УДК 523.983
О РОЛИ ФАКЕЛОВ В ТРАНСПОРТИРОВКЕ ВОЛНОВОЙ ЭНЕРГИИ В ВЕРХНИЕ СЛОИ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ.
НАБЛЮДЕНИЯ
© 2011 г. Н. И. Кобанов, А. С. Кустов, В. А. Пуляев, С. А. Чупин
Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 25.10.2010 г.; принята в печать 20.11.2010 г.
С целью поиска распространяющихся вверх волн выполнен анализ характеристик колебаний допле-ровской скорости в фотосфере (по спектральным линиям Ре I 6569 А, Ре I 8536 А) и хромосфере (по спектральным линиям На, Са II 8542 А) солнечных факелов. Показано, что похожесть усредненных спектров мощности в диапазоне 2.5—4 мГц не является достаточным доказательством одностороннего переноса энергии волнами из фотосферы в хромосферу. В различных участках многих факелов наблюдались такие фазовые соотношения между фотосферными и хромосферными колебаниями, которые указывают на волновые движения, распространяющиеся как вверх, так и вниз. Из этого можно заключить, что, по крайней мере, часть волновой энергии 5-мин колебаний возвращается в фотосферу. Вследствие выявленных особенностей можно предположить, что значение факелов в транспортировке 5-мин осцилляций в хромосферу и выше не столь очевидно, как можно было предполагать. Обращается также внимание на то, что низкочастотные осцилляции (0.5—2 мГц) встречаются в факелах довольно часто, и они могут играть более заметную роль в переносе энергии.
1. ВВЕДЕНИЕ
Наблюдения короткопериодных (3- и 5-мин) осцилляций в солнечной короне [1—4] остро ставят вопрос об их природе. Большинство исследователей полагают, что рождаются они в нижних слоях солнечной атмосферы. Если эти колебания представляют хорошо знакомое нам явление по наблюдениям в фотосфере и хромосфере, то каким образом они находят путь наверх?
К настоящему моменту сложилось мнение, что корональные 5-мин осцилляции наблюдаются, в основном, над факельными областями и хромо-сферной сеткой [5, 6], тогда как 3-мин колебания связывают с солнечными пятнами [7, 8]. При этом считается, что последние распространяются вдоль вертикальных линий магнитного поля в тени пятна. Однако в последнее время появились работы Хоменко и др. [9] и Сентено и др. [10], в которых рассматривается такая возможность и для 5-мин колебаний в мелкомасштабных магнитных структурах, к которым они относят солнечные факелы. Теоретические расчеты этих авторов, основанные на более ранней работе Робертса [11], показывают, что понижение эффективной частоты акустического обрезания при определенных условиях может происходить в вертикальных магнитных элементах малого сечения (размера). Вследствие этого 5-мин
фотосферные осцилляции получают возможность распространяться в хромосферу по таким каналам. В работах [9, 10] приведены экспериментальные результаты для факельной области, которые демонстрируют удивительно хорошее согласие с выполненными там же теоретическими расчетами.
Солнечные факельные структуры довольно широко распространены на Солнце, они присутствуют на всей поверхности, и даже в полярных областях, которые недоступны для пятен. Наблюдаются они как в периоды максимума, так и в периоды минимума, регулярно занимая площадь поверхности, существенно превышающую площадь пятен. Совокупность отмеченных выше фактов заставляет думать, что факелы могут играть ведущую роль в процессах транспортировки энергии вверх. Поскольку нами получено достаточно много наблюдательных данных по исследованию осцилляций в фотосфере и хромосфере факелов [12, 13], то представляется целесообразным обсудить подробнее некоторые наблюдательные аспекты, затронутые в статьях [9, 10], и, в частности, ответить на вопрос, являются ли распространяющиеся вверх 5-мин колебания неотъемлемым свойством каждого факела. Наблюдательные данные, анализируемые в этой работе, были получены с помощью горизонтального солнечного телескопа Саянской солнечной обсерватории, расположенного на вы-
Детали наблюдательных данных
№ Дата Линии Положение Каденция At, с Длительность серии T, мин
1 01.07.2003 На, Fe I N04 E33 10 42
2 15.08.2003 На, Fe I S28 W64 10 60
3 20.05.2004 На, Fe I S12E70 5 58
4 24.06.2004 Ba II, Fe I N12 W61 1 60
5 18.08.2004 На, Fe I N09 E17 1 58
6 27.07.2005 На, Fe I S02 E40 1 67
7 17.08.2005 Ba II, Fe I S20 E30 2 93
8 17.08.2005 Call, Fe I, Si I S20 E26 2 88
9 07.05.2006 Call, Fe I, Si I S13E65 1.5 75
10 17.05.0720 Call, Fe I, Si I S10W75 1.5 102
11 19. 07.2007 На, Fe I N70 E25 0.5 44
12 19.07.2007 На, Fe I N70 ЕЮ 0.5 120
13 22.07.2007 На, Fe I N75 W10 0.5 125
соте 2000 м. Телескоп приподнят над поверхностью на 6 м и снабжен ветрозащитой и специальной системой подавления атмосферной турбу-ленции [14]. Диаметр зеркал телескопа составляет 800 мм, а его теоретическое разрешение — около 0.2". Однако земная атмосфера ухудшает этот параметр в 5—6 раз. Фотоэлектрический гид телескопа способен отслеживать солнечное изображение со средней точностью около 1" за несколько часов, а также компенсировать смещение объекта вследствие собственного вращения Солнца. Мы использовали ПЗС-камеру фирмы Princeton Instruments RTE/CCD (256 х 1024). Вдоль входной щели спектрографа один элемент соответствовал пространственному разрешению 0.23", а вдоль дисперсии спектрографа соответствовал 6 mA.
Большая часть наблюдений выполнена в спектральных линиях Ha и Fe I 6569 A, Ca II 8542 A и Fe I 8538 A. Несколько временных серий получены с линиями Ba II 4554 A и Fe I 4551.6 A. Согласно [15], высота формирования Ha составляет 1500—2000 км, тогда как для Fe I 6569 A она составляет 150 км [16]. Высота формирования Ca II 8542 A [17] определена в пределах 1200—1500 км. Измерения доплеровской скорости осуществлялись с помощью специальной обрабатывающей программы, в основе которой использован принцип доплеровского "компенсатора". Для фотосферных линий использовались
участки профиля, удаленные на ± 0.03 Л от ядра, тогда как для На эта величина составляла ± ± 0.15 Л, а для Са II — ± 0.1 Л. Теллурические линии вблизи На использовались для исключения шумов спектрографа. Примененный нами вейвлет-анализ [18] дал возможность детальнее исследовать пространственно-временное распределение частотных гармоник и эффективно осуществлять их фильтрацию (подробности см. в [19]).
2. РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ
Согласно предыдущим исследованиям [12, 13, 20], спектры фотосферных осцилляций в факелах мало отличаются от таковых для спокойных областей, за исключением пониженной мощности. Амплитуда осцилляций лучевой скорости в диапазоне 2.5—5 мГц в среднем на 25% ниже. чем в невозмущенной фотосфере. В хромосфере отличия более существенные, и, согласно нашим результатам, а также данным других исследователей [21], максимум смещается в сторону низких частот (1.5—3 мГц). Для сравнения отметим, что в невозмущенных областях превалируют 3-мин осцилляции. Переход от 5-мин фотосферных осцилляций к 3-мин хромосферным Флек и Шмитц [22] квалифицируют как фундаментальное свойство солнечной хромосферы. В статьях [9, 10] привлекают внимание рис. 1 и 4, на которых можно увидеть удивительное совпадение деталей спектров
1 1 1 № 8 _
да
5
4
3 2 1
0
5
4
3 2 1 0
5
4 3 2 1
0 2468 10 02468 100 2468 10
Частота, мГц
Рис. 1. Спектр мощности колебаний лучевой скорости для фотосферы (тонкая линия) и хромосферы (жирная линия): верхний ряд — по линиям Са II 8542 А и I 8536 А, Ре I 8538 А, средний и нижний ряды — по линиям На 6562.8 А и Ре I 6569.2 А, соответственно. Каждый спектр приведен для одного пространственного элемента (2") факела. Спектры пронумерованы согласно таблице.
к о
и
т о
д
т с о
и Е
о
мощности фотосферных и хромосферных осцилля-ций в наблюдаемом факеле. Это совпадение авторы рассматривают как одно из весомых доказательств того, что фотосферные 5-мин осцилляции с уровня образования линии Б1 I 10827 А проникают в верхнюю хромосферу (уровень образования линии
Не I 10830 А). Другим решающим доказательством является установление авторами цитированных статей совершенно однозначной фазовой связи между фотосферным и хромосферными сигналами. По их оценкам, в факелах хромосферный сигнал 5-мин колебаний доплеровской скорости запаздывает на 300—400 с относительно фотосферного. Поскольку в цитированных работах анализируется только одна факельная область, то возникает естественное желание проверить, является ли найденная ими задержка и отмеченное совпадение спектров характерным для большинства факельных областей. В настоящей работе мы используем 13 временных серий, данные по которым приведены в таблице.
Сопоставление хромосферных и фотосферных спектров осцилляций в факелах, выполненное нами
по линиям Са II 8542 А и Б1 I 8536 А, выявляет больше различий, чем сходств (рис. 1). На подавляющем большинстве фотосферных спектров отсутствуют значащие пики в диапазоне 5—8 мГц, тогда как на хромосферных спектрах они вполне реальны. Для хромосферных спектров характерно также наличие максимумов на частотах менее
3 мГц, причем в области 3 мГц часто отмечается провал мощности. В основном эта же картина воспроизводится и при анализе наблюдений, выполненных по линиям На и Ре I 6569 А (рис. 1). Можно предполагать, что эти расхождения исчезнут при значительном пространственном усреднении. Хо-
РеТ
15 10 5
(а)
10 0 2 4 6 8 10
Частота, мГц ^ 40 30 20 10
(б)
0 20 40 60 0 20 40 60 Расстояние, сек. дуги
Рис. 2. Спектр мощности для факела № 1, усредненный вдоль апертуры (40") (а). Пространственно-временные диаграммы мощности 5-мин колебаний в факеле № 1 (б). Фотосфера — слева, хромосфера — справа.
к
а 2
ей ^
а и
£ 0 а
4 6 8 10 Частота, мГц
12
Рис. 3. Фазовая разность хромосферной и фотосфер-ной лучевых скоростей как функция частоты (временна я серия № 1).
менко и др. [9] анализировали спектры, усредненные вдоль входной апертуры длиной 40". Выполнив аналогичное усреднение по апертуре 40", мы убеждаемся, что хотя положение и изменилось, по-прежнему большинство хромосферных спектров выглядит иначе, чем фотосферные спектры (рис. 2). Даже в тех случаях, когда одна и та же частота (3 мГц) присутствует в
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.