Физические характеристики и субтелескопическая структура оптических солнечных вспышек тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ
|
Курочка, Лев Николаевич
АВТОР
|
||||
|
доктора физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Иркутск
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
1994
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.03
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
р Г Б од
? Б СЕН 1Г'
РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СИБИРСК01- ОТДЕЛЕНИЕ ИНСТИТУТ СОЛНГ.ЧНО-ЭШНОЙ ФИШКИ
На правах рукописи УДК 523 98 520.2-1 52-657
КУРОЧКА Лев Николаепнч
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ И СУБТЕЛЕСКОПИЧЕСКАЯ СТРУКТУРА ОПТИЧЕСКИХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК
01 03,03. - гелиофизика
и физика солнечной системы
А п г а р е ф е р а т диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук
Иркутск - 1994
!\збом выполнена с Астрономической обсерватории л.м>ч«"К01о университет имени Тараса Шепченка
Официальные оппоненты: доктор физ.-млт. 1ыук P.D. Теплицкая
доктор фнэ.-мат. наук В.В, Касинский доктор физ -мат. наук М.А. Липшиц
Ведущая организация: Государственный Астрономический
Институт им. П.К. Штернберга (МГУ)
заседании специализированного совета д.1лм.^4.и1 в Конференц-зале Института солнечно-земной физики СО РАН по адресу: Иркутск-33, ул. Лермонтова, 126.
Защита состоится
часов, на
С диссертацией можно ознакомиться в бг «потеке ИСЗФ РАИ
Автореферат, разослан " 1994г.
Ученый секретарь специализированного совета кандидат физйко-математических наук
А.И. Галкин
ОБЩАл ХАРАЛТЕРШЖА РАБОТ!!
Актуальность теш
Солнечные вспышки представляют собой явления кратковременного увеличения интенсивности излучения на небольшом участке поверхности Солнца. Они, как правило, возникают в активных областях и представляют собой саше мощные и бурше процессы в атмосфере -Солнца. По-видимому, солнечные вспышки являются и самыми сложными из всех образований, наблюдавшихся на поверхности Солнца. ¿Зо время вспышек ворывоподобным образом выделяется огромное количество энергии в видимой области спектра, в ультрафиолетовых, рентгеновских и ~у - лучах. Вспышки сопровождаются появление-ч потоков частиц разных энергий / до космических лучей включительно /, в которых уносится большое количество энергии. Со вспышками связано появление выбросов холодной материи и передвижение больших масс вещества. Мощные вспышки захватывают практически все слои атмосферы Солнца от короны до <;,отос|,еры и характеризуются температурами от 6000 К до 107 К и даже более высокими. Вспышки появляются в областях со сложной структурой магнитного поля, которое, вероятно, играет определяющую роль в их возникновении. Объяснение всего многообразия процессов, происходящих во время вспышек, выяснение механизмов, приводящих к быстрому / Ю3 с/ выделении огромного количества энергии / 10**^ ~ Ю^ эрг /, являются одними из важнейших задач современно» астрофизики. Кроме большого теоретического "нтереса изучение вспышек имеет ватное прикладное значение. Известно, что с появлением вспышек на Солнце связаны .многие явления в атмосфере и магнитосфере Земли / полярные сияния, магнитные бури, прекращения радиосвязи на коротких волнах, нарушение работы радионавигационных устройств и пр. /. Имеются данные, свидетельствующие о влиянии вспышечной активности на биосферу вообще и на человека в частности / как на его общее состояние, так и ла увеличение количества инфарктов миокарда, инсультов и пр. в период повышенной вспышечной активности /. В настоящее время,в связи с освоением космического пространства, особенно актуальным стал вопрос о природе вспышек и их прогнозировании, т.к. излучение , сопровождающее вспышки, является губительным для каждого организма, находящегося за пределами земной атмосферы. Изучение вспышек может оказать существенную помощь в решении проблемы уп-
- г -
равляемого термоядерного синтеза, важность которой трудно переоценить.
Систематические исследования вспышек эа рубежом и в Советском Союse начались в конце 30 ^одов. Несмотря на огромное количество работ, посепцэнкыч статистике, динамике и-морфологии вспышек / преимущественно по наблюдениям о линии /, физические условия, особенности структуры и другие характеристики вспышек нечестны довольно приближенно, и то не Бремя для решения вопроса с; источникам энергии всшами и для выяснения природы соднечнах вспышек необходимо всестороннее изучение всех видов их радиации и особенно оптического излучения, которое легче всего регистрировать и в то ле время этот диапазон ".спектра является важным источником энер -гоиотерь вспышек.
Цель работы
Основная цель .диссертант состоит б том чтобы:
- получить типичные спектральные характеристики оптических солнечных вспышек разных баллов В результате обобщения собственного Наблюдательного материала и опубликованного в научной литературе';
- раочитать типичные для йспышек оиерпш излучения и основные (¡.¿юичопккс параметры вспышек равной мощности, при которых реализуется наблюдаемое излучение ; ..
- разработать необходим;,¡е спектральные методы и исследовать характеристики сверхтонкой структуру венике;:, йбллецзйсл неотъемлемой их особенностью . которую невозможно последовать с цсм.0'ль\-> современных 'телескопов. '
Научная новизна и практическая ценность работы
• I,Впервые обращено внимание на то, что в солнечных вспышках и в других астрофиэических обьектах замывание линий у предела водородных .серий может производиться не только эффектом Ип-арка, но и эффектом Допплера ; в рейультате неучета этого Исследователи часто получали неточные, а иногда и фиктивные значения электронной Концентрации. Предложена принципиально новая формула, дающая зависимость номера предельно разрешаемой линии в водородных сериях от
величин» реаультируо^зП скорости атомов. Рассчитаны теорст ичосаис контуры линий, расширенных эффектами 12т арка / ионы + электроны / t¡ Допплера; анализ их дал возможность pácctinTaTb теоретические значения пелуаярри линий сорил Бальмсра для набора сиачгииЗ олелтрегшык яоичеитрлшЗ и дсшюлросскнх край линий. Сспсстайль-нне теоретических и и&блпдаемих значений полуширин водородных линий позволило получи п. »здехнио гтчеш-.я электронной концентрации для многих PüHuotuK и- под1'йсрд",пь СБерхгснкуа c:rpyKíypy ьсиы-аэя при о^эктираой npci ялениссш идоль луча ¿рения на 1-4 по-рчдка меньше наблюдаемой протяженности вспышек.
2. В р<шкйч псчиостк. coBpc-.v.'HHcP чсории у ¡арена л лиин'А решэ-на задача определения электронной яониентрв!У:< в однородной водородной плазме. Получена формул л, пооволяои>ач олредолягь злвитрон-иуо иоицеитрапп по номеру последней линии • а водородных ci'pií)iX с учею.м ушир," ния линий полл'.и: поноа, уиарньм де.Чстьн-ем электронов, эффектом Допплерд, а такие при наличии фонового излучения, умсньо.чгя\вго коитр&стность липа?.. Известная формула Инг-лиса-Теллорт является частные случаем э.о!" формула.
3, Развита теория контуров „нимЯ структурно неоднородных эмио-гиониик образований и получена формула, опис^г-элцач кон-.ypu спектральных линий обьоятя, состоящего из большого количества эмиссионных элементов с учетом их оптических толд а взаимного экранирования при произвольиси законе распределения их по скоростям. Хорошее согласие контуров наблюдаемых спектролышх линий с теоретическими дало возможность получить относительно более точные значения оптических толч и впервые спектральным методом определить особенности сверхтонкой структуры вепшлек.
4. Получена количественная взаимосвязь между электронной температурой и температурой L^ ■ - излучения водорода для хромосфер-ных солнечных образований. Показано, что применявшиеся нрежда при рассчетах приближения оптически тонкой Ьреды в линиях серии Лай-маиа или условие локального термодинамического равновесия в этих линиях не Имеют места ни во вспышках, ни в других хромосферных образованиях. Рассчитаны оптические тол'ди и степень ионизации водорода во вепшках. Показано, что водород во вспышках находится , проимушёствонно в ионияоппнном состоянии, а степень ионизации-его быстра возрастает с ростом интенсивности вспышек дости-
гает величина 1С'1 /.
Ь. Выполнено обобщение большого наблюдательного материала и
получены типичные для вспкшен всех баллов характеристики /баль-мерссские декременты, .нейтральные интенсивности линий и ггр./ на основании которых единым методом, основанном на решении уравнений стационарности, рэсчитаны для вспышек, разной интенсивности характерные физические параметры / 1 пе, С ■ (? и т.п. /, при которых интенсивности линий водорода лучшим образом соответствуют наблюдаемым. Показано, что эмиссия вспышек всех баллов объясняется термическим механизмом свечения при температурах от 7СС0° К / Для слабых вспышек / до X 000° К / цля мощных вспы-иен / и при отсутствии скважности вспышек по площади. При полученных параметрах вспышек хорошо объясняются наблыдаемые интенсивности всех бальмеровских линий.
6. Рассчитана полная энергия излучения вспышек во всех линиях и континуумах водородных серий и определены коэффициенты, позволяющие вычислять энергию излучения вспышек по наблюдаемой интенсивности линии II а • Анализ большого наблюдательного материала позволил получить характерные параметры вспышек разной мощности , рассчитать типичные эначени энергии, излучаемой вспышками разных баллов / 10^ - 10^ ярг / и впервые показать, что вспышками каждого балла / как сшит слабыми субвспышками, так и самыми мощными вспышками балла 4 / за большие промежутки времени / поряцка года или никла солнечной активности / уносится в виде излучения практически одинаковое количество энергии. Найдены закономерности выделения вспышечной энергии в ко-ротноживущих группах пятен, которые могут быть испольэованы при прогнозировании вспьтпек.
7, Выполнен расчет анергии излучения 15С00 оптических солнечных вспышек и впервые получен энергетический спектр солнечных вспышек . Оказалось, что он совпадает с энергетическим спектром вспышек на звездах И\/ ~ Кита как в плане степенной зависимости, так и по величине показателя степени. Это является новым оргументой в пользу общности природы вспышек на Солнце и на ввез-дах К/У - Кита. Предложен энергетический индекс вспыщечной активности, который легко расчитывается и имеет высокий коэффициент корреляции с индексом Д^ .
8. Разработаны основы нового направления в диагностике водородной плазмы, позволяющего по анализу водородного предконтцтуу-' ма, который прежде не использовался для получения информации г> излучающей пла$ме, определять предельные »начения электронной—
концентрации /Щ п1Сп и /, и указать размеры обьемов с
разными значениями -ц, . Ь розультате анализа бэльмеровского пр'едконтинуума одного из протуберанцев показано, что электронная концентрация я одном и том же протуберанце может различаться более, чем на два порядка - от 1С до '¿- 1С см~э - при характерном значении Щ = 5-10^ см-3. Б исследованном спокойном протуберанце происходят кзазивспышечные процессы с мощнчм энерговндс-лением в малых / субтелескопических /обьема*.
9. Предложен новый вид астрофизических наблюдений, по^воля-' идих исследовать эволютою макронеоднородностей плотностей плазмы и неравномерность их распределения по по»ар>сности. Фйльтро-граммы для этой цели можно«получать Л в области бальмеровского континуума / с шмгаць» тех же телескопо; , которые ' используется для получения Н^ - фильтрогрдмм.
10. Предложен оригинальный метод непрерывного во времени фотографировании спектра одновременно в нескольких диапазонах • " длин волн. При исследовании нестагдюнарного процесса отим методом можно изучать его динамику при одновременной регистрации спектра во многих / 10 / участках длин волн. С помощью предложен -«--ого метода при сканировании исследуемого объекта можно получать распределение интонсивносчи по площади сразу а нескольких спектральных линиях. В отличии от спектрогелиограмм моч:но регистрировать ¡\ак.?се контуры всех этих линий в любой точке скана исследуе-. мого с*ье1па. 1
Разработанные соискателем методы диагностики водородной плаг-.щ имеот нессшишое прак шческое значение для исследования ьсгроукспмеских об^еш-оп и лабораторной пйаош. Примснелше их к исследование солнечных вспышек дало возможность решить ¡;рупную на-•учну» проблему но определении физических параметров и особенностей субтелескопнческой структуры оптических солнечных вспышек разной интенсивности.
• Многие из предложенных соискателем методов получили широкое распространение. Примером практического их использования может, служить включение одной из формул соискателя, относящейся к методу определения электронной конденсации в плазме, в широко известный справочник "Астрофизические величины " К.У. Аллена / Изд. "Мир", /М., 1977, с. 129 /. Полученные в работах соискателя результаты могут быть рекоменцовянны для включения в программы спецкурсов по астрофизика и спектроскопии для студентов университетов. Они упо
более десяти лет излагались студентам старших курсов кафедры астрономии Киевского университета.
Результаты иссяодо: сокгкатгля оключсни п ред монографий ■ советских к зарубежных автарэь.
Аппробация результатов
Основное результата рябмн доклады в» "и^ь 1«ы;нсг."-- с'динарах, конференмкях-, симпозиумах, ириюдквийхсч о 1950 г. лхвгцк» - но арчпр деля в от 1 по Ь по« «ядов н-» песпу^киквиских, ссюзнух и мекдуквраднж и«учн>»х фируып» .илуч^'нж- ре^у.чые ;>' дэкяамыгадись
не г. л е ни л н и яре в < щ ¡иг е-м'.шмг.;.^ зо'г но.•-'!.> ми-
чэс«иг учподениВ - Лб«стум, лстрр.|иг. обе,, Лстрои. шют, V . Спг.г^Пог-г, ГЛП М! СС'Т, ГА\> А': ЮЫИРА)]. км^'ла тзо~"
глплггек^ь пох^ с'!1 ; ;; униьерои"ста, КаДО и .•г,-
блиаяцхи
чгно в гг-рГубетпух ардсмру » -- г, ц^нгг'л»!'^,'. сото:«нл / Дсу^офка,, ¡аиг ь др. /. Кдег-гия дь« ь«из.*ии аа »¿^бдоския н г&явкк на кзобр&тонив нидемя?«;« на окуцертяие..
• Ео все-' р.-ботк?, ппдгсгзелсярп,ч г-соуиторстг-е м ряаулмцтм, ни которых •'■ми^уэ-гся ттолу дисвгхяици». СОЙСКОТУЛЯ кря«сдят'т н^л шюдиечяя работа и непд р?<агчнц посзавлонкой задачи, Соискатель актпенэ участвовал и излучении результатов, э их ккторпрэтаци», а тгкае в.яодготоьий текстов статей к печати. В работах [е, 1.3, -54 ^ епектрофотоуетркя .дольше» йкпоякеяа соавторами. Ь работах 23, 2:->, 31 - 36, 41 [ гроигздкие рас-, счеты выполнились еоавк'рйми, нч еоиеяатель нрипкмал участие г составлении алгоритмов раочахоа, в анализе полученных результатов, производил, необходимые контрольное вычисления. В работах, связанных, с модернизацией ГСХ АО К1"У [Ьс, 47^ соискатель участвовал в .создании диспергирующего узла с решеткой -звеле- сОлт/мм, а затем - 25 шт/мм / длй одновременного фотографирования спектров вспышек от ультрафиолетовой до инфракрасной области /, а также в создании нового спектрографа и телескопа. Соискатель при- -нииал участие' в монтажных, юетировочных и в строительных рабо-
тах по создании нового павильона ГСТ.
"оискателч от усей /у а и благодарит своих соавторов:' Ос гзпэн-ко З.А., Тялънюха-Аяамчука'В.з., Россаду В.М., Гкбгсо Л.З,, Зенг-дипского Е.'Р., и других , с которыми с удоистстниеи "работал к ка раз псрея'иггл радостнки минуты творческих успеха:». Искренняя благодарность сотрудникам солнечных лаборатории, которые принимали участие в надлолениях чепыше.к нл ГПГ, в работах по юдернмьацки, исследованию и поддержанию '.жструментя г рабочем состоять!.
Структура и обьем диссертации
Диссертация состоит из введения, семи глав, заключения и -списка литературы, содерлацего 391 наименована-.
Полный обьем диссертации составляет ЗУ 0 стр. из ко го ¡.их введение - 12 стр., содержание диссертации изложено не 231 сг. р. телота, рисунков - 5Ь, таблиц - ¿2, основные результаты, приведенные после налдой главы, вместе с заключением занимает 21 стр., библиография- Зо стр.
На защиту выносятся
I. Млтоды определения мсктр.'>пкоР. концентрации я водородной плазме и результата определения злгктронной кокиентроции отими методами. ~
'¿. Модель структурно неоднородной рспишки, а также метод и результаты определения особенностей субтелескопической структур» оптических солнечна* вспышек.
3. Результаты определения основных физических характеристик оптических солнечных эспышеч разными методами.
4. Расчет знергки излучения оптических солнечных вспышек разных баллов и получение энергетического спектра солнечных вспыиек и даказагельгтво его общности с энергетическим спектром вспышек звезд типа М'Аита . , .
5. Новое направление в диагностике плазмы, позволяющее исследовать ее неоднородность вдоль луча зрения, обьяснение причины возникновения голубого континуума в спектре эмиссионных образований , доказательство осокой неоднородности электронной концент -
рации во вспашках и протуберануах, а также обнаружение к ваги-нспышечныч .процессор ь протуберанцах.
С0Д£РААН."Е РАБОТЫ
В первой главе описываются результаты исследования оптических солнечных вспышек. С целью одновременного получения спектров солнечных вспышек в широком диапазоне длин ноли, соискателем, вместе с сотрудниками обсерватории, на базе существующего ГСТ бы» изготовлен отельный спектрог^у / спектрограф со скрещенной дисперсией £Э£Г]/. с помощью которлго с. экспозицией в I сек мол<-но фотографировать спектр от -550.) до 35У) А при дисперсии 1-0,5 А/мм с полушириной инструментального контура от 0,0'»:) до 0,034 А в красной и зеленой областях соответственно. 3 л-л'ьнейшем, у* алиями соискателя, был создан новый диспергирующий узел, поаполи',икй полу -чать одновременно весь спектр от ультрафио» ежовой /О инфракрасной' области / ПООЭ А / [V] .
В последнее, время соискателем разработан о}игинальный спектро-хронограф ¡52,5б| , который дает возможность непрерывно фотографировать спектр одновременно во многих 10 / участках длин воль.
. Количество получаемой информации примерно на дьа порядка больше, чем содержится на спектрогелиограинах, а основное преимущество над спектрогелиограммами состоит в том, что при сканировании исследуемого обьекта регистрируйте я контуры всех, избранных линий в любой точке скана.
Полученные на АО КУ за многие годы наблюдений / прсимуиестьен-но Полупаном П.'Н. и соискателем / спектры солнечных вспишек анализировались с целью изучения физических условий и особенностей сверхтонкой структуры вспышек. Информация эта получена преимущественно >в результате интерпретации контуров спектральных линий , 10,11,12,13,17,24,35] .С этой целью произведена обработка
спектров более 40 солнечных вспышек, построено свыше 5■JJ контуров спектральных линий и проведен их анализ.
На основании проведенной спектрофотометрической обработки вспышек, а такке собранных литературных данных, было произведено
обобщение / с учетом личного наблюдательного опыт? / всего материала и получен рад 'типичны* для вспншеи разных баллов наблюдательных характеристик £,11» !<• ( id-<0, ¿4,3:1,39.
Так, для определения физических условий в оптических вопыш- __ ках разной мощности были _няОд«чи характерные значения центральных интенсивностой в линии Н,^ - ^ х ' "^Г^терн;« значения догт-плеровских ширин и т.п. ,.
Анализ механизмов уширения линий показал, что перине линии серии Вальмера расширены преимущественно эффектом Дспялера и значительно обременена самопоглоиением ¡4,а,9, Ю, Г2,17~| • &*рхни9 члени ^ серии Бзльмерз ./ начиная с M,j / ^чч-астую настолько расширены эффектом Ьтярка, что его вклад становится заметным не только в крыльях лкпчй, но и на полуширинах . "¡то послуяило основанием д|"1 рярряботки методов определения•рлойтрош'оЯ контент-рщ(ии в лоцпродно" плаэмо на б»зе оЭДечт** Ьтарка. '3 ряде работ по,'г>г>1М"что onp«!>(»iTctn*e ее личины огртн«<?скч:< тол* есяычгек по липли?,у прпфмтт"" ИОЖР? .приводить к большим оиз'.бкач, Поскольку ihipma про^ии^'й лчнчз в. внячи'гельчс'я '.•т»'!ен" иякрпг.нс'пяиеркуии скоростями '}"ксоион'!нг эявчрмтор.
1ГИИИИ 1Ц оптическая тллтя поп 'ЛЮК <«(У*«>'Г б'Л'Ъ ?Н1'Ч!УГ9'!ЬН(!'Я
/ > Ю-*- - / фж если профили эчиссноннчх лини" близки и га» уссовскии. исля учесть реэ.'ьиуя точность определят«« опгичсо««< толщ, которая скаяч*«.<?тсч на яизчениях величин и TKjL ,
то в некоторых случаях нотою получить тснгерстуру :г-к близкую к №¡00 К, 1-»й-я нулеву-о температуру пли температуру .v 1<Р А. Учитывая это с цеяьа решения вопроса о свечении водорода и 0*11 во вспыЕках в работе ¡J.3]] выполнена фотометрическая обработка cneiri'pQE 32 вспыиек / Ь9 моментов наблюдения / и произведен анализ наблюдаемых контуров эмиссионных линий водорода и Са II. Из анализа видно, что существует хорошая корреляция между парамрт- ' ■рами контуров линий водорода'и кальция во вспышках разной мощности. Ото явилось весомым аргументом в пользу свечения водорода и Call в одних и тех ив или близких обьемах вспышек.- Этот вывод был подтвержден и при исследовании распределения интенсивное-теП излучения вдоль вспышек /, свыше 100 моментов наблюдения 50 вспышек/ в линиях Н£ и И Call. Фотометрия "'проводилась в центре этих линий поперек дисперсии. Оказалось, что во всех вспышках на диске и на лимбе максимумы интенсивности!! в линиях полностью совпадает / с точностью до раэрешаущей способности ин-
- 1U -
струме^'я/. Сели в линии н^блолпетст несколько узлов яркости, то все они точно повторятся и в линии II G' 11, Вол-с его, ^ ход ммгтеивнгкн'и и уоч? t о1сих лини" пор'-ор-- -:ег.
Ни*)л<щ£,?».и1« p*CTp'-v"»?4i«? rv •■•. ненвроог-.'.'1 »;<.•}--nui* членов серчи Звлыыр-ч нрпиело к выводу, чю подепляицее число вспышек характеризуется оптической толщей в линии л„ % ^ Ли [/!, 16^ / что на 1-2 порядка иеньис рзнее.'существовавших одонок/. Анэл^' количестве бальиероьских линий вспышек, находящиеся на'разни мссто-яяиях 01 центра диска, позволил прийти к выводу, что населенности верхних уровней аюмов водеродо do есш^шкях•распределены nponopiji-онально стг ¡-логическим восяи- з^анпел P.IîjQ . Тянос распределение должно устанавливаться, осли происхоцн-' термическое возбуждение водорода. ¿тот вывод является естйспя'ннмч при регистрируемых во вспышках электронных itou (еитра ийх . Однако -для трклх
нестационарных образований, ;«рк солнечные вспышки, получение н'аЙ-лодатеяьного {»одзодьдення '¡ернического мекзниз»т и< св.-чаия является весьма важным.'
ù результате решения урпвнпния ненньо^ионного рамовесил' и нескольких вспомогательных уравнении определены кевависиадм методом характерные значения оптических тог.'д с дкпки Ц23 J г.о ках равных баллов. Иоклгапо, что змачен/.л оптических тэлд Еспи.иек невелики / ^ £С0~ / и умепьдоотся с ростои балла, » реальные значения Ыц, зо вспышках , кок правило, ми очень огличгготся от величины J-IU14 си-3.
В работах Ql, IkJ покаянно, что ход отношения населенноегей
с номером уровни -т нельзя использовать для определение величины электронной температуры во вспьшклх / как это делилось ранее / из-за недостаточной точности определения величин и
И8-8Я значительного влияния оптической толщи ня ход /V^^V^c in • Показано, также, что возникшая при исследовании велите к проблема "перевозбуждения" верхних уровней водорода / ход выше,
чем при термодинамическом равновесии / не связяне с особенностями физических провесов во вспышечной пл'-invie и является результатом неточного / заниженного / определения оптической толщи вспышек (И, 19] . •
В Главе II рассмотрена пнергечик? оптических солнечных вспышек. Проблема источников энергии солнечных вспышек является ^унцп-ментвльной р рстро^изике. G ней тесно евгсзвны вопроси о величине
¡ "1111 Иат5УЧ0НИР ViCSll'W'K, раснроцо.пе1чч« ("Л I'-"- СПОК" г,у. огсбрцпос-
' т- m,irl/WUll" ПОПМиоЧНСЙ ПЦГТГПИ Ü Т.П. I'nOCV.- -^«-MJÍ'O ITHV И Jipy-
гн ' рггр'тпр ->нгрге'икм вггялж'К птпгиг-ш рМмя Q9-2I ,П0~41,44--1С , /'■?, Г)Т] .
К Г!'о.г'-¡гу n II»СТО "Y-f* вр':МЯ кигр V СГр: Т.'Н!'й I1"';, |».М'' с n'inutl .{п-^уип,, -РРП!"!1''К П П"1К!1 Н,'\ , ''ид" гуппркн•''•'» ГСГОЛ !•"• ЛгП-тгрг<» уГ:ПГ1'!Чг" ' vf,j-<v-<-» |>||» MW] ruCK"V
г i • IM'pmx ^ ! [у [з ] ,'^9] .
Очи iirnc-n» ¡».-tmi«>t ггн " риоргии т i; fi т i -т вотгкгк и яги
г r^runrf i-:.;: -r.'.r r }"H¡ ,-c г: t' ■ • ¡ и г ;г ■ с *v ypj;ni",i t1 ' cchckp-
"On.-'.,( и щ-угими НОРТОЦСВ-"'". OJVIMH Л :-|'t'f ГКЧ ИЗПуГгНИЧ В riOHOpnUHUV •коцтинуумаг ' Kprwft Л,^:.!"НСГГ!'ПГГ {. росчит»!»»' ' ' пргсгс, г.к. • РПГСЬ РГТНЧР'СК'п то.-п:;,» PH'W^rrM«"» мгпнсс , . При r,"i*.M
Я1<«!'11Ч '"!pt ГРрллг>,"'<Г'"(!Т ГО ¡«3»<'СГ|П1Ч •ПГЧ-НОНШЬСТ;«! ня-
nv'iPi'!*" .г'лпи^, ргакик^-т»* при порг-т^г* с •»»<*■ ургтж-й 10/. Иэг.у<«ии>- П WH',I ',V рчр|И1* О'-риР, Р"0ЧИ':1.|Г1-' г Ч'Спо НЯГПЛйКН1''С1 км ург.внгй , ко'/сгн" о"^сдчтс" un ц->ншм на''л!-'дг:1!:^ лшщЯ rínn^.mj-m-c-rrf1 ГРГ1Ш. 'лигроин»« тсмпгро-ур* пст.'яи-к рг-эн:г' f"лчовг которпч •гичи. )1П|'!!Тп с: рп pit •. рчппр°тур1| [, - иапучпшя ¡_.1<!_! , гп~
ГЦ(!*ЧЛ-вСЬ В p~3V.1¡>T1TГ рГЧКРНИЧ урвРНРЧ стопнончрнг.сги Q333 •
норп'р излучения в гп,гичпски толотцу лит'-"" рчссчнтивчлаеьв
пргппг.лРТ^НИИ HOCTPifHPTfl^ ¡'VIW4W ИСТОЧНИКА ВО ВОПИЯКЯЧ. упро-
ПрОППОЛГУПНИО принималось И В прупг-" СДУЧаЯУ, т.к. СТПВИ-л°сь а-ттрчя опрлцргоция vapar: т-рин"' параметров вспышок разной МПЦНСС'И, 0 НГ> ТПЛЬКГ ТНК|Г( ПССИРНЦПС'ГЙЙ ис 'СВОЧРНИП. 3"0 продпо-
лг»г-нио при^м.помр., '".к. nnnnpf-дг-леня с рук-ура вспышек, а таит.п распрпцвг^нио нст'Чпик'-в энергии в 01<ьсмг вспишск. Безусловно вспмшки рпзкс тгпсднгрлцни по многим пярлме™ррм / см. дальше/. В этгч ГЧРН^ s'.pcKfini.Ko увд1Шп,<»льнл» «"о Р р"мка-< предположения р П^С-ОЯНСТВ'^ {.унж'ии источников во яепшжчч тогольно тгрошо описы-пяп"сгг многнр цд^гпдптельнмо дяннио / например, интонсишюсти водо-
родим* ЛИНИЙ и HV КОН'-'УРН /.
Рчсчрт знррК'и пр^ияв^пился дпп дву крвйннг ^яльморопских дек-- -pofioHTCP I счмг.м крутгм и C4J"H пологим ' для р-еппкек каждого бал-па. Из раоче-гп слрдуот(_39Д , богьшо всего зяоргии ивлучяет-c¡i в п^рвн* липип-' огрмй. Сели в сорит* Бальмеря, Пяцрня и Врекке-тя д зги-' пинип'р няяу;/аосся примерно столько же анергии, сколько , во bcr* остяльнму гиния^у^го п сг.рии ЛйЛмйнп /j^ является доми-
нирушей II в ней 1гзлуюе"гс:гт энергии" значительно больше / в 5-10 ряэ /, чпм ьо всех лч9мг>новск1Гг линиях. / рчсчеты соглясу-я)-пч а ' " счр^ы* и средни1'" встпчкчх суммяркяя анергия
опроцслчсся в г.ствн'чч амиееичЧ в серки Бяльмерч. О них сямой ин-ГРИСИЫК1' ЧВПЧе'1'С!' ЛИНИИ И"' . п ПО ВОПИТО"" ^Рпчв'ГЛ.! ;< н01цм1.1Х ВОПуц'КЯХ. ГИНИ1 С: ЧВ<" В|11 С<> - Гул^СТГГ'ННГ ИНТеЦОИВНГг
/иногда в 10-Ш ряд / в момент »«чксик.умя вспншпк.^и роэулмяте с на становится Г1Щ1Ш1 на ссновш*" источников знг-ргопотррь р м.-.-ши» вспня:к«х. 13роьмп сущэдтвсниш цл • эгн* всписгк с ирл'/ф-
ние в бйлык'рг.вскг.»'и ячйм-жгвекпл кон. ину^к1-'. ,:.о еп«з1Н1л о уВвлич«чпк'м яниссии г>0 всппмкп*, ."пк и 0 ^ыс. 1«м росте:л "от
пони ионная зш |'г.цпр.ош»1 в моч^мх вопипотчх '/«¿/Я*. доходит до \б. 10'* [ТЛ]у, ччт. пгц^ к у1лнньш.>нио < п-'ичеекой торим в
континууме и бесщ-шптстпенному ускол! ачни!"» . Ц- кпятов ия . всего ойю^я ватники. ^ р^оуль^тг мса>»ы« испиши 1'Срис: яноргии ; ьс,- континууме столько че, я иногда и о'ольше, чем е линии.
. Но исключено, то и Ьь- излучении игр-т'и- тгрмг.-
I" я гирушуо рог:Ь го ьслышк»"" . Температуря пп^ичегко* чяс-
/и вогшши не моует^Лить шлие ]Г. (КС0 К из-за высоки"' энергетичес-, киу потгрь / ТО-3'" эрг I в серии Ляймчнч. Тг.кие высокие- темпг-г'р'"; ,УГМ на всей нр^лчцршой в Н,.л площрди вспышки привели «м к увеличений потоке Ьл - излучения вшр того, но- грге сж-луг'" из } ня^лодениР [14,ЙС] . Со гл я сиг о нрЛлмд« нтми мохет тр ь посигиу-/ тп если препполоуить, чес переходной слой между и "горч-
чей" частями встгаюк лч^нь узкий / ^^ I / или предположить ло-кяльне.с.ь рчэогревч ьспншг--и до внг.оки* "■рмпгр9>-ур. [14, ГО] ,
После расчета ' ко.чЭДи центов, иокяяывпщйх во сколько ряз - полнея'энергия излучения во впох линиях и кгцгинуумях водородных серий превншяет пиергию и^лученил В л.шиях Н^- / цля елв^ыг и ких веппшек это отношение меняется примерно пг Г. до Г>0 [зэ]
приняты ччрактернце дли вспнпок кривые изменения интенсивности 'со временем, изменение интенсивности по площрди, изменения допллерпЕск'ой ширины о интенсивностью и пр. . После интпг]пц-
рорчния получены усредненные по п.чощяпи и времени ксэ^и".иенти • излучения ГО . позволявшее по няблюдяемой площяди вспышки в мекеи'0/м»: Эр и проделгительнпсти ее (;уществовяни'я 'Г определят! полнуо анергию излучения вспышки ;
1{оэ[фи"иент представляет с"бой мк>ргич t в эргах/, излу-
чогмуга вспнпкгЯ а* I мгн. с плтцяди в I миллионную доли полусферы /м.д.п./. Для нормяльных'л/]по яркости вспышек мо-кит быть использовано следующее? аппроксимат-ионное выражение :
• = юг5(с,8+ ¿z'e)
" 1 /M.UH, -M.q. Т1.
Если принят ь YaprK,r,epHb!<? дл'» вспышек рядим* ¿аялой величины и 77«.'} »' то получаем [2С, 41,44^ типичные значения энергий для этик вспышек. Сказалось, что с увеличение!« балла вспышек нэ единицу их анергия увеличивается примерно на порядги - от 10^ эрг для субвспышек, до 2-10^ эрг вспышек балла 4N . !Дз этих расчетов следует, ото энергия излучения оптической / низкотемпературной / части вспышки настолько велика, чте еа следует рассматривать, как один из валны-: источников энергопотерь вспншек, т.е. оптическую вспышку нельзя „считать только индикатором вспышечного процесса. Сравнение рассчитанной - энергии иэлучеви" вспышек с энергией иелу-"чени" в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонам спектра [45J свидетельствует о том, что энергия излучения опщческсй части вспмтки к»и правило, является доминирующей.
Анализ болычоге наблюдательного материала по распределению вспышек по бп.илам, опубликованного разными исследователями [£0] , и полученного в рябтaV-['i4, 4S) по данным 15 ООО вспниртк, наблюдавшиеся в I97G и 1979 гг. показал, что с увеличением б",ялэ вспнпжи на единичу и* количество ууеньиялте примерно на порядок.' Поскольку при э"ом -энергия излучения вспншек, к "к было покапано ¡JÎ0,4Î] , увеличивается примерно ня порядок, то из этого следует, ч"о несмлтр« на огромное различие в энергетике вспышек разных баллов /^олое четыре^ порядков /, суммарное количество энергии, излучаемой вспышками каждого балла зя.большие промежутки времени, примерно одинаково [\';С',4'(] . "тот неожиданный вначале вывод в дальнейшем стал восприниматься как очевидный и в.нашей стране и за рубелем. Дгп некоторых исслодоеятрдгР ок^залет ' также ноо-уидпнмнм вывод о том, чТс в распределении вспышек по энергиям \w число увогмиив^отс с fсньигни^и^дноргии но mchotphho, а лиыь до опргчгленнгЧ величину / «->-■ Ь- 1С"' арг /, я затем начиняет бистро убцвя-s. ЭТО1' рагуго-т"«, рр<чю, как и "-о, что н» СопН"в, как правило, не рогннкат' вспышки с энергией ЗНЧЧИ~елЬНо пррвосходящрй
- м -
101-орг, обусловлен особенностями всппиечнмх чропесгег р солнечно!! {••гмог.|срс. видимо, \-чрякт1!рные учпитяЛн пг-ивнну облоси й, структур»» и напряженнее гм м-мчг.ггинх поле;'!, особенности хронос^е-. . ры, ^очос^уры, под{,отос[(рнь'Х слоев и пр. тпьчл ч, что л'.-гче всего
-в октионых о^лйстчх оорниипнг вспышки с онорлю?1 близко'5 к -- 5 ТО 1 орг. 0к-.8 'лось, что Г,0£ вегмл»^ имемт рццрпго, заплаченную -г. пробелах одного порчдкя / от 1С*-' до с-рг /, « вспи®ек -в довлягючо двух порядков / 3 10*® - 3 1С'^ .->рг / [44 ,<!&] • В ца-гргуггг^г;. г пол.,.-./ того, ч;.,. числа
вспышек мялнк энергий является отражением дчЯстнигвлмюстн, е не результат неполно!! р«гистр«гии слэбнх вспыюек. Счмш* убеди гель-1ШМ ЯрГуМС'ЧГОМ в ПО Л ору О ТО ГО уГВ^рХДОШЧ является то, что наблюдатели -уверенно регистрируя? тпии? нестл^отрные обрпдовпнип
- кяк яркие точки и слпР'улн, оперши которых значительно меньше энергии вегшшек. ■
Ня оскоепкии расчетов анергии излучения 1э тис. вспышек, наблюдав-иихся я 1976 - 1979 гг., показано, что рчепределзнче по енергияч вспушен н-1. Солнц» и н-» »р?од.:< ткпч ЦУКита совп^дп-т как в отношении (.го ст-ченной оэвксимосга, тнь и по ьклйчикг кокна-п/мя спек Iря ¡4и]. Ото у ,лл<--тс*- но ним г-р гумен г ом в гюльру обкрнняи природы ватник ня Солнце и нч./4йпа
НУКитя.
13--работе предложен всиыимчныЯ инергеги«к-ский индекс 1'.^-, которнГ! -лйр/о вычисляемся и шест выссгнй коэффициент корреляции / сс средномссччньм индексом А^.
Здесь - число вспышек балл я \,( {,• игменяегея о г 0 для субвспашск, до 4 для рспыАюк балла 4 ).
Анализ енерговьщрления ьелмшек в нороткогквущих группах'пятен показал р^З . что пргг.1"рно в групп существую! короткие промежутки времени / 10-20^ /, в течение которых выделяется в средней половина всеР вспыыочноЧ энергии группы. Распределение вспышек по баллам в
- короткоггив.ущих и долгояивущнх пепншечно-.чкттннх группах пятен несколько различаются между собой, причем н коротно.кивущих х^руппах пятен доля мощнях вспышек меньше, чем в долгожнвущих {£1} . 'пи результаты могут быть использована в прогностических' релях.
В Главе ТИ. определялись физические условия' в оп~чгческих вспышках рчэиой мощное?и. ?то делалось в результате еов.честного решения системы уравнении статгионарности и ионизационного равновесия для рсггкшгч^кткдого балла при трех ряэнит• 4аяьмеровских цекремен-тях [29- 34J . л урямОия вводились населенности .уровней как функ-
пня оптической толп;и j и при решении уравнений находились тн-кие физические параметры' / электрсштя темпера.ура Т( , электронная концентрация протяженность , скважность Q и оптическая толща вспышки в линии Н^ /, при которых наблюдаемые интенсивности линий серии Бчльмеря лучким образом описывались творе-гически'ли. Рчннее подобным методом были ' определены физические условия лись в нескольких слабеньких еспы^кях. Б тс вр<?*!Я обычно . споль зогались' два крайних предположения о взаимосвязи электронной температуры с температурой L«- излучения T¡> j:-лнбо Т^ Tg ^либо .температура Tg j задавалась в вице независимого параметра . Чтобы избежать этих произвольных предположений в работе J^34j , было получено соотношение мекду тен:юрптур<ч(и Tfi и Т<? j. которой было использовано при решении уравнений стационарности и оказалось сложной функцией от разных параметров плазмы.
Анялиз характера ионизации водород« с ростом темпера':уры показал, что иногда наблюдатель мсжет регистрировать угасание вспышки в линии Utf в то время как в действительности происходит cv.- разогрев до температуры вышо 13000 - 15600й К. Эго обусловлено высокой степенью ионизации водорода при таких температурах и при плотностях, характерных дл* вспышек, и уменьшением оптической толщи вспншки.
Трудоемкое решение полной системы уравнений стационарности и ионизационного равновесия выполнено для вспышек разной интенсивнос-.чь'разними б-альмсровскими декрементами в работах £29,31-33] . При а^ом еосттлялись уравнения стагионарноеги до 9-го уровня, а Начиная с. 10-го считалось, со гласно jj¿] , что населенности уровней распределены пропорционально статистическим весям. Решение уравнений производилось по минимальному рвзбчлансу числа приходов и уходов на все уровни. При рвзных Те, K>2-¡, и осуществляется ба-
ланс между числом приходов на любой из уровней и числом уходов с него при наборе значений и Ь /или -Ь /. Таким образом, " для каждого уровня существует своя кривая баланса на графике с осями -tv и . Ü идеальной случае при правильно определенных Те, rCL ^ и Q все кривые должны бы пересечься в одноП точке. Количественно величина минимального разбаланса для всох уровней определялась минимумом функции s
л»4 "кто-х
Она представляет собой суммарную величину относительного раэбалан-
- к -
са для всех уровней. Величина разбаланса для каждого уровня определяется числителем^ котором
Km Ч* £ V Bi.-a
tria Т7.1 - gsl 7 f
представляет собой разницу между количеством ускользающих кванюв при переходах с 7/7- - тих на п- -й уровень и с него на ^ -тые уровни. Кяждый член из этих суш состоит из резкости между числом переходов на ниглзлсжа'ций уровень о учетом вынужденных переходов под действием собственного поля излучения и числе переходов на ец-иеле,урт;ий уровень в результате поглощения собсч венного излучения.
учитывает влияние пола излучения Солнца у
«•i - . м-1 f
ЯкГ I С г,-я У ПС ^П Са M —
~> j,-1 0 - 0 ^ ■.'''. '
>"эрг...тс£;;оуог ролг. процесс." и, происходив!* лод НОГ'О удара.
tislUU bjlcu'iptifi-
»ъ 9 г ,, • а о
/!ч (п) - % £ £„,<„ * М-4 ' —
продетавляст сойой числа тройных рекомбинаций и фсторькокбинап^й на 'ТЬ- й уровень с эффективного к-штин^ума М.
Коэффициенты ^¿,/77 , " пр., учитывающие взаимодействие
атомов водороде с электронами, расчитывались по формулам Сенпсона и Голдена с учетом эффективного континуума, предложенного Михалоеом. Значения вероятностей выхода,квантов типа вЛ/'гг и другие радиационные члены вычислялись / см. [й9 34] /, как уже говорилось, в предположении постоянства функции источника во вспышке. Населенности уровней находились по прйнятьм бальмеровским декрементам в ви-
де функции от оптической толщи-вспышки, которая находилась в результате решения уравнений. Заметим, что все, используемые н уравнениях коэффициенты, являющиеся иногда сложными функциями искомых
гшряметров / ^ 1 и пр./, вычислялись одновременно в процес-
се •' решения задачи с помощьс специальных подпрограмм.
Совершенно ясно, что для реальных оСьектов величина разбаланса М^'п) всегда отлична от нуля. Это связано с наличием наблюдательных ошибок, с непостоянством вдоль луча арения функции источника и других величин, с неточностями коэффициентов элементарных процессов и пр. Таким сбрчзо«, в результате реьхагач систскь; уравнения отяда-оичрности находятся некоторые оптимальные значения Те , /7е , С ['л диапазон их кзиг.некиЯ^ при (.игорих л5 чллч образуй обьясняс «я н^блгдйомое Сбеченк« для «спыгек каждого белло. Получено также пред-стеьлежп о тем, иокке зле^нтарные ¡;роц(:ССц является определяа-¡дкмк в здеолгпии и оиустсагтш к.:.;кдого аз уротг -Я..й результате выяснилось, что наблюдаемая водороднчя эмиссия солнечных вспышек хорошо объясняется при термическом характере V* свечение. При этом слабые ьепшкя светятся при относительно и«. ьысоиих электронных температурах / Те -ЧССО К'/, а наблюдаемая эмиссия самых мовршх. вспышек ппгт'кяет при течперетууо,- ^лнзи'лх * 15 000° К. При отсм простое увеличение электронной температуры ь обьеме слабой всиыщкМ не приведет к гозникновения вспнше:; с высокой ишснсивносты) линии И{< и других бальмеровених линий. Дли. ¿того необходимо увеличение протяженнееги вспышки примерно на двч-три порядка / от см ДНЯ с.пчбн-»' «егтг»!« "О пчя •.•"'ПНГХ /, Р ГфОТ'/РН?'! сяу*п;
!!!!Т"!гс!г?!-:осгь :»злуч«»мг »егл-.-яки на спроделб1шом этане приостановятся, п затем с увеличением температуры рост интенсивности начнет убивпть лз-зя быстрого утюличен'иг степей» ионизадои водорода и падения оптичрской толщи
Полученные данные согласуются с свврс-мснным представлением о вспышках, согласно которому наблюдаемое излучение возникает под цейстиггм потоков чястип. Они тормозят»!в плотных слоях,солнечной атмосферы и разогревает'их до высоких температур / 10° * КУ*град/. В результате возникает тормозное и тепловое рентгеновское излучение !>с1!ии=к. Разогретая плазма-быстро расшибется и создает по соседству вепкшечнме элементы повышенной плотности, в> котормх возникает няблпдаемпя оптическая эмиссия. Движение "границ" всаышеч-ных элементов при сжатии / в том числе и вниз/ воспринимается как эффект иетеплоЕых скоростей во вспышках. Естественным при этом является к малая эффективная протяженность вспышек, и отсутствие снважиости по всей площади вспышки, и совпадении во вспьпиах мест свечения оптического и рентгеновского излучения (42| и т.п. С этим
- 1В -
представлением согласуется также результаты, полученные При интер-приташи оптических наблюдений £<;(£} , согласно которым плотность водорода между встречными элементами на 2-4 порядка ниже, чем во вспишечных элементах, а температура, соответственно, выше.
Эта модель позволяет согласовать данные наблюдений рентгеновского излучения с результат»?.;:'. лсследОвоиия оптических солнечных вспышек. Однако, поскольку свечение вспышек в Нможет вызываться различными механизмами, то описанная схема не может претендовать на всеобщность.
В главе ТУ рассматривается вопрос электронной концентрации и эффективной протяженности солнечных вспышек. Определение электронной концентрации в оптических вспышках можно проводить в том случае, когда действие аффекта Штаркя проявляется в контурах эмиссионных линий. Поскольку установлено £в-10] , что во вспышках линии в значительной степени расширены эф})ектом Допплера, то для корректного определения электронной концентрации по контурам линий водород в работе [3] выполнены расчеты койтурав линий(расширенных суммарным действием эффектов Допплера, Ш арка и затухания излучения :
+ «ма — О®
Здесь ^С^у)-" штвРковские контуры, рнссцитяннне Гримом,
А*. с _ 1 ап? V* I.. _сг .„"■'/тя)1!
,-г
г(0 . в *
•ГА ■ > К«**
Контуры линий даны в виде таблиц для широкого диапазона параметров
А» и ! А" ~ допплероесная ширина, выраженная в некоторых
относительных единицах, у - постояннад затухания, обусловленная ударным действием электронов/. -Проведемте расчеты Т /£ ,у/ позволили учесть в расширении линий параллельно с эффектами Старка / в теории Хольтсаарка / и Допплера еще и ударное действие электронов / в рамках теории Грима, Колба, йена /.Анализ рассчи ->ных контуров линий позволил получить аппроксимационные выражения для
вычисления теоретических: значений полуширин линий и построить кривые роста полуширин водородных линий с номером , для набора значений при фиксированных в линии Нр( . .
Теоретические кривые полуширин использовались при определении электронной концентрации я эмиссионных образованиях. Этот метод теперь применяется многими исследователями. В дальнейшем было получено выражение , с помощью которого можно довольно точно / с ошибке!* м-~[тьт1:" 57 / рассчиткрпть . розультйрующиг гллугмршкч линий"
з/г . з/г
я/.
л 'Л ^ ($ + э') - А Хд (3) + л "X ,Д (ъ).
Здесь , 1
Сопоставление наблодапммх полушрпн линий сориу. Бальжра / от до /-с теорогячгеккмк позволили определить электронную коицвкт-рзгз!" в протуберанцах, хромосфере и о оптически»' солнечных м^меках / метод позволяет определять электронную гондентршрт* о точность» не тоже 30% /, Оказалось, что типичные значения 7'% в спокойгтх протубчрянрдтс близки к 5-10 см-3 / по данига йаблпдейиЯ Дкеф|рн-сэ и Орряллз /, в хромосфере б» 10^ + 3-Ю1^ см"*3 / по данным наблюдений Рядмана и Суемото /, а в солнечных-вспышках 5-10 /с^ ¿5-10^ си"3 / по данным нзблпдений многих исследователей, з тем числе и соискателя /.
В солнечной вспышке на диске, каб.тсд&вшеЙся на ГСТ Астронсмичсс-■ кой обсерватории Киевского университета 20 марта 1558 г., был эа-регострирован эмиссионный бяльмеровский континуум. Этот ф^гокрн дал возможность уверенно определить величину меры эмиссии ¡""^ 5•Ю3'' см"®, которая является верхним ггределом для большинства вспышек на Солнце. Эти наблюдательный данные позволили произвести оценку верхней границы аффективной протяженности 14 вспышек / 25 моментов наблюдений/. Она оказалась заключенной в пределах 10° - 10^см, т.е. на несколько порядков меньше наблюдаемой протяженности вспышек. Предложена йодель структурно неоднородной вспышки, которая в дальнейшем была подтверждена £17,35,36] после развития теории контуров линий структурно неоднородных образований
[22,23,2?} , согласно которой излучение вспышек возникает в компактных эмиссионных элементах, протяженностью в сотни и тысячи раз мены? наблюдаемой
протяженности вспышек. Показано, что несмотря на малые размеры эмиссионных элементов, модель адурноЯ вспышки / со значительной скважность« по площади / не соответствует действительности. В пользу этого свидетельствует ряд наблюдательных данных, согласно которым вспышки непрозрачны для фотосферного излучения в первых линиях серии Бальыера. .
В главе У рассматривается замывяние линий у предел, водородных серий. В физике Солнт и звезд широкое распространение получил метод определения электронной концентряши по номеру предельно разрешаемой ..линии с помощьо формулы Инглиса-Теллера, выведенной в рамках теории Хольтсмаркя. В работе было показано, что учет ударного действия электронов,"уменьшает число наблодязмьгх линий в серии. В результате численных расчетов получена формула для определс-лшя по номеру предельно разрешаемой линии , которая в дальнейшем получила название уточненной формулы Инглиса-Теллера,
Несмотря на то, что вопросам замывания линий в водородном спектре занимались многие исследователи, тем не менее оказалось, чго при этом было упущено влияние эффекта Допплера . на замывания линий у предела серии. Поскольку у предела серии линии, расширенные эффектом Допплера, практически мало отличаются по длинам волн / а значит и по полуширинам /, а расстояние между линиями убывает обратно пропорционально кубу номера то, следовательно, один эффект Допплера модет приводить к замыванию линий. В работе была выведена формула, дающа. зависимость номера предельно разрешаемой линии в серии Бальмера от величины скоростей атомов водорода в плазме ^:
Здесь ^ = ' а *" величин'! нетепловых скоростей
атомов.
Для того, чтобы показать, насколько большие ошибки могут возникать в результате неучета эффекта Допплера в замывании линий, укажем, что при = см-® согласно широко распространенной формуле, Инглиса-Теллера должны СI разрешаться линии вплоть до 58-й. Оказывается, что учет только теплового эф}«ктр Допплера = * 10^ К / приведет к замыванию всех бяльмгровских линий, начиная С 45 -й.
- ZI -
Учитывая это в работах [ß ,?] были выполнены расчеты зависимости величины номера Предельно разрешаемой линии rrbStX> от ~tb& при разных значениях у. Ни них следует, что неучет оф^акти Доппле-рч а земчвании линий мояет приводить н значительным ошибкам при определении -ft-& / иногдп до одного - двух порядков /. D дяльней-ерм била получена г.чплигнчрсн'п взаимосвязь момцу /¿-е и л [15] :
zz, -r^.s 7 -3, -j зА tVe =StO-iO -fa^i) -4,240 П fas I) ■ J
Из hps следуют предыдущие зависимости и формула Ииглися-Твллер«, если пренебречь уширяющим дайсгнием элептронов /т.е. при ¡¡Г" «О /.
Поскольку большинство нлблюцениЯ выполним ".т с присутствием постороннего излучения иктрнсивностьч Зсоп.Ь , уменьшает,то контраст спшггральных линий, то на рго фоне / излучение Сслннч,'рассеянный слет явбп и пр./ чясто н?возможно обнаружить предельно разрешаемую лимис. 3 работе [££>] количсстпенно рассмотрено уменьшение числа наблюди/их линий в зависимости от пели ины^-Л^ и 3con£ . ft в работа'' £'30,37] получено аналитическое? пыраж^нпе, позволяющее по номеру побледней наблюдаемой линии -TJly определи'! л величину электронной концентрации / гели известны Dconi и "у /:
23 jL с
- 2,2 40 ~ ■
* ' (щ
ю г,с 3,-t дЧ . US40 %
ш J ~ fair«'
Здтеь 9 , V 10 "(Щ 1 lfne'''b'if^Ü'L »
а интенсивность водородного континуумч на границе серии ,
. и^ъ чо'Ъ-Х^е
При обработке реальных наблюдений учет фонового излучения ока-зывчется весьма существенным. Так, бчльмеровские линии солнечных протуберанцев, которые характеризуйте^ небольшой мерой эмиссии, наблюдаются на фоне рассеянного кейч при ^оап1/Зс,г= 2 +,200. Солнечные еспишки, проектирующиеся на диск Солнца, наблюдается при За>Р±/Эс,г(^а) = 10 " 400• Из Рвбот 12б> 30• 37] сгано-
. витсн понятии почему при таких отношениях интенсивиостсЯ как правило, ме регистрируется предельно разрешаемые линии. Несмотря на очевидность иеобходи .осаг, учета Jconf- наблюдатели пока редко его иь.меряш и соответственно, не учишвают при определении ГЦ, .
С помощью paapfetíOTeiiiiUA соискателем методов были определены значения электронных концентраций в оптических солнечных вспышках. . Показано, что согляснь с наблюдениями мэкет быть получено лиьь й том случае, если ¡¡fácuiквна». ,нр'огяжгниость вспышск но несколько порядков ыекьше нбблодасмоР., т.а. оптические,вспышки чзрбктеркзуьгея CbtpxTOHKCÍ': структурой [s,C0-,4C,43j[ , недоступной дл>1 разрешения современными телескопами.
Ь гл-чве 71 развита теории контуров линий структурно неоднородных образований и получено подтверждение структурно?! неоднсродное íi» солнсшшч емлаоск. /чишык.малу»' оф|ектнсиую прс7яжеииэсгь вспыьек и тот факт, чю вспашки характеризуется большими нетепловы-ик скоростями / до 100 км/с /, былч предложена модель вспышки (j23j, [27J , cccu'ü/'meíi из от г,чески толстых эмиссионных элементов поношенней плотности, хао'1 ичесгие движения которых есть и? что инее, как, так называемые, "турбулентные" движения.. Если в первом приближении принять, что ' функция источников б эмиссионных элемен-
тах примерно одинаковая^ го контуры спектральных линий от обье/та, в котором эмиссионные элементы не Экранируют друг друга, рассчитываются следующим образом [23,2?] : -
Здесь — /f/пас и - веронгнейшие скорости
движения эмиссионных элементов и томов внутри зтиг злементсв /, i и — функция источников и оптическая толщп эмиссионных
элементов, 0\ (ч) - контур коэффициента поглощения.
Оказалось, что контуры линий от всего обьекта значительно отличаемся от контуров линий -от отдельных эмиссионных элементов [/£} Сре >мение контуроь наблюдаемых спектральных линий от вспышек и протуберанцев, с теоретическими, рзечитьнными по приведенной выше формуле, показало, что они значительно лучше соответсгвупт наблюдениям, чем испольооваЕиаяся формула для структурно однородных г'.ек-тов JÍ7, 22] . Теоретические контуры линий с ростом макроскош ; ¡ски
скоростей / т.е. с ростом fy / становятся все более пологими. При этом исчезает "епрессия в линиях, которая возникает при падении функции источника л наблятятелю. При реальких значениях д во вспышках, соответствующих относительно небольшим макроскопическим скоростям, сглагивпотся практически все особенности в центральной части контуров линий([17J.
В работе показано, что в модели структурно неоднородного протуберанца при ^о ~ 10^ и > эначания лЛр согласуют-
ся с результатами наблюдений линий других элементов и при этом кон-турн • линий Пи К «opowo описываются теоретическими контурами. Даже набл«1д?юг{!1еся протяженные крулья лтгнй получаются как естест-гепнчй результат действия затухания вследе-кие , излучения, которое в крыльях играет существенну-о роль при белымх оптических толиих.
Анализ контуров линий солнечных вспишек показал [2¿J , что при 0,5 < £ Т,5 теоретические контуру лучшим образом соответствуют
, Рели учесть, чте скорости еяутрн эмиссионных элементов при Тг, а ТО К близки ? = 13 км/с, то следовало бы ожидать
г-
лутаоГ/? еегялеил а набдадениями при = Т-б единиц. Разлитое
меуду оуидпечи/и^и полученными при анализа наблюдений имеет рстест-ренчое объяснение £23,27,32,35,36} - "структура рспню»»к такова, что эмиссионные элементы окрянируят друг .друге.
В работах [23, P.i] еувсдсня формула, огпюышепщол кептурм линий структурно неоднородного обьекта с-произвольной степенью скважности, состоящего иа сталНески большого количества эмиссионных элементов с учетом их оптической толщи, взаимного экранирования при мякевслйсэсксм распределении их по скоростям. Интенсивность игяу-чения линии в этом случае должна вычисляться следующим образом:
Y оо
Щ Î., /')=///• • Щ-fiï) ЩЩ^^г
Здесь jtt> - среднее число эмиссионных элементов вдоль луча зрения, /э)= J, ^ + J{ (уг + З3 <у3 Д.." интенсивности излучения с той доли площади вспышки , , .
на которой вдоль лучэ зрения встречается один, два, три и_больше____
эмиссионных элементов;. tfty' распределения макроско-
пической состявлчкнц°й скорее Г"? движения эмиссионных элементов
V
- 24 -
вдоль луча' зрени« . При упрощении исходного
Выражения предполагалось, что величины. ^ 0 и 5д во вспышке не изменяется вдоль луча зрения, а величины ^/¿ц подчиняются пуассонов-скому распределению. Б отих предположениях получена компактная форму--лп для описания контуров спектральных линий ¡"¿3,2Т][ :
„лм* -
затьбулирована и ра- боте [¿7] дли необходимого набора параметров и /СЭ .
Иэвестиыь ^оо^лй. кснгуры эшссионнкх лишб одно-
родного образованиеосмЫаоЛ снвлхностьч чвляится чнсгнимн елу-чаими получено}! '^орйул*. С г^льм удобо/ьа еилппэя контуром спектральных линий в работах [^23 ,Г>?» ,30] 'р'Ччр»бо1'йг1 ме'Од,. по&йо.чкЛ'ЦИ'1' по одновременному пналиоу контуров бсгх н;.Сякдьон»х .якн^Г. сс^ии, определять ряд корык 1ирь»1ч ¡¡ара^е^к» ьсГлАи ' 2 3 ' /Го ' ' Исследование этим истодом ¿ода исп^лек мю иесмн^н не. малке размеры эмиссионной ¿дмашов, они распслолскы тоь, что практически псщностыи экртанцую '¡'О ¡'Ос^ерну ) ррднецк?), проходч-цум через вспышку.' Получено (30,4Г.,-13] \ что новые шрпмстр«, определенны-:: для разных Ьспкшеь, яо&гл ь следующих продолах : С¿£45 ^ а 1,5 , I а» у.» ё 15. По этого следует, что иопыщкп .яьл'Ш'.ся схруктурно неод-нороднши и очикмют промежуточное иоложеии* *пч*ду однородней и ажурными образованиями.
В главе УП изложены оелговы нового направления диагностики плазмы, позволяющего исследовать неоднородность электронной "концентрации на субтелескопическом уровне, а такай обоснована целесообразность организации нового вида пстрофиэических наблюдений для исследования маронеоднородностей плотности плазмы .
В работах (54, 55| показано, что т-'к называемый бальмеровский скачок в реальной водородной плазме существовать не может, и не существует', т.к. математически он соответствует случао, когда ' и ^ 3 зависимости от величин г\/д и У этот "скачок" интенсивности на границе бальмеровского континуума растягивается но десятки ангстрем, а если плазме неоднородно по указанным параметрам,
то "торчок" i/.ожет иметь протяженность и сотни ангстрем , Та-
■ кой протяженный предконтинуум регистру,pyorc-i в спектрах многих эмиссионных обьеитов / вспышек, проту^еппнцев, сей^ртопских галактик и т.п. /. У наблюдателей он получил название "голубого континуума". Природа его до последнего времени оставалась загадочной. Возможно это обусловлено тем, что интенсивность голубого континуума растет с уменьшением длины волны, а согласно планковСко?.^ рас-пределеиио она в' этой области спектра цолчиа не расти, а падать. -Однако, если иметь в виду, что в обьемах плазмы с большей электронной концентрацией граница бйльмеровского континуум<]начиноется В более длиноволновой области спектра, чем б обьемах плазмы с меньшей электронной концентрацией, то такой ход интенсипнос-и непрерывного спектра кажется естественным. Если оставить в стороне некоторые тонкости этой проблемы, то очевидно, что в неоднородной no плазме начало континуума в обьемах с разными Пе будет возникать на разных длинах волн и с необходимостью должен возникнуть непрерывный спектр с ростом интенсивности к теоретическому пределу серии / в серии Бяльмера - до Хс =3647 А /, На $оне непрерывного спектра, возникающего в обьемах с большими ftg 1 будут наблюдаться бальмеровские линии, возникающие в обьемах с меньшими n>g . По началу роста интенсивности бялшеровского континуума можно определить то наибольшее значение tVg в обьекге, которор дает заметный вклад в излучение, а по номеру последней наблпцаомой линии в серии 3 • Распределение интенсивности в прецконтинууме
содержит информацию о распределении fig в обьекте и о протяженности обьемо» с разными [54,5fQ , /Прежде не сугцестВЬвало метопов для исследования неоднородности jig /■ Имеется такте возможность оценить значения вероягнеших скоростей в обьемах а разными ГЦ (54J.Этого можно добиться при регистрации нредконтинуумов в разных водородных сериях.
Первое использование описанного выше способа диагностики плазмы позволило получить- оригинальные результаты [49, 50] . Так, анализ бальмеровского континуума в ярком протуберанце,, спектр которого получен Кирохиной А.И. на, горизонтальной солнечной установке в высокогорной экспедиции ГАШ, показал, что в одном и том *е протуберанце электронная концентрация может измениться на нес» кольно порядков. Особенно интересно то, что в спокойном протуберанце обнаружены квазивспышечные процессы в малых обьемат / ^ см/ с мощным энерговыделелием. Сделан также вывод о том,
что вокруг тех протуберанцев, в которых наблюдается непрерывный свет »а счет тоыпсоновского рассеевалия солнечной радиации /на свободных электронах/, может существовать протяженное гало с плотностью, промежуточной между плотностьа короны и протуберанца.
С цеяьс демонстрации аоаможностей исследования неоднородности электронной концентрации предвояенньа|^етодом била построена гистс грамма распределения меры эмиссии / fl^C- / от величины электронной концентрации / fie / ^54] для. одной из вспышек с довольно протяженным голубым континуумом.
Вероятно особый интерес представляет обоснованный в работах новый вид астрофизических наблюдений, позволяющих исследовать статистику, морфологии и динамику областей с повышенной плотностью плазмы. С помощью фильтрограым в бальмеровском континууме / подобно широко используемым Н q - фильтррграмм / впервые можно ияучать манронеоднородности плотности плазмы в верхних слоях солнечной атмосферы, в которых разыгрывайте/т быстропро-текающие нестационарные процессы. Примером- целесообразности пров дения таких наблюдений могут служчть солнечные вспышки. Как хорошо установлено в оптических вспышках электронная концентрация на 2-3 порядка вьапз, чем в окружающей ео атмосфере. О динами-~ ке роста -fig во вспышках нет никакой информации. Предложенные наблюдения помогут пролить свет на этот вопрос так как CfCii Л' ~ -fi* liTq'3/*'-, Поскольку в оптических вспышках Tg изменяется всего раза в три', a -rt-g - примерно на три порядка / причем JC/i ~
/, то, следовательно, изменение Зс,г будет в первую очередь отражать процессы динамики -fig во вспышках.
Следует отметить, что при организации таких наблюдений в лай-мановсном континууме / на 1.СЗ / можно выполнить значительно более тонкие исследования динамики /и -¡р. эффектов / макронеодно-родностей плотности плазмы в солнечной атмосфере, т.к. интенсивность излучения лайм азовского континуума более, чем на два порядка превышает интенсивность излучения бальмеровского континуума. К тому же, если учесть, что интенсивность солнечного Ut - излучения значительно ценьше, чем Нй - излучения, на фоне которых приходится наблюдать , тр становится совершенно очевидный преимущества таких НаблюдениЙна ИСЗ [_64j . Этц же преимущества имеют местр и при исследовании микронеоднородностей электронной конг-|>т-рации /вдоль луча зрения/ по анализу распределения интенсивное: u s области лаймадовского предконтинуума 1&4,65] • ** "
Л И Т Е Р Л Т У Р-Л
. Kyponri Л.Н. Эффечт Доиг>л«рэ и прэдоямю р.аореп'емяч лття;» серчи
Бальморв /Дстрофиоика.-1566.-2.- !? I.- G. I3Ï-I33. , Курочка Л.Н. Уюирение линий водорода '»фактом Штяркч. //Астрой."
жури.-'I9G7.- 44.- С. 368-376. . Куроч.ч» Л.И. Контуры линий водорсда, оЗусловлитые еучм&рнкч действие" у|1«ря«<!дях фь кторов //пли. Крки. ; V'4'Иа. оби, -3557,- 30.- G. S6-U9, , Куре«!**- Л .И. 0пт,»чес'*if«.«".» wv»?* i- ßtw !'. // д>-'1»
нмо ixü.- газа.- s i.- с." in- iiö. "
. ¡!vh:1j1;,í ."..'l. ^ Jl-rS-t- hWriP // Ar>it..'i-
■кйина,- I»CO.- 4.- C, 531- 5C5. Курсам Л.M. Л:-;;\'::;з ¡'.oHiypei: вод гроза,. ¡¡^¿¿гратых Di<-
¿gï.-тг'.я ;; Дспа^ра // Детрои, ."урн. - 46.-0,8';>--л5>
Kurocfiko I..H.,KeHl<rr>J«sevn l'.~îi« The elpot^cn concentration rietor-mjrwtiim r»y U,4 "M willy -ttftai UM i i í ^ ■- H Solar XhysuoS 1^7".-11.- P. 33- 41.
!, bVi ПЧ]>:' Z.H., Oer» i (■•."'(О 0.4. í'ütí'! [",-f¡-¿r(i;¡'.M,i«í<-4-' лг.с.а^ди'-л^ц.ч rr.C»<CC«feK*".í? ВСцукц S гп",' г,*:;,." ТТ^Л'г. // Op'И-'-'- JOTO. -
1970.-Vs.- С. Ш-116.
Ityiiouiisi JI,!!, oAKh [i-vbiKi« ч cnr/-'ï;?!.- ¡г.^-',;,?,-,.;.^.;
ПСП«Я1»К /'/' Лстрпм. гдт.- 1970..- ¿7*- tTf— ieO, Ю.Курочкп H., Курочка B.B,. 0гея*то25кая ï.il. fct&nts cn^arru c.wrtoí ггомог-^гной SRTibTîKW // Соя*еч. 197Т.- T37Íв
С. 87- S5.
JI. Хчгос'пкя Т.,Я, Kiiiur.h'i"! К,Y, Ci< i3»e ¡.'ojiulaüon» ол qu'enta«
o" hydrogen ntona the c!iro^.o.¡íiheric; flnrc-a // Süll, As trou» 1лз1> CzücK- 1573.- 24.- P. 132- 13&. K.KvjimIjm Л.П., Куро1».»*» Fl.B, хром^фернол xciaasK« í: улы-
р--фголетовой я HnJpanpacftoÄ областях спектра .// р.--стя. ifeep, ун-та.- Астрономии,- 1973.- п«п. 15,- С, 10-22» ТЗ.Стембковскач Т.И., Курочка Й.Н. Сдактрофотомеурия н анална ярких линий водорода и ионизованного кальция в спектре 30 яромосфер-кмх вспьпйеи // Астрометрия к встрофяемна. Респ. «esэед. сб.-К. - 1973.- шп. 19. - G. 70-80. * I4.Kr)vsky L., Kurochka I,.H. Cn Lymane emission of solar fiaras // Pull. As trou, Inst. Cscch.- 1974.- 2¡5.- Но.1,- P. 5?- 61.
- SB -
15. Курочка Л.Н. Предельно разрешаемая линия в спектре водорода // Астрон. жури.- 1974.- 51,- С. 892- 893.
16. Курочка Л.Н., Ситник ".5. Почему во вспышках на диске наблюдается мало линий серии Бальмера // Астрон. журн.- 1975,- 52.-
С. 975- «77.
17. Курочка J1.Н., Остапенко В.А. Учет неоднородности обьектов гфи
, расчетах контуров линий // Соднеч. данные 1975,- 1975,- !? 7,-С. 96-102.
18. Kuroctikn it L.N., Kuro^lika F.V., Cstaperaco V.A. Ridiutiun of chremospheric fle.rea in IjyUrogan Нниз //Bull.Astron. Inst. Czech.- 1975.-2^" No 1.- P. 23- 29.
19. Курочка Л.Н., Курочка E.B,, Остапенко В.А. Расчет энергии излучения хромосферних вспышек // Вс'стн. Киев. ун-та.- Астрономия.-1975,- вып. 17.- С. 12-24.
20. Курочка Л.Н., Курочка Е.В., Остапенко В.А. Энергия излучения и структура хромосферных вспышек // Вести. Киев, ун-та.- Астрономия.- 1975.- вып. 17.- С. 25-37.
21. Россада В.М., Курочка. Л.Н. Характер выделения, вспышечной энергии в нороткоживущих группах пят...) // Соям. данные 1975.- 1975,-
№ 8.- С. 85- 89.
22. Kurcchka Т-.ТТ», OstapRnfca V.A., Sii^ej Г. Г., Га1из Г. Contour.« of emission linsa of inhonic^eiicons aulr.r romic.tions // Eull. Aatrou» Inst. Caech.- 1976.- 346 - 353. v
23. Курочка Л.Н., Телвнюк-Адамчук B.B. Контуры линяй неоднородных -солнечных образований с различно!' сквгшюстья // Астрометрия и Астрофизика.- Респ.мелвед. сб.- выи.33.- 1977,- С. 41- 51.
24. Курочка Л.Н. Основные параметры оптичиаких вспышек разных баллов.'I // Сола, данныв 1977.- 1977.- Р 2.- С. 53-57. 4
.25. Курочка Л.Н, Основные параметры оптических ьспысек разных баллов . II и Сели. данные 1977. - 1977.- Г> З'.- С. £5 - 60;
26. Курочка Л.Н. О количестве наблюдаемых линий в водородном спектре // Соли, данные 1977.- 1977.- » 6.- С. 90 - 97.
27.
Kurochka Tel'njuk-Adamchuk V.V. Calculation of line pro-.
file.s of inhomogeneous solar formatjons // Solar Phys.- 1573.-P. 11 - 19.
28» Kuroohka b.N., Ostapenio V.A. Optical thicknesaes anil degree of ionization of hydrogen in chi-omo spheric flares of varions importance // Bull. Astron. InBt. Czech .- 1978.- ¿2.- P. 82 - 89.
29. Остапенко В.Л., Курочка Л.Н. Физические услозля в хромссферних Есишках средней цосрмстц // Вэстн. Кие в с к. ук-та.- Астрономия.- 197Э.- пыл. £0. - С. 14 - 29.
>30. КигосЬка Ш.Ь1:о 1..Е., 'ГЬа 1аа4 оЪзегуаЫе 13яп 1п Нуйгоцеп
¿иЗандоп арасЪ'ия I/ Зо1аг РЪуи — 197«.- 51.- Г. 319 - 320.
31. Остапенко В.А., Курочка. Л.Н. £нэнческиэ условия в иощннх солнеч-нцх вслиаках. Метод шчисяеций. // Солнеч. датшо 1978.1978.- № б,- С. 67- 74.
32. Курочка Л.И., Остапенко В.А, Физические условия в мощных солнечных вспызках. Результаты ьычислециЯ. II // Солнеч. дангае 1970.1978.-.» 7,-С. 82-91.
33. Остапенко В.А., Курочка Л.Н. Результаты огт;- деления физических
условий 2 оптических всяшлах разной мощности . I // Солн. денные 1978,- 1978.- № 10.- о. 77 - 82.
34. Курочка Л.Н., Курочка Е.В., Остапенко В.А. Электронная температура и температура излучения в солнечных образованиях // Солн. данные 1973.- 1979.- $ 12.- С. 94 - 101.
35. Остапенко В.А., Курочка Л.Н. Ослабление фотосферного излучения при прохождении через хромосферцые вспышки. I // Солнечн. данные 1978— 1979.- С. 68-75.
36. Оствленко В.А. , Курочка Л.Н. Ослабление солнечного излучения при прохождении через оптическую вспышку. II // Солн. денные 1979.- 1979.- V 6.- С. 87- 95.
37. Курочка Л.Н., Рцбко Л.Б. Замывание линиЯ у предела водородных серий // Астрофизика.- 1979.- 15.- С. 155 - 163.
38. Курочка Е.В., Курочка Л.Н., Лозипхий В.Г., Лоэицкая Н.И. .Остапенко В.А., Полулан П.Н., Романчук П.Р., Россада В.М. Горизонтальный солнечный телескоп Астрономической обсерватории Киевского университета // Вестн. Киевск. ун-та,- Астрономия.- 1980.22.- С. 48- 56.
39. Курочка Л.Н., Стасюн Л.А. Энергия излучения оптически* солнечных -вспышек. I // Солн. данные 1901.- 1981,- » 5.- С. 83-92.
40. Курочка Л.Н., Россада В.М. Энергия излучения оптических солнечных вспышек. II.//Солнеч. денные 1931.- 1901,- # б,- С. 78-83. .
41. Курочка Л.Н., Россада В.М. Энергия излучения оптических солнечных вспышек. III // Солнеч. данные 1981,- 1981.- * 7.- С.95-104.
42. Курочка Л.Н. Физические условия и особенности субтелескопической структуры вспышек // XII Ленинградский семинар по космофи-вике^-* 1982.- 6-й-февраля*- Ленинград,- Физтех.- С. 160 - 175,
У*'' • • • . - \ -л ?
43. Курочка Л.II. Методы и результаты исследования спектров-оптических солнечны;; вспышек // Вести. Киевск. ун-те.- Астрономия.-1984.- вып. 26.- С. 33- 37.
44. Курочка Л.Н. Распределение- по энергия).« M ООО солнечных мни-ш:, тЗяядсзвихсл в 1970 г. // Всстм. Киевск. З'Т!—Т£. Астре- иски я.- I9S6.- вьш. 23.- С. 17- 26.
45. Курочка Л.II., ЛозацгшЯ В.Г., Паяуп П. Расчет и елзли'з энергии излучения оптических солнечных вепкпэя, набляд^вткхся в Î978 году // Кинематика î; физика нгбестх тел.- Î987,- Я 4.-С. 46-49.
•15. Курочка Л.П. Распределение по энергиям 15 тыс. солнечшх вегпд-ЕЗК // Астрой.' аурн.- 1937.- 64.- !» 2,- С. 442 - 445.
47. Курочка Л.Н., Лоснцкая Н.И.Ловящий В.Г., Нагулин D.C. Одновременное кеблюдентш сслно-гпого спектра s инфракрасной к видимой областях с покоцье нагого спального спектрографа // Вест* Киевск. ун-те.- Астрономия.- 1988.- £ 30,- G. 46- 60.
43. Вз&б Î'.B., Гдэдувипа К.Л., Курочка Л.Н. Анализ' оптического спектра солнечной вспышки с учетом структурной неоднородности. // Вестн. Кисвск. ун-та. - Астрономия,- 1939.- Я» 31.- С. 30-38,
49. Курочка Л.Н., Kiipsxsnia А.И. Вепысочние процессы в спокойной протуберанца // Письма р Aï.- 1939.-. Т. 15.- » I.- С. 82-88.
60. Kitrochkft t,ÎI,, Kiryu№ina Ai. Micro- and Macroinhomogerieîtiee ir. a quittent prominence //"Hvar Obs. Bull.- 1989.- V. 13.-Ho 1,- Г, 51-61, ( Proc. TAU'Coll, 117. Dynamics of Prominen-cer, Hvar. ) -
SI. Курочка Л.Н. О'ффюсть' ::с~ду вершками на Солнце и не звездах типа U/У Кита // Сб. " Исследование солн. плазвд".- Ашхабад,-1989.- С. 303- 313,
5S-. Курочка Л,Н.-Перспективы набледен/я спектров оптических'солнечных вспышек // Там яе.*- IÔ89.- С. 89- 94.
53. Еенглинокяй Е,Р., Курочка Л.Р., Россада В.М. Высота локализации оптических солнечных вспышек.- Солн. данные,- 1989.- 1990.
" 1Р 12,- С. 86-90.
Б4. Курочка Л.Н, Регистра min макро- и микронеоднородностей плазмы В астрофизических обьектах // Кинематика и физика небес, тел. 1991,- т. 7.- » 4.- С. 31-37.
65. Курочка Л.Н. Способ определения электронной концентрации в во дородной плазме // ПотеНГ б ЙэСССШ- (б/У^Ш-ГЯЭ)
NZO1Q0€9 UidSpëmeHuû, /999> Wé:
НН<? П"-ЦГШПТРГТП "Т Г<С|'").Тппг' ■". ИГ Г'Н"""У<"|"г""П1пУ"" qt"*r
56. Курочка Л.Н. Спектро хронограф"// flcLTeHT 6 PoCCUjU, /v7£34вЬЧ- (вниигпэ )Бют изобретенииЫ-ОВ.
Ы. Kurochka I,.N., Venglinaky E.R., Sohaab M.V. The Balmer jamp i'/Z
58. Kurochkn L.II., KryraclVko 1.Р., Markova E. Ca the recording of regions with inr.reased pleama density on Sun // Soler ■ Fhys.- 1992.- 122.- P. 275 - 277. 59. Курочка Л.Н., Крлчгсо И.П. Способ регистрации иеоднородноотсй астрофизических объектов // Заявка ¡¡а изобретение № 504ь?95/25
от 26.05.1992г.
