ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 9, с. 698-720
УДК 52,3.982
ТРЕХМИНУТНЫЕ КОЛЕБАНИЯ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ: СЕЙСМОЛОГИЯ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
© 2007 г. Ю. Д. Жугжда*
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Троицк
Поступила в редакцию 15.03.2007 г.
Показано, что не существует собственных колебаний пятен с периодами порядка трех минут и меньше. Сложный спектр трехминутных колебаний возникает из-за того, что атмосфера пятна является многополосным фильтром для медленных МГД-волн. Для выяснения причин возникновения полос пропускания фильтра было исследовано распространение волн через атмосферу пятна с использованием как многослойных изотермических моделей атмосферы, так и различных эмпирических моделей атмосферы. Оказалось, что есть несколько различных механизмов, ответственных за возникновение полос пропускания у атмосферного фильтра для медленных волн. Самая низкочастотная полоса пропускания фильтра возникает благодаря эффекту интерференционного фильтра типа Фабри-Перо на резонансной частоте температурного плато. Частота этой полосы всегда меньше частоты отсечки температурного минимума. Следующая по частоте полоса пропускания возникает на частоте отсечки. Более высокочастотные полосы пропускания возникают в результате эффекта просветления атмосферы, хорошо известного в оптике и акустике. Нелинейность трехминутных колебаний, которая наблюдается в верхней хромосфере и переходном слое, оказывает только косвенное влияние на свойства фильтра, увеличивая его пропускание в большинстве полос из-за уменьшения амплитуды волны, отраженной от верхних слоев атмосферы, которое происходит из-за нелинейного поглощения волн. Знание механизмов формирования спектра трехминутных колебаний позволило предложить методику оценки параметров атмосферы пятна по спектру трехминутных колебаний, т.е. заложить основы сейсмологии атмосферы солнечных пятен.
Ключевые слова: солнечные пятна, колебания, МГД-волны, сейсмология.
THREE-MINUTE OSCILLATIONS IN SUNSPOTS: SEISMOLOGY OF THE SUNSPOT ATMOSPHERE, by Yu. D. Zhugzhda. We show that there are no sunspot eigenmodes with periods of the order of three minutes or shorter. The complex three-minute oscillation spectrum stems from the fact that the sunspot atmosphere is a multiband filter for slow MHD waves. To ascertain why the filter passbands appear, we have investigated the propagation of waves through the sunspot atmosphere using both multilayered isothermal atmospheric models and various empirical atmospheric models. It turns out that there are several different mechanisms responsible for the appearance of passbands in the atmospheric filter for slow waves. The lowest-frequency filter passband arises from the effect of a Fabry—Perot interference filter at the resonance frequency of the temperature plateau. The frequency of this passband is always lower than the cutoff frequency of the temperature minimum. The next (in frequency) passband appears at the cutoff frequency. The higher-frequency passbands result from the antireflection effect well-known in optics and acoustics. The nonlinearity of the three-minute oscillations observed in the upper chromosphere and the transition layer has only an indirect effect on the properties of the filter, increasing its transmission in most passbands due to the decrease in the amplitude of the wave reflected from the upper atmospheric layers caused by nonlinear wave absorption. Knowledge of the formation mechanisms for the three-minute oscillation spectrum has allowed us to suggest a technique for estimating the parameters of the sunspot atmosphere from the three-minute oscillation spectrum, i.e., to lay the foundations for the seismology of the sunspot atmosphere.
PACS numbers:95.30.Qd; 96.60.qd; 96.60.Na; 96.60.Ly
Key words: sunspots, oscillations, MHD waves, seismology.
Электронный адрес: zhu@izmiran.ru
ВВЕДЕНИЕ
С момента открытия трехминутных колебаний прошло очень много времени. Проведены многочисленные исследования колебаний в оптическом (Лайтс, Томас 1985; Лайтс, 1986а,б; Сентено и др., 2006), ультрафиолетовом (Гурман и др., 1982; Гурман, 1987; Бринилдсен и др., 1999а,б,в, 2002, 2003а,б, 2004а,б; Флуда, 1999, 2001; Малтби и др., 1999, 2001; О'Шиа и др., 2002; Рендтел и др., 2003) и радиодиапазонах (Гельфрейх и др., 1999, 2006; Шибасаки, 2001). Получен обширный наблюдательный материал, который, казалось бы, должен был позволить создать основы теории этого явления. Однако общепринятой теории трехминутных колебаний не существует. Налицо поразительный контраст с теорией пятиминутных колебаний Солнца, история изучения которых насчитывает примерно столько же лет. Теория пятиминутных колебаний выросла в новое направление солнечной физики, известное под названием гелио-сейсмология. Позволю себе высказать парадоксальную мысль, что успехи теории пятиминутных колебаний Солнца оказали отрицательное влияние на развитие теории трехминутных колебаний в пятнах. Пятиминутные колебания являются собственными колебаниями Солнца, которые возбуждаются источником, находящимся внутри резонансной полости, а именно турбулентностью в конвективной зоне Солнца. По этой причине центральной задачей теории пятиминутных колебаний Солнца является отыскание резонансных частот Солнца, т.е. решение хорошо известной в математике задачи на собственные значения. Неудивительно, что для объяснения трехминутных колебаний многие исследователи стали на путь поиска собственных колебаний солнечных пятен и, соответственно, решения задачи на собственные значения. Однако, в отличие от глобальных пятиминутных колебаний Солнца, трехминутные и пятиминутные колебания не захватываются солнечными пятнами, так как в подфотосферных слоях пятен волны практически беспрепятственно проходят внутрь пятна и выходят наружу. Эти свойства колебаний установлены методами голографии (Браун, Бирх, 2006) и посредством локальной сейсмологии подфотосфер-ных слоев пятен (Жао, Косовичев, 2006), которые показывают, что задержка по времени между приходящими и уходящими из пятна волнами меньше периода волн. Если бы существовали собственные колебания пятен, то имел бы место частичный захват волн в пятне, и их переизлучение происходило бы спустя некоторое время. Время задержки переизлучения определяется добротностью резонатора и должно, как минимум, составлять несколько периодов колебаний. В противном случае нельзя говорить о каких-то собственных колебаниях солнечных пятен. Согласно расчетам Жукова (2005)
добротность собственных колебаний пятна должна быть порядка 10—100 или даже более. В действительности наблюдается только небольшая задержка, существенно меньшая периода колебаний, которая, возможно, связана с процессами трансформации р-мод в МГД-волны и обратно. Кроме того, многочисленные оптические наблюдения колебаний в пятнах, проводившиеся одновременно в нескольких линиях, которые образуются на различных уровнях атмосферы, позволили установить, что 3-мин колебания — это волны, бегущие со скоростью звука из фотосферы в корону (см., например, Сентено и др., 2006). Этот надежно установленный наблюдательный факт невозможно объяснить в рамках модели собственных колебаний пятна. Жуков (2005) попытался примирить гипотезы собственных колебаний и фильтрации волн атмосферой. Он высказал предположение, что бегущие волны в хромосфере возникают в результате утечки колебаний из резонатора. Но поскольку, согласно наблюдениям, групповая скорость волн в хромосфере равна скорости звука, никакого существенного отражения волн от верхних слоев атмосферы не происходит, и, следовательно, возникновение в пятне собственных колебаний с периодами порядка трех минут невозможно.
Таким образом, нет никаких оснований предполагать, что существуют собственные колебания пятен с периодами порядка 3—5 мин и меньше. В связи с этим необходимо объяснить, почему результаты расчетов собственных колебаний пятен (см., например, Калли, Богдан, 1993; Богдан, Кал-ли, 1997; Жуков, 2002, 2005), которые, на первый взгляд, находятся в удовлетворительном согласии с данными наблюдений, на самом деле не имеют отношения, по крайней мере, к трехминутным колебаниям в пятнах. Причина этого в выборе граничных условий, о чем будет сказано подробнее в разделе "Медленные МГД-волны в атмосфере пятна".
В то же время спектр трехминутных колебаний всегда состоит из нескольких спектральных компонент, что делает его очень похожим на спектры, которые характерны для собственных колебаний. Жугжда и Лоцанс (1981) указали на альтернативную возможность объяснения спектра колебаний пятна: сложный спектр колебаний может быть связан с условиями прохождения медленных волн через атмосферу пятна. Для проверки этой идеи решалась не задача о собственных колебаниях пятен, а задача о распространении волн через атмосферу пятна, что соответствует реальной физической ситуации: волны, приходящие в пятно из окружающей атмосферы, распространяются через фотосферу, температурный минимум и хромосферу
25
15 -
со л н о о а о
б 10
500
1000
1500
2000
1
Глубина, км
500
1000
1500
2000
Рис. 1. Зависимость скорости звука (а) и частоты отсечки (б) от глубины для моделей атмосферы пятна Штауде (кривая 1), Малтби (кривая 2) и Лайтса (кривая 3).
а20
5
в солнечную корону. При этом возникают отраженные волны на различных уровнях в атмосфере, интерференция которых приводит к появлению выделенных частот в спектре, на которых коэффициент пропускания для медленных МГД-волн оказывается существенно большим, чем на других частотах. Иными словами, атмосфера пятна представляет собой многополосный фильтр для волн, приходящих снизу. Предложенная Жугждой и Лоцансом (1981) методика была применена для исследования прохождения волн через атмосферу пятна на примере различных эмпирических моделей (Жугжда и др., 1983, 1984, 1985, 1987; Сеттеле и др., 2001). В последние годы появились новые высококачественные наземные и космические наблюдения колебаний пятен, для интерпретации которых был проведен более детальный анализ распространения волн в пятнах, чем это было сделано
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.