ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2009, том 35, № 10, с. 789-800
УДК 523.94
КОЛЕБАНИЯ ИНТЕНСИВНОСТИ В ОСНОВАНИЯХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР
© 2009 г. Р. Б. Теплицкая*, И. П. Турова, О. А. Ожогина
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 29.12.2008 г.
Исследуются особенности режима хромосферных колебаний в основаниях корональных дыр и сравниваются с колебаниями в спокойной хромосфере вне корональных дыр. Используются временные серии спектрограмм, полученных в разное время в восьми спокойных областях на Солнце. В качестве исследуемого параметра колебаний выбрана центральная интенсивность хромосферных линий K и H и 849.8 нм Call. Данные измерений интенсивности во всех пространственных точках (вдоль спектральной щели) подвергнуты стандартному анализу Фурье. Для выделенных участков сеток, ячеек и границ сеток вычислены интегральные мощности колебаний в ряде частотных диапазонов. Оказалось, что для всех диапазонов частот мощности колебаний интенсивности на уровне образования ядер линий резонансного дублета Call усилены в основаниях корональных дыр приблизительно в полтора раза. Для "трехминутного" диапазона это усиление больше проявляется в сетке, чем в ячейке, а для "пятиминутного" интервала получено обратное соотношение. Мощность в "пятиминутном" интервале больше мощности в "трехминутном" интервале как в основании корональных дыр, так и вне их, но для "корональной дыры" это отношение в сетке выше (1.40 ± 0.25 и 1.30 ± 0.10). Этот факт, а также то, что для немагнитных областей мощность трехминутных колебаний меняется с высотой по-разному в основании дыры и вне ее, интерпретируется нами как усиление роли магнитоакустических порталов в хромосферном основании корональной дыры.
Ключевые слова: Солнце, корональные дыры.
INTENSITY OSCILLATIONS AT THE FEET OF CORONAL HOLES, by R. B. Teplitskaya, I. P. Turova, and O. A. Ozhogina. We investigate the regime of chromospheric oscillations at the feet of coronal holes and compare them with the oscillations in the quiet chromosphere outside coronal holes using temporal series of spectrograms taken at different times in eight quiet regions on the Sun. As the oscillation parameter being studied, we have chosen the central intensity of the chromospheric CaII K and H and 849.8-nm lines. The intensity measurements at all spatial points (along the spectrograph slit) have been subjected to a standard Fourier analysis. For the identified areas of networks, cells, and boundaries between them, we have calculated the integrated oscillation powers in several frequency ranges. For all frequency ranges, the powers of the intensity oscillations at the formation level of the CaII resonance doublet line cores have been found to be enhanced at the feet of coronal holes approximately by a factor of 1.5. For the "three-minute" range, this enhancement is more pronounced in the network than in the cell, while the reverse is true for the "five-minute" interval. The power in the five-minute interval is higher than that in the three-minute one both at the feet of coronal holes and outside them, but this ratio in the network for a "coronal hole" is higher (1.40 ± 0.25 and 1.30 ± 0.10). We interpret this fact and the fact that the power of the three-minute oscillations for nonmagnetic regions changes with height differently at the foot of a coronal hole and outside it as an increase in the importance of magnetoacoustic portals at the chromospheric feet of the coronal hole.
PACS numbers: 96.60.-j; 96.60.Na; 96.60.pc
Key words: Sun, coronal holes.
Электронный адрес: rtepl@iszf.irk.ru
ВВЕДЕНИЕ
Для решения основных задач физики солнечной атмосферы (механизма нагрева хромосферы и короны, взаимодействия динамических процессов и магнитного поля, связи с гелиосферой) широко привлекаются наблюдения в разных структурных образованиях атмосферы Солнца и на разных участках длин волн в их спектрах. Обычный аппарат исследований — анализ временных рядов флуктуаций яркости, лучевой скорости, продольной составляющей магнитного поля. Часто измеряются временные запаздывания фаз между колебаниями перечисленных параметров на двух или больше уровнях атмосферы (по ним устанавливаются время и скорость прохождения волны между уровнями). Самые впечатляющие результаты достигнуты с приборами чрезвычайно высокого спектрального, пространственного и временного разрешения (см., например, IBIS — Interferometric Bidi-mensional Spectrometer; Кауцци и др., 2008; Векио и др., 2009), которые казались бы фантастическими еще в самом начале нашего века. Можно считать доказанными следующие факты.
1. Режим колебаний определяется значением плазменного в (отношением газового давления к магнитному). Слой, на котором в = 1, часто называют магнитным балдахином (canopy); на уровне в = 1 могут происходить отражение, преломление волн, а также конверсия волновых мод (Финстерле и др., 2004).
2. В областях в > 1 колебания являются акустическими, частота основного пика мощности близка частоте акустического обрезания vac.
3. В областях в < 1 наблюдаются распространяющиеся магнитоакустические волны на частотах ниже классического порога vac; снижению акустического порога способствует также увеличение угла наклона магнитных силовых линий к нормали. Магнитоакустические волны просачиваются в верхние слои атмосферы там, где сочетаются благоприятные условия, — малые значения в и достаточно большой наклон магнитного поля. Такие области называют магнитоакустическими порталами (Джеффрис и др., 2006); обычно они располагаются на границах супергранул. Проникающие оттуда в ячейку низкочастотные волны способны нагревать ее атмосферу. Еще один фактор надо учитывать при обсуждении поведения интенсивности спектральных линий в связи с возможными механизмами нагрева хромосферы. В работе Джеффриса и др. (2006) ее авторы предположили, что если в нагреве хромосферы принимают участие также процессы пересоединения (весьма вероятные при образовании балдахинов), то яркость конкретной линии зависит от того, как слой ее формирования ( функция вклада или функция
отклика на температуру) расположен относительно высоты, где произошло пересоединение; при этом горизонтальные координаты поярчения будут совпадать с координатами портала.
Перечисленные выше закономерности волновых процессов проявляются весьма разнообразно в конкретных слоях атмосферы, в отдельных ее образованиях и в разных спектральных линиях, так что многочисленные результаты проводимых сейчас исследований часто кажутся противоречивыми. Однако главная сложность состоит в особенностях самого исследуемого объекта — динамической хромосферы. В разных местах поля зрения инструментов и в разное время одни и те же объекты, наблюдаемые с помощью одних и тех же диагностик, могут выглядеть по-разному. Тем не менее, польза применяемых методов исследования, при которых главная роль отводится сравнительному анализу колебаний на разных уровнях атмосферы, несомненна. Так, например, в работе МакИнтоша и Лимэна (2005), выполненной по наблюдениям спектров мощности в двух полосах континуума на TRACE, было обнаружено, что пространственное распределение временной задержки акустических волн в основании хромосферы, возможно, коррелированно со скоростью потоков солнечного ветра и их ионного состава, измеряемых in situ на орбите Земли.
В связи с работой МакИнтоша и Лимэна (2005) и более ранних работ следует обратить внимание на то, что свойства солнечного ветра в гелиосфере тесно связаны с присутствием корональных дыр на Солнце. Поэтому особый интерес представляет сравнительное изучение колебаний в фотосферных и хромосферных подножиях корональных дыр. Колебательный режим корональных дыр интенсивно изучался, но обычно на уровнях переходной области и самой короны. Поверхностные основания дыр изучены слабее. Чаще всего использовалась линия HeI 1083 нм, а из линий средней хромосферы обычно выбирались Ha и Нв. В работе Кобанова и Скляра (2007), выполненной по фотосферному (линия FeI 656.9 нм) и хромосферному (линия Ha) подножиям корональных дыр, показано, что трехи пятиминутные колебания лучевой скорости здесь не только не ослаблены (как полагали раньше), но даже усилены. При этом авторы обнаружили, что существует заметная разность фаз между колебаниями на двух уровнях атмосферы, свидетельствующая о вертикальном распространении волн.
В предыдущих статьях авторов (Теплицкая и др., 2006, 2007) были обнаружены интересные изменения центральных интенсивностей в ядрах линий резонансного дублета CaII, свидетельствующие о том, что пониженная яркость эмиссии в корональных дырах начинает проявляться только
Таблица 1. Общие характеристики временных серий
№ Область Продолжительность серии [с], скважность [с] Частота Найквиста, частотное разрешение Дата Камера Порядок, дисперсия нм/мм (нм/пикс) Размер на Солнце
1 S20W20 h 1100, 10 50 мГц, 0.9 мГц 03.08.05 256 х 1024 пиксел III, 0.00175 (0.0732) 60"
2 S15W00 q 660, 10 50 мГц, 1.5 мГц
3 S15W30 h 900, 10 50 мГц, 1.1 мГц 04.08.05
4 S25W27 h 900, 10 50 мГц, 1.1 мГц
5 S20W17 q 900, 10 50 мГц, 1.1 мГц
6 S25W17 h 1350, 25 20 мГц, 0.74 мГц 03.08.05 2048 х 2048 пиксел II, ИК-диапазон, 0.00253 (0.1056) IV, УФ-диапазон, 0.0023 (0.0956) 180"—200"
7 N25E15 q 1500, 25 20 мГц, 0.67 мГц 11.06.06
8 S30E15 q 1650, 25 20 мГц, 0.67 мГц
на уровне переходной области; в подножиях коро-нальных дыр температура, вероятно, даже повышена. Изменение по-разному проявляется в двух компонентах хромосферной сетки — в "сетке" и в "ячейке". Авторы пришли к выводу, что возмущения, приводящие к появлению корональных дыр, по-видимому, зарождаются в нижней атмосфере Солнца, по крайней мере, не выше средней хромосферы.
Поскольку нагрев хромосферы определяется ее динамикой, то особый интерес представляет исследование процессов, которые могли бы обеспечить механизм этого нагрева. Основная цель настоящей работы состоит в поиске особенностей режима колебаний в подножиях корональных дыр и сравнении с измерениями, выполненными на участках спокойной хромосферы, а также с известными литературными дан
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.