ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 37, № 11, с. 863-880
удк 523.94
ОСОБЕННОСТИ РЕЖИМА КОЛЕБАНИЙ ВО ФЛОККУЛЕ И ЕГО ОКРЕСТНОСТЯХ НА РАЗНЫХ УРОВНЯХ ХРОМОСФЕРЫ
©2011г. И. П. Турова*
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 23.05.2011 г.
Исследовано поведение колебаний в спокойной солнечной хромосфере под корональной дырой на нескольких высотных уровнях. Анализировались свойства колебаний на участках ячеек, сетки и слабого флоккула. Использовалась временна я серия спектрограмм в трех линиях ионизированного кальция — линиях К и Н резонансного дублета CaII и линии 849.8 нм из инфракрасного триплета CaII. Наблюдения проводились на горизонтальном солнечном телескопе Саянской обсерватории. Целью работы являлось сравнение распределений спектральной мощности в различных интервалах частот и их вариаций для выбранных участков пространства на разных высотных уровнях хромосферы. Особое внимание уделялось участку слабого флоккула, из-за заметной разницы в распределении центральной интенсивности в линиях К и Н, с одной стороны, и в линии 849.8 нм, с другой. Использовался спектральный анализ Фурье. В качестве параметров колебаний были выбраны центральные интенсивности наблюдавшихся спектральных линий, К-индекс и эквивалентная ширина (последняя для линии 849.8 нм). Исследования показали, что основная мощность колебаний интенсивности на обоих уровнях атмосферы сосредоточена на частотах меньше 9 мГц. В распределении мощности колебаний интенсивности на разных уровнях хромосферы имеются различия, хорошо различимые на участке флоккула. В центральной части флоккула обнаружены мощные пятиминутные колебания, частота основного пика которых уменьшается с высотой, а амплитуда увеличивается. Полученный результат подтверждает недавние отмеченные в литературе предположения о том, что концентрации вертикального магнитного поля могут служить каналом для прохождения низкочастотных колебаний из фотосферы в хромосферу в факельных областях. Оказалось, что в среднем для всего наблюдаемого пространственного участка мощность колебаний интенсивности в рассматриваемых частотных диапазонах уменьшается с высотой. Это может быть связано с потерей части волновой энергии при отражении, диссипации и преобразовании волновых мод в слое магнитного "балдахина". В поле зрения телескопа выделен участок с небольшой яркостью, но мощными колебаниями на частоте около 3.3 мГц, охватывающими значительный интервал высот, возможно, относящийся к "магнитным вспыхивателям".
Ключевые слова: Солнце, хромосфера, флоккул, корональные дыры.
ВВЕДЕНИЕ
Проблема нагрева верхней солнечной атмосферы в течение многих лет привлекает к себе внимание исследователей. Задачами являются как определение причины и основных источников нагрева, так и наблюдательное подтверждение модельных представлений. К настоящему времени оформились две широко обсуждаемые точки зрения на этот вопрос. Одна из них предполагает, что основным источником нагрева может быть переход в тепло волновой энергии, а вторая в качестве основного рассматривает магнитный нагрев. В свою очередь как первая, так и вторая теория имеют ряд разветвлений, например тип волн в первом случае (акусти-
Электронный адрес: turova@iszf.irk.ru
ческие высокочастотные или низкочастотные, МГД быстрые, медленные, альфвеновские); во втором случае магнитное поле может играть как пассивную роль (в качестве катализатора волновых процессов или их проводника), так и активную (через процессы пересоединения). В последнее время исследователи приходят к мысли, что работают оба механизма нагрева (см., например, Климчук, 2006; Джеффрис и др., 2006; Бек и др., 2009; Хоменко, 2010).
Колебательные движения в атмосфере Солнца представляют большой интерес для изучения, так как энергия волн, которая переносится от фотосферы во внешнюю атмосферу Солнца, может служить существенным источником нагрева солнечной короны, участвовать в генерации солнечного
ветра и других динамических явлениях солнечной атмосферы и межпланетного пространства. Роль различных типов волн во всех этих явлениях, и, в особенности, в нагреве внешней солнечной атмосферы, широко обсуждается в литературе. Важным моментом является проникновение в верхние слои атмосферы низкочастотных колебательных мод, которые, согласно гидродинамике, не должны там присутствовать вследствие отражения в фотосфере за счет частоты обрезания. Но наблюдения ясно показывают наличие "пятиминутных" колебаний в хромосферных концентрациях магнитного поля и вблизи этих концентраций. Различные механизмы, способствующие проникновению низкочастотных волн в верхние слои атмосферы, были рассмотрены в ряде работ Жугжды и др.: например, проникновение волн вследствие туннельного эффекта (Жуг-жда, 1972); за счет деструктивной интерференции волн, отраженных от температурного минимума и короны (Жугжда и др.,1984). В ряде работ (Жуг-жда, Джалилов, 1984а,б; Де Понтью и др., 2004; Джеффрис и др., 2006) было показано, что в наклонных магнитных полях возможно просачивание р-моды из фотосферы в хромосферу. В работе Хоменко и др. (2008) приводятся доказательства того, что эффективный обмен радиативной энергией в фотосфере, даже в относительно небольших концентрациях магнитного поля, таких как факелы, может значительно понизить акустическую частоту обрезания, что дает возможность вертикального распространения пятиминутных волн в хромосферу в этих участках.
Эта статья является частью исследования колебаний в хромосфере спокойного Солнца, выполняемых нами с использованием линий H и K CaII, и линии 849.8 нм (X по терминологии Шайна и Лин-ского, 1974) из инфракрасного триплета кальция. Выбранные линии образуются на разной высоте в солнечной хромосфере, что представляет значительный интерес; исследование колебаний одновременно на разных высотах в атмосфере Солнца дает возможность проследить особенности распространения волн и определить их моды. Полученные данные приближают нас к пониманию динамической структуры атмосферы Солнца, механизмов нагрева хромосферы и короны. Солнечный ветер тесно связан с корональными дырами, присутствующими на Солнце, и поэтому ценно сравнение колебательных режимов в областях атмосферы Солнца, находящимися под корональными дырами и вне их. Такие исследования были выполнены в ряде наших предыдущих работ (см., например, Теплицкая и др., 2006, 2007, 2009а,б, 2010).
В данной работе более детально изучается одна из временных серий спектрограмм, использованных в работах Теплицкой и др.(2009а,б, 2010). Эта область находится под корональной дырой, и она
привлекла наше внимание наличием в ней слабого флоккула, в котором распределение интенсивности резко отличается на двух уровнях атмосферы. В предыдущих исследованиях мы выбирали самые спокойные области на Солнце, без признаков активности, поэтому исключили участок флоккула из рассмотрения. Целью данной работы является сравнение колебательных процессов, происходящих на разных уровнях атмосферы Солнца, в разных компонентах хромосферной сетки, с акцентом на участок флоккула. Отметим, что, в отличие от большинства встречающихся в литературе работ, мы исследуем динамический режим хромосферы по интенсивностям спектральных линий, а не по лучевым скоростям.
НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения проводились на горизонтальном солнечном телескопе Саянской обсерватории, с двухкамерным спектрографом. Временная серия спектрограмм в области резонансных линий H и K CaII и одновременно в линии X из инфракрасного триплета кальция, в спокойном участке хромосферы под корональной дырой была записана с помощью ПЗС-камеры (the Princeton Instruments), размером 2048x2048 пикселов (1 пиксел = 24 мкм). Отождествление корональ-ной области выполнено по снимку SOHO EIT
Л = 284 A за дату наблюдений, дополнительно программно повернутому вокруг оси вращения Солнца на угол, соответствующий времени наших наблюдений (см. рис. 1 из статьи Теплицкой и др., 2009б).
Подробное описание наблюдений дано в работе Теплицкой и др. (2009б), а методика наблюдений и обработки описана в статьях Ожогиной (2008) и Теплицкой и др. (2009а). В табл. 1 данной работы приводятся общие характеристики временной серии. В столбце "Область" указаны координаты наблюдаемого участка на поверхности Солнца и ее расположение — в основании корональной дыры (h). Приводятся также продолжительность серии, интервал между снимками, частота Найквиста и частотное разрешение. Наблюдения выполнены в августе 2005 г. Линии H (396.849 нм) и K (393.369 нм) CaII наблюдались в IV порядке, а линия X (849.806 нм) наблюдалась во II порядке. В табл. 1 указано пространственное разрешение для этих линий. На один пиксел камеры приходится 0.258" и 0.45" соответственно, а весь регистрируемый участок на солнечной поверхности составляет 200" (450 пикселов).
Таблица 1. Общие характеристики временной серии
Область П р о до лжител ь -ность серии (с), скважность (с) Частота Найквиста, частотное разрешение Дата Камера Порядок, дисперсия нм/мм нм/пикс ("/пике) Размер на Солнце
Б25\У17 1350, 20 мГц, 03.08.05 2048 х 2048 II, ИК-диапазон, 200"
И 25 0.74 мГц пикселов 0.1029 0.00251 (0.258) IV, УФ-диапазон, 0.0935 0.0023 (0.45)
Ядра линий К, Н и X CaII образуются в средней и нижней хромосфере. Поскольку мы ставили задачу исследования колебаний в различных элементах хромосферной сетки, то нам необходимо было выделить внутренние части сетки (ячейки) и граничные части (собственно, сетку). Существуют различные методы выделения элементов хромо-сферной сетки. Мы применяли в данной работе, как в предыдущих работах (см., например, Теплиц-кая и др., 2006), метод, предложенный Маршем и др. (2002). Для каждого кадра временной серии спектрограмм были построены разрезы поперек дисперсии в центре линии К CaII, которые затем были усреднены по времени. На графике усредненного разреза выбирались участки, расположенные в вершинах локальных максимумов, которые приписывались "сетке" (п). Участки вблизи локальных минимумов приписывались "ячейкам" (с). Кроме того, выбирались участки на границе между сеткой и ячейкой (/), участки флоккула (максимумы интенсивности
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.