолета до ближнего ИК-диапазона. Ряд интересных результатов получен также из анализа радиоизлучения [1, 2]. Так, Боровик и Лившиц [1] отмечали изменение радиорадиуса Солнца в результате появления лимбовых КД. Согласно установившемуся мнению КД есть проявления открытых магнитных конфигураций в солнечной атмосфере [3]. Наблюдения показали, что солнечный ветер "рождается" в этих образованиях [4]. Было найдено, что низкоскоростная компонента солнечного ветра "привязана" к центральным областям КД, а высокоскоростная — к участкам, расположенным вдоль границы КД [5, 6]. Интенсивно исследовалась структура фотосферного магнитного поля в КД [7—9]. В ряде работ [10, 11] отмечается, что магнитные структуры в КД развиваются значительно медленнее в сравнении с другими невозмущенными областями солнечной атмосферы вне КД. Отдельные авторы [7] утверждают, что КД являются индикатором присутствия крупномасштабных магнитных полей Солнца и что динамика КД отражает поведение этих полей на корональном уровне. В последние годы активно изучались особенности физических условий в КД, отличающие их от окружающей среды [12, 13]. Естественно предполагать,
что признаки таких различий следует искать и в основании КД на хромосферном и фотосферном уровнях [14].
Известно, что характеристики солнечных ос-цилляций довольно чувствительны к основным параметрам физических условий, таким как температура, плотность, величина напряженности и конфигурация магнитного поля. Последние два могут определять не только частоту, длину волны и скорость распространения, но и сам тип возбуждаемых колебаний. Теоретическому рассмотрению вопросов возбуждения и распространения волн в КД посвящен ряд работ [15]. Можно надеяться, что изучая колебания внутри КД и сопоставляя их с данными по окружающей атмосфере, удастся лучше понять роль, которую играют КД в процессе переноса и обмена энергией. Выполняют ли они функции своеобразного "предохранительного клапана" в общем нагреве короны?
Вот почему исследования колебательно-волновых процессов в КД ведутся в широком спектральном диапазоне излучений. Верони и др. [16] уверены, что при исследовании КД в линии На они зафиксировали волну Моретона. С помощью космических аппаратов колебания над КД исследуются и в ультрафиолете [17]. Дойл и др. [18] объясняют наблюдаемые ими повторяющиеся взрывные события в КД пересоединением колеблющихся магнитных трубок противоположной полярности.
Цель настоящей работы — существенно расширить современные представления о свойствах колебательных процессов, происходящих в основа-
Краткие сведения о наблюдательных данных
№ Положение Дата и время (UT) Спектральные Период, мин
на диске линии(A, A) Фотосфера Хромосфера
1 50°N 0°W 11.09.02 08:02-08:45 Ha, FeI 6569 5,8 3,5, 12,20
2 48° S 15° W 11.09.02 08:55-09:36 Ha, FeI 6569 5 3,5, 12-15
3 0°S 20° W 16.05.03 03:19-04:51 Ha, FeI 6569 5, 19 3, 5, 9-20
4 5°S 30° W 17.05.03 08:55-09:55 Ha, FeI 6569 5 3,5, 12, 16, 25
5 40° S 0°W 01.07.03 08:02-09:27 Ha, FeI 6569 5, 19, 22 3, 5, 14-23
6 25° S 27° W 22.05.04 03:22-04:21 Ball 4554, FeI 4551.6 7,9, 14, 19
7 25° S 27° W 22.05.04 04:25-05:24 BaII 4554, FeI 4551.6 3, 6, 15, 20
8 5°S 13° W 28.06.04 02:05-04:12 Ha, FeI 6569 5, 20 3,5,9-16, 25
9 80° N0°W 15.07.05 09:37-10:20 Ha, FeI 6569 5, 10 3, 11
10 0°S 5° W 18.07.05 09:37-10:20 BaII 4554 5, 11
11 0°S 18° W 19.07.05 03:56-05:00 FeI 5576, CaI 5582 5, 12
12 0°S 18° W 19.07.05 05:20-06:05 BaII 4554 5, 13
13 48° N 5°E 04.08.05 04:47-06:17 Ha, FeI 6569 5, 25 3,5, 15
14 32° S 4°W 04.08.05 06:26-07:09 Ha, FeI 6569 5, 10, 22 3,5, 15
15 4°N47°E 11.08.05 02:54-03:51 CaII 8542 3,5, 15,25
16 60° N 1°E 11.08.05 04:20-05:00 CaII 8542 3,5, 14
17 0°N36°W 17.08.05 05:20-06:43 BaII 4554, FeI 4551.6 5, 11
18 0°N 37° W 17.08.05 06:58-08:38 CaII 8542 5, 20 5, 11,20
нии КД, основываясь на анализе собственных наблюдений, выполненных авторами на современном оборудовании, и последующем сопоставлении полученных результатов с уже известными.
Настоящая работа выполнялась в рамках более обширной программы исследования свойств колебаний в солнечных образованиях с различной топологией магнитного поля.
2. ИНСТРУМЕНТ И МЕТОД
Наблюдения были проведены на горизонтальном солнечном телескопе Саянской солнечной обсерватории, оборудованном фотоэлектрической следящей системой, обеспечивающей сканирование и гидирование изображения с точностью до
1". Теоретически пространственное разрешение телескопа при диаметре основных зеркал 800 мм может достигать 0.2". Нами использовалась ПЗС-матрица RTE/CCD 256H (256 х 1024 пикс., размер пиксела — 24 мкм) фирмы Princeton Instruments. Матрица снабжена термоэлектрической системой охлаждения и контроллером, обеспечивающим автоматическое поддержание температуры, что способствует достижению более высокой чувствительности за счет резкого снижения тепловых шумов. Управление процессом наблюдения и регистрации информации, снимаемой с матрицы, производилось фирменным пакетом программ WinSpec32. Наблюдения проводились безмодуляционным методом [19] одновременно в
600 400 200 0
-200 -400
И-600 ^ 600
400
200
0
-200 -400 -600
ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ (а)
0
0
20
20
40 60 (б)
40 60
t, мин
80
100
80
100
Рис. 1. Фрагменты сигналов лучевой скорости в основании КД: (а) — хромосфера, (б) — фотосфера.
нескольких спектральных линиях, образующихся на двух уровнях высот, которые соответствуют фотосфере и хромосфере или фотосфере и зоне температурного минимума. Мы использовали следующие спектральные линии: Ha 6562.8 A, FeI 6569.2 A, Call 8542 A, Ball 4554 A.
В работе использованы данные 18 временных серий, полученных при наблюдении корональных дыр с различным положением на диске (как вблизи экватора, так и на полюсах). Краткая характеристика этих данных приведена в таблице. Каждая временная серия представляет собой последовательность кадров одинаковой экспозиции, полученных через равные интервалы времени (от 1 до 10 с). Продолжительность временных серий составляет от 40 до 125 мин. Размер наблюдаемой области определяется шириной входной щели и высотой матрицы вдоль щели и в среднем составляет 1.5" х 60". Поскольку из-за влияния атмосферы пространственное разрешение в течение часа редко превышает 1", то избыточное пространственное разрешение матрицы (на 60" приходится 256 пикселов) устранялось путем усреднения по 4 соседним пикселам, так что конечное пространственное разрешение вдоль щели не превышало
1". Кроме того, специальная управляющая программа позволяла регистрировать не весь спектр, охватываемый светоприемной поверхностью матрицы, а лишь нужные его участки. Это позволило значительно сократить размер исходных данных и увеличить скорость их первоначальной обработки. Положение корональных дыр определялось по снимкам SOHO в ультрафиолете, дополнительно использовались данные SOLIS (Synoptic Optical Long-term Investigations of the Sun).
Анализируемые наблюдательные данные представляют собой длительные временные серии, полученные одновременно в фотосферных и хромо-сферных линиях с высокой частотой (до 2 кадр./с). В редукционной обработке данных использованы современные методы и средства: пакет IDL, вейвлет-анализ. По мнению авторов, вейвлет-анализ является наиболее подходящим средством для работы с данными колебаниями, имеющими цуговый характер. Именно таковыми и являются большинство наблюдаемых в КД осцилляций скорости и яркости. По сравнению с другими спектральными методами, вейвлет-анализ более удобен для исследования динамики спектров осцилляций.
Рис. 2. Спектральный состав осцилляций в элементах сетки КД: (а) — временная серия № 12, (б) — временна я серия № 3. Сплошной линией изображен спектр мощности осцилляций внутри ячейки, штриховой — на границах сетки.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
Прежде всего в основании КД нами были исследованы свойства 5-мин колебаний, столь широко распространенных в солнечной фотосфере. Наблюдаемые периоды колебаний лучевой скорости
30 25 20
15
101-
х к Е
к о к а
V
С
1.00
0.85
0 10 20 30 40 50 Ь, сек. дуги
Рис. 3. Вейвлет-диаграмма, отражающая пространственную локализацию низкочастотных колебаний.
в фотосфере и хромосфере КД можно найти в таблице.
Примеры временных серий с сигналом лучевой скорости можно увидеть на рис. 1. Как и ранее [20, 21], мы не нашли регулярного понижения амплитуды осцилляций лучевой скорости в КД, обнаруживаемого некоторыми другими авторами [22]. Сначала мы объясняли это возможным различием физических условий в исследуемых объектах (КД на диске и КД в полярных областях), но, вероятно, более существенное влияние на результаты наблюдений могут оказывать локальные структуры. В фотосфере — это супергрануляция, мезогрануля-ция и межгранульные темные дорожки, а выше — элементы хромосферной сетк
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.