УДК 52,3.982.4
РАСПРОСТРАНЯЮЩИЕСЯ ВОЛНЫ В ХРОМОСФЕРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН. ПРОБЛЕМЫ И ЗАГАДКИ ЭКСПЕРИМЕНТА
© 2008 г. Н. И. Кобанов*, Д. Ю. Колобов, С. А. Чупин
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
Поступила в редакцию 14.08.2007 г.
Обсуждаются трудности первичной интерпретации наблюдаемых волновых процессов в хромосфере солнечных пятен. Показано, что частотная фильтрация способствует более четкому проявлению распространяющихся волн, что в конечном итоге сказывается на объективности оценок их параметров. Измеряемые значения горизонтальной фазовой скорости составляют 40—70 км для тени и 30—70 км/с для полутени. На основе анализа наблюдений с высоким временным разрешением выявлена высотная инверсия пространственной локализации мощности трехминутных колебаний. Отмечается, что картина распространяющихся волн в тени пятна не постоянна и периодически сменяется картиной стоячих волн.
Ключевые слова: Солнечная хромосфера, колебания в тени, бегущие волны полутени.
TRAVELING WAVES IN THE SUNSPOT CHROMOSPHERE: PROBLEMS AND PUZZLES OF EXPERIMENTS, by N. I. Kobanov, D. Yu. Kolobov, and S. A. Chupin. The difficulties of the primary interpretation of wave processes observed in the sunspot chromosphere are discussed. Frequency filtering is shown to be helpful in revealing traveling waves more clearly, which eventually affects the objectivity of estimating their parameters. The measured horizontal phase velocities are 40—70 km for umbrae and 30—70 km s_1 for penumbrae. Analysis of high-cadence observations has revealed an altitude inversion of the spatial localization of the three-minute oscillation power. It is pointed out that the pattern of umbral traveling waves is not constant and periodically gives way to the pattern of standing waves.
PACS numbers: 96.60.-j; 96.60.Na; 96.60.qd
Key words: solar chromosphere, umbral oscillations, traveling penumbral waves.
ВВЕДЕНИЕ
Колебания и распространяющиеся волны в хромосфере солнечных пятен активно исследуются со времени их открытия (Беккерс, Талант, 1969; Джиованелли, 1972; Зирин, Штайн, 1972). Трехминутные колебания в хромосфере тени сначала были обнаружены как периодические поярчания (Бек-керс, Талант, 1969), что и обусловило их название "umbral flash". Понимание того, что трехминутные колебания и "umbral flash" — проявления одного и того же процесса, пришло не сразу. Одни авторы считают их стоячими акустическими волнами (Кри-стопоулу и др., 2000; Георгакилас и др., 2000), другие полагают, что эти колебания распространяются в полутень, давая начало бегущим волнам полутени (Зирин, Штайн, 1972; Тзиутзиоу и др., 2002).
Электронный адрес: kobanov@iszf.irk.ru
Новый этап в этих исследованиях начался с появлением спутниковой информации об осцил-ляциях в верхней хромосфере, переходной зоне и солнечной короне (Банерджи и др., 2002; Оши и др., 2002; Бринилдсен и др., 2003, 2004; Дойл и др., 2003). Тем не менее, наиболее острой проблемой до сих пор является связь между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени (БВП). Распространение получили две концепции, пытающиеся объяснить наблюдаемые факты. Согласно одной из них, бегущие волны полутени являются прямым продолжением теневых трехминутных распространяющихся волн (Тзиутзиоу и др., 2002). По второй концепции, реального распространения волны в горизонтальном направлении вообще нет, а есть кажущаяся картина, вызванная тем, что колебания, распространяющиеся вдоль разных линий магнитного поля, испытывают временную задержку, пропорциональную длине пути
(Раупэ, 2003). При этом предполагается, что колебания в основании всех магнитных трубок возбуждаются почти одновременно и что скорость распространения их во всех трубках одинакова. В качестве общего источника возбуждения могут выступать "поршнеобразные" движения конвективной ячейки. С учетом общепринятой топологии магнитного поля в одиночном правильном (круглом) пятне фазовая задержка сигнала лучевой скорости будет тем больше, чем дальше наблюдаемая точка расположена от геометрического центра пятна.
В англоязычной литературе первую из концепций принято именовать "trans-sunspot wave", а вторую — "visual pattern" (см., например, Тзиутзиоу и др., 2006).
Современные наблюдения продолжают выявлять довольно сложную ситуацию с распространением волн в хромосфере солнечного пятна. Во многих работах принято считать, что частота распространяющихся волн уменьшается по мере их распространения от тени во внешнюю полутень. Подобный эффект обнаруживается и в измерениях скорости распространения бегущих волн, которая, согласно этим представлениям, уменьшается от 20 км/с на границе тени до 10—15 км/с на внешней границе полутени (Тзиутзиоу и др., 2006, 2007).
С другой стороны, в ряде работ, основанных на привлечении современных методов, было показано, что бегущие волны полутени не являются продолжением трехминутных волн в тени. При этом измеряемая скорость распространения волн в тени оказалась существенно выше и составила 40—70 км/с (Кобанов, Макарчик, 2004; Кобанов и др., 2006).
Таким образом, мы видим, что имеется значительный разброс в измерениях горизонтальной скорости распространения колебательных движений (независимо от того, являются ли эти волны реальными или кажущимися). В связи с этим появляется необходимость в таких наблюдательных данных, которые бы уменьшали возможность неадекватности первичной интерпретации наблюдений.
Для того чтобы решить, с чем мы имеем дело в реальности, необходимо располагать надежной информацией об основных параметрах распространяющихся волн в хромосфере солнечных пятен. К таким параметрам относятся амплитуда лучевой скорости, частота, горизонтальная фазовая скорость, пространственная локализация распространяющихся волн.
Цель настоящей работы — провести сопоставление собственных новейших результатов с результатами других авторов и обратить внимание исследователей на наиболее острые стороны проблемы распространяющихся волн в солнечном пятне.
ИНСТРУМЕНТ И МЕТОД
Анализируемый в статье наблюдательный материал был получен на горизонтальном солнечном телескопе Саянской солнечной обсерватории, расположенной на высоте 2000 м. При диаметре основных зеркал 900 мм телескоп обладает теоретическим разрешением около 0.2. К сожалению, пока этот телескоп не оснащен адаптивной оптикой и земная атмосфера в 4—5 раз ухудшает этот параметр. Фотоэлектрический гид телескопа способен следить за изображением Солнца с погрешностью 1" за несколько часов наблюдений. В наблюдениях использовалась ПЗС матрица фирмы Princeton Instruments с системой термоэлектрического охлаждения до —40°C. 1 пиксель матрицы
соответствует 0'.'2, при этом поворотом матрицы на 90° можно было устанавливать поле зрения либо 60", либо 250". В последнем случае в 4 раза сокращался наблюдаемый участок спектра. Для удобного позиционирования объекта на входной щели спектрографа нами использовалась призма Дове.
Для управления матрицей в процессе наблюдения использовался пакет программ WinSpec той же фирмы. Обычно из спектра, отображаемого матрицей, вырезалась область, представляющая интерес. Такая операция существенно сокращала объем записываемого файла. Мы применяли би-нирование по 2 и 4 пикселям, ограничивая пространственное разрешение до 0.5—1" в зависимости от условий наблюдений. В результате мы смогли записывать в файл временные серии продолжительностью до нескольких часов. При помощи внешней синхронизации мы могли регулировать частоту экспонирования от 5 кадров в секунду до 6 кадров в минуту, сообразуясь с задачей наблюдений и атмосферными условиями. При значительном атмосферном дрожании возникала опасность проникновения высоких частот в низкие, так называемый стробоскопический эффект. Для подавления этого эффекта необходимо, чтобы "мертвые" интервалы времени между экспозициями были бы минимальными (желательно не более четверти от длительности экспозиции). Иногда приходилось искусственно увеличивать экспозицию, вводя для этого нейтральные фильтры.
Полученные в обычном режиме серии спектрограмм позволяли измерять лучевую скорость и интенсивность. При установке поляризационной оптики дополнительно измерялась напряженность продольного магнитного поля (Кобанов, 2001).
Данная статья основана на одновременных наблюдениях в линиях На 6528 A и FeI 6569 A с временным разрешением 0.5 с. Теллурическая линия вблизи На использовалась для исключения
(а)
8Н
6Н
44
О
а PQ
2 А
V
(б)
-15
0 15 -900 0 900
Пространство, сек. дуги Лучевая скорость, м/с
Рис. 1. Трехминутная мода лучевой скорости в хромосфере пятна ЫОЛЛ791. (а) — Шевронные структуры, представляющие бегущие волны тени; темные участки соответствуют скорости, направленной от наблюдателя, светлые — к наблюдателю. (б) — Фазовая задержка между сигналами доплеровской скорости в точках 6" и 3", отмеченных вертикальными линиями на рис. 1а.
шумов спектрографа. Доплеровская скорость определялась как разность интенсивностей в красном и синем крыльях профиля спектральной линии, нормированная на их сумму. Большая часть измерений выполнена в На ± 0.2 A (хромосфера)
и FeI 6569 A ± 0.15 A (фотосфера). Массивы обработанных данных использовались затем для построения полутоновых пространственно-временных диаграмм, фурье-спектров, вейвлет-диаграмм. Применяемая частотная фильтрация способствовала более детальному выявлению свойств отдельных колебательных мод, выбор которых осуществлялся на основе анализа фурье-спектра. Для этого исходные массивы данных подвергались прямому вейвлет преобразованию, в котором выделялась интересующая нас частота, и с помощью обратного вейвлет преобразования восстанавливалось исходное распределение для избранной частоты. Полученное распределение далее использовалось для построения фильтрованных диаграмм доплеровской скорости.
РЕЗУЛЬТАТЫ И ДИСКУССИЯ Волны в тени пятна
Простым и надежным индикатором распространяющихся волн в тени пятна являются шевронные структуры на пространственно-временные полутоновых диаграммах лучевой скорости (Кобанов и др., 2006). По крутизне крыльев шеврона легко
30
25
20
м
е р
PQ
15
10
0
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.