ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 9, с. 638-656
УДК 524.354.4
МОДЕЛЬ ЛОКАЛЬНЫХ КОЛЕБАНИЙ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ
© 2014 г. Ю. Д. Жугжда1*, Р. А. Сыч2
1 Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, Москва
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 25.03.2014 г.
Проведен анализ свойств колебаний в пятне на основе данных наблюдений SDO длительностью 6 ч. Оказалось, что спектр трехминутных колебаний состоит из десятков спектральных линий. Ширины линий находятся на пределе спектрального разрешения. Колебания в пятне разбиты на отдельные участки размером в несколько угловых секунд, каждый из которых имеет свой собственный спектр колебаний. Эти свойства колебаний не могут быть объяснены в рамках существующих моделей, основанных на предположении, что пятно колеблется как целое. Предложена модель локальных колебаний, которая объясняет сложный спектр колебаний и локальность колебаний. Показано, что кроме хромосферного резонатора существует подфотосферный резонатор для медленных МГД волн. В рамках модели Паркера наличие этого резонансного слоя позволяет объяснить локальность колебаний и их сложный спектр.
Ключевые слова: солнечные пятна, трехминутные колебания, МГД-волны.
DOI: 10.7868/80320010814090058
ВВЕДЕНИЕ
Колебания в солнечных пятнах были открыты в 1969 г. Беккерсом и Талантом. В отличие от пятиминутных колебаний в спокойной атмосфере период колебаний в пятнах оказался равным трем минутам. Однако вскоре выяснилось, что колебания как в спокойной фотосфере, так и в солнечных пятнах не являются колебаниями только на одной частоте. Спектр этих колебаний состоит из многих спектральных линий. В дальнейшем изучение спектра пятиминутных колебаний привело к возникновению нового раздела солнечной физики — сейсмологии Солнца. Это произошло благодаря созданию теории р-мод колебаний и быстрому прогрессу методов наблюдений. Гелиосейсмология и астросей-смология, подобно классической спектроскопии атомов и молекул, позволяют по спектру колебаний Солнца и звезд определять многие свойства этих объектов. Аналогичного прогресса в исследованиях колебаний солнечных пятен не произошло. Конечно, не последнюю роль в этом сыграло то, что наблюдения колебаний в пятнах гораздо сложнее, чем наблюдения в спокойной солнечной атмосфере. Но не это является главной причиной того, что фактически не существует сейсмологии солнечных пятен, основанной на данных о спектре колебаний
Электронный адрес: YZhugzhda@mail.ru
в пятнах. Главная причина состоит в том, что не удалось создать модель колебаний в пятне, которая объясняет весь спектр колебаний в пятне, а не только колебания с периодом три минуты. Только в рамках модели хромосферного резонатора, предложенной Жугждой и Лоцансом (1981), на протяжении ряда лет предпринимались попытки интерпретации спектра трехминутных колебаний (Сеттеле и др., 2001; Жугжда, 2007, 2008, и ссылки в этих статьях). Авторы надеялись на создание сейсмологии хромосферы солнечных пятен. Актуальность сейсмологии хромосферы пятен связана с тем, что построение эмпирической модели хромосферы классическими методами наталкивается на серьезные трудности — модели, разработанные разными авторами (Малтби и др., 1986; Штауде и др., 1981), существенно отличаются друг от друга (см. сравнение моделей в Жугжда, 2007, 2008). Однако сейсмология хромосферы в рамках модели хромосферного резонатора также столкнулась с проблемами, так как не удавалось объяснить весь сложный спектр колебаний в пятнах. Более того, эти исследования базировались на наблюдениях колебаний в пятнах (Богдан, Джадж, 2006) с относительно низким спектральным разрешением, что, как оказалось впоследствии, не позволяло получить детальный спектр колебаний. Только с запуском космической обсерватории стало возможным получение спектров с существенно боль-
шим спектральным разрешением. Оказалось, что спектр трехминутных колебаний содержит гораздо больше спектральных линий, чем это считалось до сих пор (см., например, Резникова и др., 2012; Юань и др., 2014). Современные наблюдения позволили поднять исследование колебаний в солнечных пятнах на новый уровень (Кобанов и др., 2008, 2011, 20^, б; Резникова, 2012; Сыч, 2008, 2009, 2010, 2012; Юань и др., 2014).
Вторым по важности свойством колебаний в пятнах является то, что они не являются глобальными коллективными колебаниями всего пятна как целого. Признаки этого обнаруживались и раньше, но современные наблюдения с высоким разрешением не оставили никаких сомнений в том, что колебания в пятнах являются локальными, т.е. представляют совокупность множества колеблющихся элементов. Конечно, колебания отдельных элементов не являются независимыми, но спектры их колебаний отличаются друг от друга, как это будет показано ниже. По нашему мнению, теория колебаний в пятнах должна объяснить прежде всего спектральный состав колебаний и их локальных колебаний.
В настоящее время сейсмологией солнечных пятен называют не классическую сейсмологию, которая позволяет по спектру колебаний определять строение атмосферы пятна, а исследование под-фотосферных слоев пятна посредством локальной гелиосейсмологии с помощью р-мод колебаний. Локальная гелиосейсмология солнечных пятен направлена на построение модели подфотосферных слоев пятна (Моради и др., 2010). В принципе, сочетание методов локальной сейсмологии с анализом спектра колебаний в пятне должно помочь исследованию строения солнечных пятен.
Целью настоящей работы является разработка модели локальных колебаний солнечных пятен. Главной задачей ставится выяснение причин возникновения сложного спектра колебаний и их локальный характер. Статья включает в себя анализ современных наблюдательных данных с использованием оригинальных методов обработки данных, которые, насколько нам известно, не использовались для обработки результатов наблюдений колебаний солнечных пятен. Впервые развита теория распространения локальных мелкомасштабных замедленных волн в пятне из подфотосферных слоев в верхнюю атмосферу. Эта теория позволяет сделать первые шаги по разработке модели локальных колебаний в солнечных пятнах. Проведено сопоставление наблюдений и модели, намечены следующие шаги по разработке адекватной модели колебаний в пятнах.
СВОЙСТВА СПЕКТРА КОЛЕБАНИЙ В ПЯТНАХ
Для нашего анализа мы выбрали одиночное, симметричное пятно в активной группе NOAA 11131. Эта группа проходила по диску Солнца в южном полушарии на протяжении декабря 2010 г. Исследовался промежуток времени 00:00-06:00 UT 08 декабря 2010 г., при пересечении группой центрального меридиана. Использовался временной куб изображений пятна, полученный с помощью инструмента SDO/AIA в ультрафиолетовом диапазоне на уровне верхней хромосферы/переходной зоны (линия HeII, 304 А, T = 80 000 K). Пространственное разрешение между пикселями составляло 0.6 угл. сек. Данные были получены со скважностью 12 с. Длительность наблюдений составляла 6 ч, что позволило исследовать колебания в диапазоне периодов от 0.5 мин до 120 мин. На рис. 1 показано само пятно в 02 : 30 UT, с наложением в виде контуров границ тени и полутени в белом свете. Размер тени пятна составлял 25 угл. сек, полутени 50 угл. сек. Яркость представлена в логарифмической шкале. Для получения изображений использовался ресурс SDO/AIA http : //www.lmsal.com/get aiadata/, который позволяет получать калиброванные изображения Lev1 для различных длин волн в заданном интервале времени. Выбор источника производился вручную, путем задания координат центра активной области и размера площадки — ширины и высоты в угловых секундах. Дифференциальное вращение заданного объекта на протяжении времени наблюдений убиралось путем введения целочисленного сдвига с использованием алгоритма, реализованного на сайте. Максимальное количество полученных данных составило 1800 изображений. Для проведения попиксельного спектрального анализа колебаний использовалась квадратная площадка 9 х 9 пикселей или 5.4 х х 5.4 угл. сек, расположенная в центре пятна. Исследовались вариации со временем яркости ультрафиолетового излучения для каждого пикселя в отдельности. Применялся метод быстрого преобразования Фурье и преобразования к аналитическому сигналу.
СВОЙСТВА КОЛЕБАНИЙ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ
Целью нашего исследования является детальный анализ спектра колебаний в пятне, который состоит из множества спектральных линий. Естественно, нас будут интересовать как свойства отдельных спектральных линий в спектре, так и общая структура спектра. Особый интерес представляет, являются ли эти колебания глобальными, т.е.
SDO/AIA 304A, December 08, 2010 02:30 UT
54
520
rc
500
480
-60 -40 -20 0
X, агсэес
Рис. 1. Изображение пятна в ультрафиолетовом диапазоне SDO/AIA 304A 08 декабря 2010 года 02 : 30 ОТ. Контурами показаны границы тени и полутени в белом свете. В центре тени пятна показана исследуемая площадка с разбиением на пиксели. Координаты даны в угловых секундах.
коллективными колебаниями, охватывающими все пятно, или это совокупность локальных независимых колебаний.
Свойства спектральных линий колебаний
Мы начнем исследование с анализа небольшого участка спектра колебаний в пикселе с координатами (3,4) в пределах квадратного участка в центре пятна. Колебания в этом пикселе имеют самую большую амплитуду. На рис. 2а показан небольшой участок амплитудного спектра колебаний, включающий в себя три почти полностью изолированные спектральные линии. На этом графике квадратиками показаны результаты применения преобразования Фурье к данным наблюдений. При этом не было использовано быстрое преобразование Фурье, т.е. к 1800 измерениям, сделанным с интервалом 12 с, ничего не добавлялось. На каждую спектральную линию приходится всего по нескольку квадратиков, что не позволяет хорошо проследить профиль каждой спектральной линии из спектра. Профили спектральных линий на рис. 2а показаны кружочками. Эти кружочки получены с помощью быстрого преобразования Фурье, которое было применено к расширенной временной серии. Эта серия была получена путем присоединения к реальным набл
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.