КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2012, том 50, № 1, с. 47-58
УДК 523.942+523.982-46
КОЛЕБАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ПО МАГНИТОГРАММАМ SOHO/MDI © 2012 г. В. И. Ефремов, Л. Д. Парфиненко, А. А. Соловьев
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, г. С.-Петербург Поступила в редакцию 17.03.2010 г.
В результате обработки длинных (до 144 часов) серий магнитограмм солнечных пятен, полученных на космическом аппарате SOHO/MDI (Solar and Heliospheric Observatory/Michelson Doppler Imager) показано, что предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 800—1300 минут. Ее период существенно и нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна. Кроме этой моды в колебательных спектрах пятен выявляются и более высокие гармоники в полосах 40—45, 60—80, 135—170, 220—250, 480—520 минут, причем мощность колебаний в этих полосах монотонно и быстро падает с ростом частоты, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний. Предельная колебательная мода устойчиво существует в пятнах на протяжении 1.5—2 суток, что совпадает со средним временем жизни ячейки супергранулы. Наблюдаемая в спектре мощности мода с периодом около 35—48 часов не является собственной модой пятна, поскольку ее период не зависит от величины его магнитного поля. Она, вероятно, возникает как квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной возмущениями со стороны окружающих пятно ячеек супергрануляции.
1. ВВЕДЕНИЕ
С начала 70-х годов прошлого столетия, после открытия Лейтоном в фотосфере Солнца глобальных 5-ти минутных колебаний [1], в пятнах были обнаружены колебания с этими же частотами, но, кроме того, был открыт как специфический, присущий только солнечным пятнам, спектр 3-х минутных колебаний [2, 3], которые по своей природе заметно отличаются от пятиминутных осцилляций. Если трехминутные колебания встречаются, главным образом, в центральной части, в тени пятна и возбуждены в отдельных небольших площадках (что, вероятно, отражает фрагментированный характер квазивертикального магнитного поля в центре пятна), то 5-ти минутные колебания в тени пятна обычно значительно подавлены, но бывают хорошо видны в полутени пятна, где магнитное поле имеет большую горизонтальную составляющую [4—8].
Открытие 3-х и 5-ти минутных колебаний в солнечных пятнах послужило в свое время основанием для формирования сейсмологии пятен, как особого направления локальной гелиосей-смологии [4—8], и с тех пор количество работ, посвященных как теоретическим, так и экспериментальным исследованиям в этой области неуклонно растет [9—13]. Важное значение имеют работы, выполненные на материалах космической обсерватории 80И0/Ш0\ [14—16]. Теоретический анализ колебательных процессов в солнечном пятне обычно проводится в рамках простой модели однородной вертикальной трубки магнитного поля, вдоль оси которой задается достаточно сложный вертикальный профиль темпе-
ратуры, отражающий более или менее реальное распределение температуры в атмосфере солнечного пятна от нижних, оптически плотных слоев до короны. В рамках такой модели удается описать захват медленных МГД-волн в наблюдаемых слоях пятна, как в своеобразном резонаторе [7— 8], хотя Жугждой недавно выдвинута новая плодотворная идея, что 3-минутные колебания являются не стоячими, а распространяющимися волнами, и атмосфера солнечного пятна играет лишь роль фильтра, пропускающего наверх только вполне определенный спектр колебаний [17].
Относительно высокочастотные, 3-х и 5-ти минутные колебания являются наиболее известной и достаточно хорошо изученной частью всего спектра колебаний, присущих солнечным пятнам. Однако, как показали исследования двух последних десятилетий и особенно нескольких последних лет, не менее интересным и важным для понимания природы пятен является низкочастотная часть их колебательного спектра, отражающая наличие колебаний солнечных пятен, как целостных, локализованных объектов, с периодами от 30—40 минут до нескольких суток [18—28].
Изучение долгопериодических колебаний солнечной атмосферы открывает новые возможности для изучения глубоких слоев Солнца вплоть до ядра. Некоторые данные в этой области могут быть получены при наблюдениях с баллонов в полярных областях Земли [29]. Однако для полномасштабных исследований колебательных процессов в солнечной атмосфере, охватывающих достаточно широкий спектр частот, необходимы данные с космических аппаратов, обеспе-
чивающих получение длинных однородных рядов наблюдений. Не менее важно, что космические данные свободны от возможного влияния земной атмосферы на колебательный спектр солнечных образований [30, 31].
В данной статье рассматривается актуальная проблема локальной гелиосейсмологии, а именно, долгопериодические колебания напряженности магнитного поля пятна. Первоначально, в 2006—2007 гг., для исследования низкочастотных колебаний пятен нами использовались длинные, до 8-ми часов, серии цифровых спектрограмм пятен, полученные на солнечном телескопе Пулковской обсерватории. С их помощью выявлены долгопериодические колебания пятен и около пятенных магнитных элементов с периодами в полосах 40-45, 60-80 и 135-170 минут [25-27]. Оказалось, что солнечное пятно, как единое целое, совершает квазипериодические вертикальные смещения: оно то поднимается, то опускается, при этом, очевидно, вследствие относительной медленности процесса, сохраняется баланс давлений между пятном и окружающей фотосферой, так что при вертикальных смещениях пятна изменяется и поперечный размер его магнитной силовой трубки, а вместе с этим и среднее по сечению магнитное поле.
Но наземные наблюдения из-за ограничения по длительности не позволяют обнаружить и исследовать более низкочастотные моды колебаний магнитного поля в пятнах, поэтому мы перешли к использованию данных из архива 80И0/М&\ [32]. Было установлено, что низкочастотные моды, ранее обнаруженные нами в наземных наблюдениях по лучевым скоростям, отчетливо проявляются и в космических магнитограммах [28, 33]. Этим была подтверждена физическая реальность и солнечное происхождение исследуемых долгопериодических колебаний пятен на независимом материале, полученном за пределами земной атмосферы.
При обработке магнитограмм длительностью несколько десятков часов, были получены (на уровне достоверности >3ст) две новые низкочастотные моды с периодами около 250 и 480 минут, причем амплитуда этих колебаний монотонно увеличивалась с ростом периода [28, 33].
Целью настоящей работы является обнаружение предельной низкочастотной колебательной моды солнечных пятен и изучение ее свойств.
2. МЕТОД ОБРАБОТКИ МАГНИТОГРАММ ИЗ АРХИВА ^0Н0/МЭ1
Космические данные ^0Н0/МЭ1 дают временную последовательность магнитограмм полного диска Солнца (http://soi.stanford.edu/data/). Из каждой магнитограммы необходимо выбрать
значения напряженности магнитного поля строго для одного и того же места исследуемого пятна на протяжении всей серии многодневных наблюдений. Следовательно, требуется коррекция данных за вращение Солнца и собственное движение пятна. Обработка исходного материала состоит из двух этапов: "а" — предварительного и "б" — исследовательского. Этап "а" — подготовительный. Он заключается в формировании приемлемого ряда данных (например, восстановление тем или иным методом дефектных и пропущенных магнитограмм) и как результат — построение временного ряда исследуемых величин. Этап "б" — это непосредственно расчетный этап. В основном, это процедуры фильтрации и спектрального анализа.
Исходный материал — временная последовательность магнитограмм SOHO/MDI — представлен в формате FITS, который конвертируется в ASCII коды, при помощи стандартной утилиты "imlist" в паре с "qfitsio.dll" (например, http://heasarc. nasa.gov/docs/software/fitsio/cexamples.html). Утилита имеет параметры, позволяющие вырезать из всей магнитограммы площадку, в пределах которой солнечное пятно движется в течение всего времени наблюдений. Обработка такой площадки вместо обработки полного диска Солнца резко снижает требуемые компьютерные ресурсы и время. Для формирования временного ряда значений магнитного поля в пятне мы используем метод, основанный на поиске экстремального значения магнитного поля в выбранной площадке, содержащей исследуемое пятно (рис. 1). Перебор таких площадок (для 15-часового наблюдения — это 900 шт, а для 120-часового — 7200 шт) занимает всего несколько минут компьютерного времени. Однако в выбранной площадке может появиться и другое пятно (рис. 1, левая панель). Если напряженность его поля будет меньше напряженности исследуемого пятна (здесь мы говорим об абсолютных величинах), то мы будем продолжать снимать экстремальный отсчет с изучаемого нами пятна, в противном случае дальнейшие значения магнитного поля в формируемом ряду будут относиться ко второму пятну. Конечно, для наблюдений длительностью ~10—15 часов это не так существенно (рис. 1, правая панель), пятно смещается по диску не очень сильно, и можно выбрать площадку, в которой только одно это пятно и будет находиться в течение всего времени наблюдения. Однако, при обработке космических данных на временах в несколько суток такого рода эффекты встречаются довольно часто. Чтобы контролировать подобные сбои, мы формируем функцию контроля координат для этих экстремальных значений X(t), Y(t). (В данных MDI каждый кадр изображения распределений значений напряженности магнитного поля, интенсивности или доплеровской скорости в фор-
Смещение, пиксель 21V 2004
X(t) ^
500
0
-500
H, Гс -2000
-2500
-3000
10.IV.2000
Пятно 1 j_I_
Пятно 2
Пятно 3
_I_I
50
100 150
200 250
H(t)
0 50 100 150 200 Номер магнитограммы N = 210, At = 96 мин, T = 14 дней
250
N
Текущий номер пикселя 80
60
40
20
200 400 600 800 1000 мин
N = 900, At = 1 мин, T = 15 часов
Рис. 1
0
0
мате FITS имеет декартову систему координат с началом в левом нижнем углу. Каждый пиксель кадра пронумерован в строке слева направо, это — X-координата, а столбец — У-координата. Таково стандартное представление).
Если пятно находится в области и
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.