УДК 523.94
ИЗМЕНЕНИЕ ОТ ЦЕНТРА К КРАЮ ДИСКА НИЗКОЧАСТОТНЫХ КОЛЕБАНИЙ ЯРКОСТИ СОЛНЕЧНОЙ ХРОМОСФЕРЫ
ПО ЛИНИЯМ Call
(© 2014 г. О. А. Ожогина, Р. Б. Теплицкая*
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 26.11.2013 г.
Цель настоящей работы состоит в подробном статистическом анализе низкочастотных колебаний интенсивности в линиях Call, содержащих информацию о динамике нижней и средней хромосферы. Проведен попиксельный анализ наблюдаемых параметров. Получены следующие результаты. 1. Низкочастотные хромосферные колебания (периоды >400 с) намного чаще видны в сетках, чем в ячейках хромосферной сетки. 2. Относительная доля низкочастотных хромосферных колебаний интенсивности излучения увеличивается с высотой. 3. Распределение встречаемости колебаний интенсивности излучения в зависимости от частоты подразделяется, по крайней мере, на два типа. 4. Разности фаз между колебаниями интенсивности в линиях K и 849.8 нм Call, в отличие от низкочастотных фотосферных колебаний, не дают основания отождествлять низкочастотные хромосферные колебания с внутренними гравитационными волнами. 5. Спектральный состав колебаний в хромосфере сеток напоминает таковой, ожидаемый в трубках магнитного потока при нелинейном режиме конверсии поперечных МГД-волн на нижних уровнях атмосферы в продольные МГД-волны в верхнем ее слое.
Ключевые слова: Солнце, хромосфера, колебания.
DOI: 10.7868/S0320010814060060
ВВЕДЕНИЕ
Настоящая статья служит продолжением статьи Ожогиной и Теплицкой (2013), в которой к изучению режима колебаний в атмосфере спокойного Солнца были привлечены измерения интенсивности излучения линий Call, выполненные на разных гелиоцентрических углах. При этом авторы обратили внимание на некоторые особенности частотного спектра колебаний. В частности, в отдельную моду были выделены колебания с периодами больше 700 с.
Низкочастотные колебания, которые в прошлом часто принимались за артефакт, связанный с флук-туациями коэффициента преломления в земной атмосфере, в настоящее время таковым не признаются, за исключением тех редких случаев, когда действительно доказана их обусловленность режимом наблюдений. Так, например, в работе Бадин и др. (2007), основанной на наблюдениях со спектрографом SUMER на борту SOHO, авторы приводят доводы в пользу того, что регистрируемый ими пик в некоторых спектрах мощности на частоте 1.5 мГц является инструментальным артефактом.
Электронный адрес: ozhog@iszf.irk.ru
Мотивацией послужило присутствие этого возмущения на всем протяжении щели спектрографа. В наших временных сериях низкочастотные цуги волн видны преимущественно в сетках и реже они видны в ячейках хромосферной сетки, т.е. не на всем протяжении щели. Поэтому, используя ту же мотивацию (артефакт, связанный с неустойчивым режимом земной атмосферы, так же как обусловленный инструментальными эффектами, проявлялся бы одинаково и в сетках, и в ячейках), мы можем с большой долей уверенности говорить о солнечном происхождении наблюдаемых нами низкочастотных колебаний. В данной статье мы более подробно, чем в прошлой, исследуем низкочастотные колебания с точки зрения их локализации по высоте и их принадлежности к конкретным компонентам хромосферной сетки.
В последнее время низкочастотные колебания привлекают к себе усиленное внимание теоретиков и наблюдателей как возможный эффективный участник переноса энергии в верхнюю солнечную атмосферу. Часто они рассматривались как порождаемые взаимодействием глобальных р-мод с конвективными потоками в нижней атмосфере (см., например, Хасан, ван Балегойджен, 2008).
В одной из основополагающих статей, посвященных колебаниям в солнечной атмосфере, Дебнер, Флек (1989) уверенно отождествили их с гравитационными волнами в фотосфере. При этом они указали на наблюдаемые признаки, которые создают возможность такой идентификации. Крийгер и др. (2001) при измерениях разностей фаз колебаний яркости ультрафиолетовых континуумов
Д^ (1700-1600 Л), Д^ (1600-1550 Л) зарегистрировали один из характерных признаков гравитационных волн. Низкочастотные волны были отождествлены с внутренними гравитационными волнами, у которых горизонтальные волновые числа соответствуют мезомасштабам, промежуточным между размерами гранул и супергранул (см. также Руттен, Крийгер, 2003).
Многочисленные дальнейшие исследования внутренних гравитационных волн, часто также называемых атмосферными гравитационными волнами, большей частью относятся к ячейкам хро-мосферной сетки. В основном, целью таких работ является оценка потока энергии, переносимого этими волнами из конвективной зоны во внешнюю атмосферу. В работах Книра, Белло Гонзалеза (2011) и Страуса и др. (2008) оценки потока, хотя и отличаются по величине, но согласуются в том, что гравитационные волны вносят существенный вклад в перенос механической энергии.
В сетках отождествление природы низкочастотных волн требует учета влияния магнитного поля как при интерпретации наблюдений, так и в численных расчетах. Здесь основным фактором, определяющим моду распространения, является взаимодействие с трубками магнитного потока, регулируемое топологией поля. В теоретической работе Невингтон, Келли (2010) задается вопрос, что происходит с распространяющимися вверх гравитационными волнами, когда они входят в область малого плазменного параметра в. Путем численного решения волновых уравнений они показали, что даже очень слабые магнитные поля (недавно обнаруженные в ячейках) эффективно отражают гравитационные волны назад в фотосферу. Однако при очень больших углах наклона силовых линий к вертикали и, особенно при отклонении их от вертикальной плоскости, происходит конверсия гравитационных мод в акустические или в альвеновские волны. Последние свободно распространяются во внешнюю атмосферу вдоль силовых линий. Магнитное поле подходящей топологии может служить "окном", пропускающим гравитационные волны в верхнюю атмосферу, что даже отражено в названии упомянутой статьи.
С другой стороны, согласно подробному исследованию колебаний солнечной атмосферы в местах концентрации усиленного магнитного потока (см., например, обзор Матиодакиса и др., 2013), и в
фотосфере и в хромосфере могут существовать и сосуществовать различные моды МГД-волн и, в частности, альвеновские волны.
Настоящая работа посвящена статистическому анализу наблюдений небольшой части (1.43— 2.50 мГц) низкочастотного диапазона колебаний яркости хромосферы спокойного Солнца, преимущественно в сетках, с целью выяснения, какого типа моды мы наблюдаем.
НАБЛЮДЕНИЯ
В работе Ожогиной и Теплицкой (2013) статистический анализ проводился по характеристикам колебаний, определенным как среднее значение по каждому отождествленному внутри временной серии структурному элементу, т.е. по каждой "сетке" и по каждой "ячейке". Всего было получено 15 временных серий, в течение которых на щель спектрографа проецировалось от двух до трех сеток и примерно столько же ячеек. Полное число сеток и ячеек составило 34 и 36 соответственно. Чтобы улучшить статистику и получить возможность проследить изменение спектров мощности колебаний интенсивности от центра к краю солнечного диска, в настоящей статье используются данные, усредненные не по всему объекту, а по 3 пикселям. Такое бинирование близко к нашему реальному пространственному разрешению (с учетом состояния атмосферы).
Наблюдения колебаний интенсивности линий K (393.369 нм) и X (849.806 нм) Call проводились на двухкамерном спектрографе солнечного телескопа АСТ Саянской солнечной обсерватории. Спектральное разрешение в фиолетовой области составляло 0.0023 нм/пикс., в инфракрасной области — 0.00253 нм/пикс. Каждый пиксель камеры соответствует 0.45" на Солнце. Каденция записей — 25 с, продолжительность экспозиции — 2 с. Более подробные сведения о наблюдениях и объектах измерений сообщены в статье Ожогиной, Теплицкой (2013). В табл. 1 приводятся данные о временных сериях и о координатах компонентов хромосферной сетки, подвергнутых вейвлет-анализу. Символ "n" относится к сетке, символ "с" — к ячейке. Пространственное положение каждого объекта на диске характеризуется величиной ^ = cos 9, где 9 — гелиоцентрический угол. Принадлежность к тому или иному компоненту определялась по способу, предложенному Маршем и др. (2002).
Режим колебаний во временных сериях, перечисленных в таблице, изучался с помощью вейвлет-анализа с использованием подпрограмм пакета программ Торренса и Компо (1998). В отличие от предыдущей работы, здесь мы
Таблица 1. Компоненты хромосферной сетки
Дата № серии Продолжительность серии, с M
ni n2 пЗ cl с2 сЗ
24.05.06 I 1975 1.000 1.000 - 1.000 1.000 -
II 1975 0.977 0.957 - 0.984 0.965 0.951
III 1975 0.932 0.894 - 0.924 0.903 -
IV 1950 0.861 0.803 - 0.835 0.786 -
V 1975 0.745 0.669 0.636 0.771 - -
VI 1975 0.633 0.533 0.502 0.652 0.613 0.477
VII 1975 0.512 0.309 0.189 0.532 0.490 0.344
VIII 1975 0.4715 0.247 - 0.495 0.444 -
12.06.06 IX 1719 0.983 0.963 - 0.986 0.977 0.967
X 1710 0.936 0.908 - 0.942 0.927 0.920
XI 1717 0.883 0.864 - 0.8762 0.846 0.807
XII 1615 0.740 0.719 0.609 0.732 0.700 0.636
XIII 1588 0.541 0.368 - 0.561 0.522 -
13.06.06 XIV 1625 0.998 0.994 - 1.000 1.000 -
XV 1625 0.975 0.990 - 0.968 0.982 -
Таблица 2. Статистика по периодам колебаний для линий К и X
Объект Число Число цугов Средняя встречаемость цугов Средняя мощность цуга
пикселей I II I II I II
Линия К
Ячейка 849 378 61 0.445 0.072 35.1 24.0
Сетка 1123 283 156 0.252 0.139 55.8 80.0
Линия X
Ячейка 849 513 14 0.600 0.016 17.26
Сетка 1123 479 49 0.426 0.044 17.81
рассматриваем не глобальный вейвлет спектр, а отдельно каждый цуг волн. Как и раньше, цуги определялись по 95% уровню значимости. Каждый цуг на вейвлет-диаграмме имеет свою протяженность по времени и по частоте. В этих выделенных частотно-временных границах определялась средняя по продолжительности мощность колебаний. К рассмотрению принимались цуги продолжительностью свыше полутора периодов для высокочастотных колебаний и свыше одного периода для низкочастотных.
При работе с вейвлет-д
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.