УДК 523.947-563
СВЯЗЬ КОРОНАЛЬНЫХ ВЕЕРНЫХ СТРУКТУР С КОЛЕБАНИЯМИ НАД ФАКЕЛЬНЫМИ ОБЛАСТЯМИ
© 2014 г. Н. И. Кобанов*, А. А. Челпанов
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск Россия Поступила в редакцию 03.06.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
С целью поиска частотных мод, наиболее эффективно проникающих в корону Солнца из нижних слоев солнечных факелов, исследованы спектры мощности колебаний лучевой скорости и интенсивности по данным наземного телескопа (линии Si I 10827 A и He I 10830 A) и данным спутникового телескопа Solar Dynamics Observatory (SDO) (линии Fe I 6173, 1700 A, He II 304 A, Fe IX 171 A). Анализ пространственного распределения мощности колебаний для разных высот выявил, что веерные структуры в короне (уровень 171 A) воспроизводятся лучше в частотном диапазоне 1 — 1.5 мГц. Это означает, что колебания с периодами 10—15 мин преобладают в корональных петлях над факельными областями. Пятиминутные колебания, которые повсеместно доминируют в сигналах лучевой скорости, измеряемых в нижних слоях факелов, в корональных петлях заметны лишь в отдельных компактных фрагментах.
DOI: 10.7868/S0004629914030050
1. ВВЕДЕНИЕ
Магнитогидродинамические волны, распространяющиеся в солнечной атмосфере, играют важную роль в процессах обмена энергией между разными структурами атмосферы Солнца. Известно, что локальные магнитные поля оказывают существенное влияние на характеристики распространяющихся колебаний. Наибольшая концентрация магнитного поля присуща пятнам и факелам. Именно по этой причине исследования волновых процессов внутри и над этими объектами ведутся наиболее интенсивно. К настоящему времени накоплен достаточно большой объем экспериментальной (наблюдательной) информации о характеристиках колебаний в этих объектах на разных уровнях высоты.
На фотосферном уровне для обоих объектов наиболее характерны 5-мин колебания, существенно ослабленные в сравнении со спокойной фотосферой. В хромосфере над тенью пятна доминируют 3-мин осцилляции [1—3], тогда как в области полутени возрастает вклад 5-мин и более низкочастотных колебаний [4, 5]. Фотосферные и хромосферные спектры мощности для тени пятна разительно отличаются друг от друга [6, 7]. Иная ситуация отмечается в факелах, где 5-мин
E-mail: kobanov@iszf.irk.ru
колебания наблюдаются как основные на обоих уровнях [8].
Отмеченные свойства особенно справедливы, если анализ осцилляций проводить по сигналам допплеровской скорости. Спектры мощности колебаний допплеровской скорости, регистрируемые в
линиях Б11 10827 А и Не I 10830 А похожи [9, 10], что несомненно указывает на тесную связь между волновыми процессами на этих двух уровнях атмосферы факела. По современным представлениям, высота формирования линии Б1 I 10827 А составляет 540 км, что соответствует зоне температурного минимума. Линия Не I 10830 А формируется на высотах более 2000 км, которые относятся к верхней хромосфере. Разница высот между уровнями образования этих линий составляет более 1500 км [11]. Заметим, что Лившиц и др. [12] указывали на возможность существенного понижения высоты образования линии Не I 10830 А именно над факелом. Возможно, по причинам меньшей разности высот спектральный состав осцилляций, наблюдаемых над факелами в Б1 I 10827 А и Не I 10830 А, совпадает гораздо больше, чем для Ре I 6569 А и На.
Так или иначе, анализ спектрального состава осцилляций сигналов лучевой скорости в фотосфере и хромосфере факелов приводит к предположению, что и в короне над факелами должны
Параметры наземных наблюдений факельных областей
№ п/п Дата, время начала серии (иТ) Координаты Длительность серии, мин Каденция, с
1 1 октября 2011 г., 03:41 N13° W08° 85 3.3
2 6 октября 2011 г., 00:47 S12° Е05° 116 3.3
3 9 августа 2010 г., 00:45 N17° Е23° 136 3.0
4 14 августа 2010 г., 07:29 N13° W05° 204 3.0
преобладать осцилляции с 5-мин периодом. Де-Вин и др. [13], исследуя факелы с высоким пространственным разрешением, обнаружили, что в хромосфере над ядром факела преобладают 3-мин колебания, тогда как над периферией факела доминируют 5-мин колебания. Здесь просматривается некая аналогия с солнечным пятном.
В начале 80-х Кучми и др. [14] наблюдали вариации с периодами 300, 80 и 40 с в положении контура корональной линии 5303 A на высоте 25 000—30 000 км над факельной областью. С появлением современных спутниковых наблюдений активизировались исследования осцилляций в крайнем ультрафиолете и рентгеновском диапазоне. Так, например, Мортель и др. [15] утверждали, что наблюдаемые ими 5-мин колебания в короне порождены аналогичными колебаниями в фотосфере и хромосфере факелов. Дидковский и др. [16] связали наблюдаемые ими 5-мин колебания интенсивности в рентгеновском диапазоне с собственными р-модами в солнечной атмосфере.
Анализируя данные SOHO, Офман и др. [17] и Дефорест и др. [18], обнаружили в короне над полярными факелами 15-мин колебания, которые были идентифицированы ими как проявления медленных магнитозвуковых волн.
В настоящей работе мы задались целью проверить, насколько справедливо можно утверждать, что 5-мин осцилляции являются "визитной карточкой" факельных областей не только в хромосфере, но и в короне. Для этого потребовалось исследовать спектры и пространственные распределения мощности отдельных частотных мод на многих уровнях высоты, от глубокой фотосферы до короны. Предстояло также установить спектральный состав колебаний, распространяющихся вдоль веерных структур, наблюдаемых в линии 171 A.
2. МЕТОДЫ И ИНСТРУМЕНТЫ
В настоящей работе мы использовали данные космической обсерватории Solar Dynamics Obser-
vatory (БОО), дополненные синхронными наземными наблюдениями, выполненными на Горизонтальном солнечном телескопе Саянской солнечной обсерватории. Использованные данные БОО представляют собой временные серии изображений Солнца, получаемые в интенсивности ультрафиолетового излучения на следующих длинах волн: 1700, 304, 171, 193 А. Кроме того, мы использовали данные другого прибора — БОО НМ1 (НеНо-magneticimager), позволяющие получать магнитограммы, допплерограммы и интенситограммы фо-тосферной линии Ре I 6173 А с пространственным разрешением 0.5"/пикс. и каденцией 45 с. Аналогичные характеристики ультрафиолетовых серий следующие: разрешение 0.6"/пикс., каденция 12 с (24 с для линии 1700 А).
Наземные наблюдения представляют серии спектрограмм, содержащих линии Si I 10827 А и Не I 10830 А. Пространственное разрешение в среднем составляло 1"—1.5" при временно)м разрешении от 0.5 до 3 с. Длительность временных серий определялась атмосферными условиями и достигала 2—3 ч. Более подробное описание инструмента можно найти в [10]. Результаты, представленные ниже, основаны на анализе колебаний четырех факельных областей. Сведения об их расположении на диске, датах наблюдений, длительности и каденции временных серий представлены в таблице.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ АНАЛИЗ
3.1. Спектральный состав колебаний допплеровской скорости в нижних слоях факельных областей
В настоящем анализе мы использовали информацию о вариациях лучевой (допплеровской) скорости, полученные из наблюдений в спектральных линиях Si I 10827 А и Не I 10830 А (телескоп Саянской солнечной обсерватории) и Ре I 6173 А
(а)
Бе!6173 А
КОБАНОВ, ЧЕЛПАНОВ (б)
1.0
0.5
0
БЦ 10827 А
1.0
0.5
0
(в)
Не! 10830А
п I I I I I I и I I I I I I I и I I I I I I I
1234567 1234567 1234567
Частота, мГц
Рис. 1. Фурье-спектры вариаций лучевой скорости в линиях Ре I 6173 А (а), 811 10827 А (б), Не I 10830 А (в).
(800). Глубины образования этих линий следующие: Ре I - 200 км [19], 81 I - 540 км [11], Не I -2000 км [11].
Как и ожидалось, во всех спектрах мощности колебаний лучевой скорости доминируют 5-мин колебания. Ранее мы отмечали это же по наблюдениям в линиях На 6563 А и Ре I 6569 А[20].
Для примера на рис. 1 приведены спектры фото-сферных и хромосферных осцилляций для факела 1 из таблицы. Резонно предполагать, что преобладание 5-мин колебаний сохранится и в более высоких корональных слоях над факельными областями. Было бы интересно проследить спектральный состав вариаций допплеровской скорости в переходной зоне и короне. К сожалению, данные 800 не содержат информации о допплеровской скорости в этих слоях, и дальнейший анализ приходится вести по вариациям интенсивности.
3.2. Пространственное распределение мощности выделенных частотных мод
На изображениях солнечного диска в линии Ре IX 171 А хорошо заметны веерные структуры, расположение которых соответствует локализации факельных и пятенных магнитных полей в фотосфере. Очевидно, что появление веерных структур на этой высоте можно объяснить тем, что именно на этом уровне наблюдаются верхние участки многих магнитных петель. Для того, чтобы установить, колебания каких частот достигают этой высоты, необходимо получить пространственное распределение мощности колебаний в выделенных частотных интервалах и сравнить это распределение с изображением факела в интенсивности линии 171 А. Такие распределения были получены для трех факелов в следующих частотных интервалах: 0.9-1.5, 2.9-3.7 и 5.0-6.0 мГц (рис. 2). Темная замкнутая линия на рис. 2 и далее на рис. 5 ограничивают область факела теми участками, уровень
интенсивности полосы 1700 А в которых составляет 0.7 от максимальной интенсивности внутри факела.
Распределения мощности в диапазоне 0.91.5 мГц более контрастны, и они содержат много вытянутых фрагментов. Это делает их похожими на изображения в линии 171 А.
В диапазоне 5-мин колебаний (2.9-3.7 мГц) веерные структуры уже менее контрастны, и они становятся совсем незаметными в пространственном распределении мощности 3-мин колебаний (56 мГц). Это указывает на то, что мощность низкочастотных колебаний интенсивности в короне над факельными областями является преобладающей. Этот же факт подтверждают и фурье-спектры колебаний на рис. 3, где первый, второй и третий графики соответствуют отдельным участкам 1.5" х х 1.5" внутри факела 1, а четвертый - это спектр, усредненный по всей поверхности факела.
Напомним, что при совместном анализе фот
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.