научная статья по теме ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ВАРИАЦИИ ШИРИНЫ ПРОФИЛЯ Н В ХРОМОCФЕРЕ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР КАК ВОЗМОЖНЫЙ ИНДИКАТОР АЛЬФВЕНОВСКИХ ВОЛН Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ВАРИАЦИИ ШИРИНЫ ПРОФИЛЯ Н В ХРОМОCФЕРЕ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР КАК ВОЗМОЖНЫЙ ИНДИКАТОР АЛЬФВЕНОВСКИХ ВОЛН»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИМ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 4, с. 251-259

УДК 523.945

ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ВАРИАЦИИ ШИРИНЫ ПРОФИЛЯ На В ХРОМОCФЕРЕ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР КАК ВОЗМОЖНЫЙ ИНДИКАТОР АЛЬФВЕНОВСКИХ ВОЛН

© 2014 г. А. В. Зубкова1*, Н. И. Кобанов1**, А. А. Скляр1, Р. И. Костык2, Н. Г. Щукина2

1Ин-т солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск 2Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, Киев, Голосеево Поступила в редакцию 17.09.2013 г.

Выполнен анализ колебаний ширины профиля спектральной линии На по наблюдениям хромосферы в основании солнечных корональных дыр. В среднем по 10 временным сериям максимальный размах колебаний составил 64 мЛ. Прямые расчеты показывают, что эта величина не может быть достигнута за счет температурных колебаний, поскольку наблюдаемые в ходе эксперимента периодические флуктуации интенсивности не превосходили 5%, что соответствует уширению профиля На всего на 1.5—2 мЛ. Авторы предполагают, что наблюдаемые вариации могут быть следствием распространения в хромосфере корональных дыр торсионных альфвеновских волн.

Ключевые слова: солнечная хромосфера, альфвеновские волны.

DOI: 10.7868/80320010814030103

ВВЕДЕНИЕ

Предположение о существовании волновых движений в солнечной атмосфере было высказано еще в 1946—1948 гг. Бирманом (1948) и Шварц-шильдом (1948). Впервые колебания были обнаружены Лейтоном и др. (1962), и их период составил 5 мин. В солнечной атмосфере распространяются волны, генерируемые хаотическими движениями плазмы; в результате воздействия движений плазмы на фотосферу в ней наблюдаются волны различного типа, в том числе, звуковые волны, возникающие как в однородном магнитном поле, так и без него. В магнитном поле в однородной плазме наблюдается три различных типа волн: быстрые и медленные магнитозвуковые волны и альфвеновские волны, которые впервые рассмотрел шведский астрофизик Альфвен в 1942 г. (Альвен, Фельтхаммар, 1967). Альфвеновские волны — поперечные магнитогидродинамические волны (МГД-волны), которые представляют собой как крутильную моду, так и изгибную. Этот тип МГД-волн распространяется только вдоль силовых линий магнитного поля. В отличие от других типов волн альфвеновские волны способны

Электронный адрес: zubkova_av@mail.iszf.irk.ru

Электронный адрес: kobanov@iszf.irk.ru

переносить большое количество энергии, достаточное для нагрева короны и ускорения солнечного ветра (Томчик и др., 2007). Существует несколько предположений относительно механизма нагрева короны. И одной из наиболее перспективных схем является нагрев с помощью альфвеновских волн, которые вследствие этого стали популярным объектом исследований.

Бекерс (1976), используя различные методы, исследовал с помощью вакуумного телескопа Обсерватории Сакраменто Пик горизонтальные скорости в фотосфере пятен. Бекерс пришел к выводу, что эти скорости связаны с альфвеновскими волнами и что поток энергии этих волн в фотосфере составляет от 20% до 50% недостающего солнечным пятнам потока. Это предположение согласуется с гипотезой, что солнечные пятна охлаждаются за счет сильной эмиссии альфвеновских волн.

Распространение МГД-волн и магнитно-акустических гравитационных волн в изотермической атмосфере изучалось совместно Лероем и Белем (Бель, Лерой, 1977; 1979), которые получили уравнения для частоты обрезания медленной моды и фазовой скорости. В работах Лероя (1980, 1981) показано, что альфвеновские волны сильнее отражаются при усилении магнитного поля, и поэтому в конвективной зоне не происходит их генерация. Бель и Лерой (1981), исследуя волны в тени пятна,

пришли к выводу, что этими волнами охлаждение пятен невозможно. По их мнению, рассматриваемые волны с периодами 100—500 с не могут переносить достаточное количество механической энергии из основания пятна к короне.

Альфвеновские волны плохо поглощаются средой. Существует несколько вариантов, позволяющих объяснить, как альфвеновские волны нагревают плазму короны. В статье (Вердини, Велли, 2007) рассматривается проблема распространения и диссипации альфвеновских волн в фотосфере, хромосфере, переходной области, открытой короне и солнечном ветре. Наибольшее рассеивание приходится на нижнюю корону, при этом частотный спектр не сильно изменяется при переходе от нижних слоев к верхним. Была смоделирована нелинейная эволюция альфвеновских волн до расстояния в 1 а.е. Нелинейное рассеивание зависит от амплитуд восходящих и нисходящих волн и от рассматриваемого слоя. Ведущие моды для диссипации — низкочастотные, поскольку они сильнее отражаются.

В недавних исследованиях Джесс и др. (2009) обнаружили признаки альфвеновских волн в колебаниях ширины хромосферной линии Ha. При помощи шведского Солнечного Телескопа (SST) исследовалась невозмущенная область 68" х 68", расположенная вблизи центра диска. Были получены серии изображений в узких полосах профиля

поглощения На 6562.8 A. Длительность данных составила 89 мин. Для полного профиля линии эффективная каденция достигала 63 с. Временные вариации ширины профиля Ha на уровне полувысоты изучались для группы ярких точек, занимающих примерно 430000 км2. Доплеровские лучевые скорости, связанные с этой группой ярких точек, показали сильное квазистационарное течение снизу вверх со средним значением 23 км/с. Авторы заключили, что ими обнаружены торсионные альф-веновские волны, создающие нетепловое уширение профиля линии На. Размах этих колебаний достигает 65 . Наибольшая мощность колебаний ширины, наблюдавшихся прямо над большой группой точек, приходится на периоды от 400 с до 500 с. Яркие точки, наблюдавшиеся в крыле профиля линии На, соответствуют измеренным в фотосфере концентрациям магнитного поля. Совпадение точек с высокими концентрациями магнитного поля также подразумевает вероятное существование МГД-волн.

Не осталась без внимания наблюдателей и из-гибная мода. В 2011 году группа исследователей (Мак-Интош и др., 2011), проанализировав поперечные колебания в солнечных спикулах по данным космического аппарата SDO (Solar Dynamics

Observatory), сделали вывод о том, что им удалось обнаружить альфвеновские волны. Наблюдения проводились в переходной области между хромосферой и короной, а также в короне в линиях He II 304 A и Fe IX 171 A. Пространственное разрешение составляло 870 км, временное — 8 с. Наблюдались колебания с амплитудой 20 км/с и периодами от 100 с до 500 с.

В представленной нами работе исследовались колебания в основании таких крупномасштабных структур Солнца, как корональные дыры (КД), во внутренней части которых существует открытая конфигурация магнитных силовых линий, расходящихся во внешнюю корону.

Цель настоящей работы — подробно исследовать колебания ширины профиля На в корональ-ных дырах, основываясь на собственных многочисленных наблюдениях, выполненных на современном оборудовании, и сравнить полученные результаты с ранее установленными наблюдательными фактами, утверждающими существование альфве-новских волн в солнечной хромосфере.

ИНСТРУМЕНТЫ И МЕТОД

Наблюдательный материал был получен на автоматизированном солнечном телескопе Саянской солнечной обсерватории. Телескоп оснащен це-лостатной системой с рабочим диаметром основных зеркал 800 мм. На телескопе используется гидирующая система, обеспечивающая удержание изображения на щели спектрографа с точностью не хуже 1" .В среднем пространственное разрешение во время наблюдений составляло 1.5"—2". Для регистрации данных применялась ПЗС-матрица Princeton Instruments RTE/CCD 256H с разрешением 256 х 1024 пикселя (размер пикселя 0.24 мкм). Матрица снабжена термоэлектрической системой охлаждения и контроллером, обеспечивающим автоматическое поддержание температуры, что способствует достижению более высокой чувствительности за счет резкого снижения уровня тепловых шумов. Управление процессом наблюдения и регистрации информации, снимаемой с матрицы, производилось с помощью фирменного пакета программ WinSpec32.

В работе была использована часть данных, полученных в 2005, 2010 и 2011 гг. Всего было обработано и проанализировано 10 временных серий продолжительностью от 45 мин до 160 мин, полученных при наблюдении в КД с различным расположением на диске. Наблюдения проводились с высокой каденцией (периодом следования кадров) от 1 с до 10 с. Размер наблюдаемой области равен примерно 1.5" х 60". Один пиксел

Основные параметры временных серий

№ Дата и время начала временной серии (UT) Положение КД на диске Угол зрения, град Длительность серии, мин Каденция, с Средняя ампли- туда колебаний ("peak-to-peak"), мА

1 04.08.05 06:26 32° S 4°W 32.22 43 1 22.98(52)

2 29.05.10 05:31 N-полюс 90 63 1 23.21 (45.6)

3 29.05.10 07:09 N-полюс 90 63 1 24.15(50.5)

4 16.06.10 04:34 25°N 35°W 42.06 170 10 27.01 (78)

5 06.07.10 10:21 7°N 13°W 14.74 83 4.34 24.86(55.6)

6 10.04.11 07:27 25° S 15°W 28.9 83 1 20.92(63.3)

7 12.04.11 01:21 56°S 2°E 56.02 83 1 37.26(88)

8 18.09.11 05:36 30°S 52°E 57.78 67 1 33.14(98.5)

9 18.09.11 07:43 30°S 52°E 57.78 82 1.5 27.87(50.6)

10 19.09.11 01:57 30°S 40°E 48.44 65 1.5 35.80(59.25)

соответствовал 0.24" по пространственной координате и около 8 мА вдоль дисперсии спектрограмм. Чтобы убрать избыточное пространственное разрешение (таким образом, снизив объем получаемых "сырых" данных), применялась операция бинирования (усреднения по пространству) по четырем соседним пикселям, соответствующим пространственной координате, не затрагивая спектральное разрешение. Кроме того, специальная управляющая программа позволяла регистрировать не весь спектр, охватываемый светоприемной поверхностью матрицы, а лишь нужные его участки. Это позволило значительно сократить размер исходных данных и увеличить скорость их первоначальной обработки. Положение корональных

I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I

I I I I I I I I I I И I I I I I I I I I I I I I I I I1! I I I I I I I I I I I I I I I I

N N

Пиксели

Рис. 1. К определению ширины профиля спектральной линии На 6562.8 А на полувысоте. Вертикальными штриховыми линиями обозначена измеряемая ширина профиля.

дыр определялось по снимкам SOHO (Solar and Heliospheric O

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.

Показать целиком