УДК 523.94
ИЗМЕНЕНИЕ ОТ ЦЕНТРА К КРАЮ КОЛЕБАНИЙ ЯРКОСТИ СОЛНЕЧНОЙ ХРОМОСФЕРЫ ПО ЛИНИЯМ CaII
2013 г. О. А. Ожогина*, Р. Б. Теплицкая
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 03.08.2012 г.
Выполнено исследование 15 временны х серий спектрограмм в линиях ионизованного кальция на участках спокойного Солнца, расположенных на разных расстояниях от центра диска. Целью работы является выявление изменения от центра к краю в колебаниях яркости. Анализу подвергнуты остаточные интенсивности в центрах линий KCaII и 849.806 нм, а также K-индекс. Отдельно рассматривались два компонента хромосферной сетки. Основной результат работы сводится к тому, что мощность колебаний яркости в хромосфере среднего спокойного Солнца уменьшается к краю диска. Это изменение для границ супергрануляционных ячеек (сеток) существенно больше, чем для их внутренних частей (ячеек); в основном оно определяется 5 мин колебаниями, 3 мин колебания практически не показывают изменения от центра к краю. Наряду с изучением зависимости мощности колебаний от гелиоцентрического угла рассматриваются и некоторые другие характеристики колебательного режима хромосферы. Так, в отдельную моду выделены низкочастотные колебания с периодами больше 700 с, которые преимущественно присущи ядру линии K в сетках. Изменения от центра к краю для них не выявлено. В результате обсуждения найденных закономерностей на базе современных публикаций о динамике хромосферы авторы приходят к выводу, что свой вклад могут одновременно вносить разные механизмы и источники ее нагрева.
Ключевые слова: Солнце, хромосфера, колебания. DOI: 10.7868/S0320010813030030
ВВЕДЕНИЕ
Колебания и волны играют ключевую роль в динамике атмосферы Солнца и, возможно, являются одной из главных причин ее нагрева. Они проявляются весьма многообразно при наблюдениях на конкретных высотах, в отдельных структурных образованиях и в разных спектральных линиях. Поэтому результаты многочисленных исследований часто выглядят противоречивыми даже тогда, когда соответствующие наблюдения выполняются в примерно одинаковых условиях (при близких значениях пространственного, временного и спектрального разрешения). В настоящее время нет еще общепринятого ответа даже на такой сравнительно простой вопрос, как изменяется характер волновых мод на пути из фотосферы в хромосферу спокойного Солнца.
Одной из трудностей при интерпретации спек-трофотометрических наблюдений является отсутствие прямой зависимости интенсивности и формы спектральных линий от температуры и других термодинамических параметров среды. В ка-
Электронный адрес: ozhog@iszf.irk.ru
честве диагностик хромосферы часто выбирают линии Н и К Са11. Они относятся к числу линий столкновительно-контролируемого типа, так что их контуры все же в какой-то степени связаны с локальной температурой. Кроме того, площадь под центральным самообращением линии К (или Н) — "К-индекс"("Н-индекс") — часто используется для оценки напряженности магнитного поля.
Даже в спектрах спокойных областей Солнца форма контуров линий Н и К чрезвычайно разнообразна. Типичные формы, наблюдающиеся при умеренном пространственном разрешении, были подробно описаны в работе Крама и Даме (1983). Современные наблюдения с высоким пространственным разрешением выявили новые типы контуров, довольно часто встречающиеся в мелкомасштабных элементах хромосферной сетки (см., например, Резае и др., 2008). Попытки согласовать данные наблюдений с известными или со специально вычисленными для этой цели моделями хромосферы пока не привели к удовлетворительным результатам (см., например, Хасан и ван Балегойджен, 2008). Для суждения о свойствах хромосферы и
об их отношении к проблеме нагрева верхней атмосферы Солнца многие исследователи признают необходимость привлечения дополнительных сведений о поведении даже этих хорошо изученных линий.
В настоящей статье мы исследуем характер связи между спектрами мощности колебаний яркости и самой яркостью в компонентах хромосферной сетки, используя такой популярный метод анализа, как изменения от центра к краю. В качестве диагностик выбраны линии K и 849.806 нм CaII (линия X по терминологии Шайна и Лински, 1974). Насколько нам известно, при изучении спектров мощности колебаний эффекты центр-край в основном рассматривались применительно к лучевым скоростям, но не к интенсивностям этих спектральных линий. Наши наблюдения проводились с целью выяснения существования такого эффекта в колебаниях интенсивности ядер двух линий и в случае его обнаружения в сравнении характеристик эффекта для обеих линий и для двух компонентов хромосферной сетки.
НАБЛЮДЕНИЯ
Спектрограммы были получены на горизонтальном солнечном телескопе Саянской обсерватории. Спектрограф телескопа, оборудованный двумя камерными зеркалами, позволяет проводить наблюдения одновременно в двух спектральных диапазонах. На ПЗС-камеру Princeton Instrument (2048 х 2048) с размером пиксела 24 мкм регистрировались линии K (393.369 нм) и H (396.849 нм) в четвертом порядке и инфракрасная линия X — во втором порядке. Спектральное разрешение в УФ-диапазоне составляет 0.0023 нм/пикс, в ИК-диапазоне 0.00253 нм/пикс, пространственное разрешение 0.45"/пикс. Щелью спектрографа, пространственное протяжение которой приблизительно 150", последовательно прописывалась спокойная (без пятен, факелов и других активных образований) поверхность Солнца вдоль радиуса от центра к краю диска. Наблюдения проводились 24.05.06, 12.06.06 и 13.06.06. Всего в обработку вошло 15 временных серий продолжительностью от 1600 с до 2000 с, полученных на различных расстояниях от центра Солнца Dr. Скважность наблюдений составляла 25 с, экспозиция — 2 с. Весь материал был подвергнут стандартной редукции за темновой ток и плоское поле. Внутри каждой временной серии была проведена процедура выравнивания для исключения эффектов "сползания" объектов вдоль щели.
СООТНОШЕНИЯ МЕЖДУ ИССЛЕДУЕМЫМИ ПАРАМЕТРАМИ
Прежде, чем подвергнуть анализу свой массив измерений, мы предварительно выдели в нем компоненты хромосферной сетки — ячейки (cell или internetwork) и сетки (network). В литературе было описано несколько способов идентификации каждого из компонентов. В этой работе, так же как и в своих предыдущих (Теплицкая и др. 2007, 2009), мы предпочли способ, предложенный Маршем и др. (2002), используя усредненные по времени разрезы поперек дисперсии в линии K, в которой изменения интенсивности особенно чувствительны к структуре хромосферной сетки. Согласно этой методике, участки поверхности с максимальной интенсивностью считаются сетками, с минимальной — ячейками, все остальное нами не рассматривалось. Поскольку средний размер супергрануляционной ячейки составляет около 45", то на щель в среднем приходилось по два-три компонента хро-мосферной сетки. Таким образом, каждая временная серия содержала соответственное количество "сеток" и "ячеек", расположенных на расстоянии Dr от центра диска.
В качестве параметров, характеризующих термодинамическое и динамическое состояние плазмы, мы выбрали K3 — центральную остаточную интенсивность линии K, Kin-индекс — интегральную остаточную интенсивность в полосе ±0.05 нм от центра линии K, Xo — центральную остаточную интенсивность линии X. Наши спектрограммы содержат также линию H CaII; мы ее использовали в качестве контроля результатов, полученных для линии K. Согласно классическим представлениям (которые в настоящее время подвергаются сомнениям), субординантная линия 849.8 нм образуется в атмосфере на больших глубинах, чем резонансная линия K CaII. Параметр Kin, часто применяемый как заменитель оценки напряженности магнитного поля, в данном контексте полезен также как объект, возможно, образующийся на глубинах, промежуточных между глубинами образования K3 и X0. Поэтому интересно проследить, насколько сохраняется идентичность структур хромосферы на разных ее уровнях.
В ряде работ по морфологии солнечной хромосферы отмечалась пространственная когерентность между структурными образованиями на разных высотах (см., например, Бек и др., 2009). Вместе с тем нередко упоминаются и исключения из этого правила. В частности, можно сослаться на нашу работу (Теплицкая и др., 2009), и работы Туровой (2011) и Кобанова и др. (2011), где на общем фоне повторяемости деталей на разных уровнях атмосферы наблюдаются и разительные отличия. Отдельно для каждой сетки и каждой
ОЖОГИНА, ТЕПЛИЦКАЯ Ячейка K3/Kn (R) = 0-63 Сетка K3/Kin (R) = 0.94
1.0, 0.5 0
-0.5 -1.0
I
1.0
0.5 0
-0.5 -1.0
• ..........
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
Ячейка K3/X0 (R) = 0.54
«г 1 • • •• * \А
• . • • •
• • • _
• .
• - ..........
1.0
0.5 0
-0.5 -1.0
i
1.0
0.5 0
-0.5 -1.0
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Сетка K3/X0 (R) = 0.72
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
Рис. 1. Коэффициенты корреляции К между исследуемыми параметрами линий в зависимости от расстояний Вг до центра диска. Вверху каждого графика приведены средние по диску значения коэффициентов корреляции (К).
ячейки мы вычислили коэффициенты корреляции Я между остаточными интенсивностями в центрах линий К и X, а также между центром линии К и параметром Кш (рис. 1). На приведенных графиках видно, что когерентность по мере увеличения расстояния между соответствующими слоями уменьшается. Действительно, в сетках наилучшее совпадение наблюдается между параметрами Кз и Кш, для пары К3—Хо оно несколько хуже, а в ячейках близкая связь (Я > 0.75) прослеживается лишь немногим больше, чем в половине случаев.
АНАЛИЗ КОЛЕБАНИЙ ЯРКОСТИ
Динамические особенности компонентов хро-мосферной сетки мы изучаем методом вейвлет-анализа. Так как остаточные интенсивности К3 и Х0 содержат в себе не только абсолютные значения в центрах линии, но и интенсивности непрерывного спектра, формирующегося в глубокой фотосфере, мы оценили вклад фотосферных колебаний. Мощность колебаний континуума оказалась приблизительно в 15 раз меньше мощности колебаний интенсивности хромосферных линий. В монографии Гибсона (1977) приводится разница в величине амплитуд колебаний в фотосфере и хромосфере в четыре раза, что аналогично на
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.