научная статья по теме ХАРАКТЕРИСТИКИ КОЛЕБАТЕЛЬНО-ВОЛНОВЫХ ПРОЦЕССОВ В СОЛНЕЧНЫХ СТРУКТУРАХ С РАЗНОЙ ТОПОЛОГИЕЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ХАРАКТЕРИСТИКИ КОЛЕБАТЕЛЬНО-ВОЛНОВЫХ ПРОЦЕССОВ В СОЛНЕЧНЫХ СТРУКТУРАХ С РАЗНОЙ ТОПОЛОГИЕЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ»

УДК 523.98-337

ХАРАКТЕРИСТИКИ КОЛЕБАТЕЛЬНО-ВОЛНОВЫХ ПРОЦЕССОВ В СОЛНЕЧНЫХ СТРУКТУРАХ С РАЗНОЙ ТОПОЛОГИЕЙ

МАГНИТНОГО ПОЛЯ

© 2009 г. Н. И. Кобанов, Д. Ю. Колобов, А. А. Скляр, С. А. Чупин, В. А. Пуляев

Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН,

Иркутск, Россия Поступила в редакцию 20.01.2009 г.; принята в печать 07.04.2009 г.

В связи с тем, что волны играют важную роль в процессах обмена энергией между слоями солнечной атмосферы, а характеристики распространяющихся волн определяются физическими условиями среды и, прежде всего, конфигурацией магнитного поля, проведен сопоставительный анализ свойств колебаний в солнечных структурах с разной топологией магнитного поля: солнечных пятнах, факелах, корональных дырах. Измерения доплеровской скорости и интенсивности одновременно проводились на фотосферном и хромосферном уровнях и сопровождались эпизодическими измерениями продольного магнитного поля. В хромосфере тени пятна доминируют 3-мин распространяющиеся колебания, тогда как в полутени и на переферии пятна наблюдаются и более низкочастотные моды. В основании корональных дыр и факелах пока удалось наблюдать четкие признаки распространяющихся волн только на частотах, близких к 3 мГц.

РАС Б: 96.60.Hv, 96.60.Mz, 96.60.Na, 96.60.pc, 96.60.ph, 96.60.qe

1. ВВЕДЕНИЕ

Одной из загадок физики Солнца является нагрев солнечной короны. На первый взгляд ситуация парадоксальная — энергия от холодной фотосферы (Т = 5000 К) каким-то образом передается в более горячие хромосферу и корону (температура последней — 5 000 000 К). Есть сильные основания предполагать, что за механизм транспортировки энергии, наряду с процессами магнитного пересоединения, ответственны волны, распространяющиеся из фотосферы в хромосферу и далее в корону. Старт исследованиям солнечных колебаний был дан работой Лейтона [1]. От наблюдений в невозмущенной фотосфере быстро перешли к изучению свойств колебаний в отдельных образованиях солнечной атмосферы. Периодические колебания интенсивности в хромосфере над пятном впервые наблюдали Беккерс и Тэлант [2]. Бегущие волны полутени почти одновременно были обнаружены Дживанелли [3], Зириным и Штайном [4]. В этот же период проводились исследования осцилляций в волокнах, факелах, спикулах [5—7].

С развитием наблюдений Солнца из космоса резко возросло число работ, посвященных изучению колебательно-волновых процессов во внешних слоях солнечной атмосферы [8]. Осцилляции с 3—5-мин периодом, наблюдаемые в крайнем

ультрафиолете, обнаруживаются в корональных структурах типа "plumes", гигантских спикулах, над солнечными пятнами [9—11]. Колебания с более длинными периодами наблюдаются в петельных структурах активных областей (АО). Заметим, что в подавляющем большинстве эти работы основаны на измерениях флуктуаций интенсивности и гораздо реже встречаются измерения доплеров-ской скорости. В последнее время оживленная дискуссия развернулась в научной печати вокруг вопроса о наблюдательном обнаружении альве-новских волн в короне [12—14].

Вместе с тем мало кто из исследователей сомневается в том, что вся "кухня" этого разнообразия находится внизу — в хромосферных и фотосферных слоях. Перебросить надежный мостик снизу вверх в наблюдениях не всегда удается. Известно, что в самой фотосфере акустические волны возбуждаются конвективными движениями. В верхних слоях, где влияние магнитного поля возрастает, мы чаще имеем дело с другими типами волн (магни-тозвуковыми, альвеновскими). Исследование детальных характеристик этих волн может дать ключ к решению означенной выше проблемы. Замечено, что топология магнитного поля оказывает существенное влияние на характеристики колебаний. В настоящей статье сделана попытка сопоставить

свойства колебаний в различных образованиях нижней атмосферы Солнца. Для изучения были выбраны объекты с отличающейся структурой магнитного поля: (1) солнечные пятна, которые характеризуются сильным магнитным полем, направленным вертикально в тени и почти горизонтально в полутени; (2) факелы, обладающие средним по напряженности магнитным полем, направленным преимущественно под углом 45° к вертикали; 3) ко-рональные дыры (КД), для которых характерно слабое вертикальное поле открытой конфигурации.

Все наблюдения выполнялись авторами по единой методике с одинаковым составом оборудования.

2. ИНСТРУМЕНТ И МЕТОД

Анализируемые в работе наблюдательные материалы получены в течение нескольких последних лет на горизонтальном солнечном телескопе Саянской солнечной обсерватории, расположенной на высоте 2 км на одной из вершин горной цепи. Телескоп приподнят на 6 м от земной поверхности и снабжен системой ветрозащиты. Рабочий диаметр зеркал целостатной группы — 800 мм , фокус главного зеркала — 21 м. Фотоэлектрический гид обеспечивает слежение за изображением с точностью около 1" с компенсацией ухода изображения вследствие собственного вращения Солнца. С помощью призмы Дове наблюдатель имеет возможность ориентировать исследуемый объект в нужном ему направлении относительно входной щели спектрографа. Использовалась CCD-камера (256 х 1024) фирмы Princeton Instrument, снабженная программным пакетом WinSpec для управления процессом съемки и регистрации информации. По пространственной координате 1 пикс. соответствовал 0.24", вдоль дисперсии спектрографа на 1 пикс. приходилось 6—8 mA в зависимости от используемого спектрального порядка. Явно избыточное пространственное разрешение устранялось операцией бинирования по 2 или 4 пикс. Иногда мы дополнительно использовали поляризационную оптику, что позволяло, наряду с лучевой скоростью, измерять напряженность продольного магнитного поля. В целях борьбы с влиянием стробоскопического эффекта, заключающимся в возникновении ложных сигналов на низких частотах [15], процесс съемки был организован таким образом, чтобы "мертвое" время между экспозициями было существенно меньше самой экспозиции.

Для первичной обработки материала применялись собственные оригинальные программы, созданные на основе среды IDL. На этом этапе устранялись наклон спектра, влияние грязи на фотоприемнике, эффекты "плоского поля" (flat field).

38

36

« & pq

34

32

30

M |М

V

V

-20 -10 0 10'' Угловое расстояние

Рис. 1. Полутоновая пространственно-временна я диаграмма доплеровской скорости для 3-мин моды. Вертикальные линии обозначают границы тени и полутени пятна.

Затем мы получали полутоновые пространственно-временны е диаграммы лучевой скорости, интенсивности и напряженности магнитного поля (если измерения проводились с поляризационной оптикой). Лучевая скорость для каждого пространственного элемента вычислялась как разность ин-тенсивностей в крыльях спектральной линии, нормированная на их сумму. Напряженность продольного магнитного поля вычислялась из величины зеемановского расщепления, определяемого как расстояние между центрами тяжести разнополяри-зованных компонент.

Иногда уже на этих диаграммах можно увидеть признаки распространяющихся волн, но чаще картина бывает неоднозначной. Подобные исследования осложняются тем, что в каждом из наблюдаемых объектов одновременно могут сосуществовать как распространяющиеся, так и стоячие волны разных частот и пространственных масштабов. Для лучшего выявления распространяющихся волн и установления их параметров мы применяли метод частотной фильтрации [16] с последующим построением полутоновых пространственно-временных диаграмм доплеровской скорости для разных частотных мод. Такая диаграмма отображает динамику доплеровской скорости (интенсивности, напряженности магнитного поля) вдоль одного пространственного направления, определяемого положением изображения на входной щели спектрографа. Если мы имеем дело с симметрично-распространяющейся в пространстве волной, то на диаграмме отобразятся "шевронные" структуры, вершина которых совпадает с точкой генерации

Угловое расстояние

Рис. 2. Полутоновая пространственно-временна!я диаграмма доплеровской скорости для 5-мин моды (бегущие волны полутени).

колебаний (рис. 1). Если же преобладает стоячая волна, то "шевроны" вырождаются в плоские горизонтальные полосы. Стоячая волна образуется в результате взаимодействия прямой и отраженной волны. В зависимости от соотношения амплитуд и фаз взаимодействующих компонент крутизна шеврона может меняться. Таким образом радикально упрощается процесс выявления распространяющихся волн, и становится возможным более точное определение их основных параметров.

3. КОЛЕБАНИЯ И ВОЛНЫ В ПЯТНАХ

Из отобранных нами объектов солнечные пятна вызывают наибольший интерес в подобных исследованиях. Четкая локализация границ и резкие отличия основных физических характеристик от таковых для окружающей атмосферы позволяют довольно успешно выделять колебательно-волновые процессы, присущие именно этому солнечному образованию. Следует, однако, оговориться, что пониженная яркость тени пятна делает наземные наблюдения особо чувствительными к величине рассеяного света, попадающего из ярких соседних областей. Вот почему такие исследования предпочтительно проводить с помощью инструментов, расположенных на горных вершинах или на борту космических аппаратов.

Существует огромное количество работ, посвященных исследованию различных аспектов осцил-ляций в пятнах и активных областях. Основные наблюдательные факты, известные к моменту начала наших исследований, можно было суммировать как следующие. В хромосфере тени пятна существуют

мощные 3-мин осцилляции, наблюдаемые как в доплеровской скорости, так и в интенсивности. Иногда форма колебаний становится пилообразной, что может указывать на присутствие ударной волны [17]. Для хромосферы полутени обычными являются бегущие волны полутени (БВП) [3, 4], частота и скорость которых уменьшаются по мере продвижения от тени в полутень [17] от 5.5 до 2.5 мГци от 20 до 12 км/с, соответственно.

С середины последнего десятилетия широкое распространение получило мнение, что бегущие волны полутени являются простым продолжением теневых 3-мин волн [4, 18, 19]. Мы выдвинули и развиваем альтернативную версию [20—22], согласно которой эти

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

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»