Глобальные колебания Солнца как звезды: результаты эксперимента IRIS тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М. В. ЛОМОНОСОВА

РГ6 од

; «; rjp На правах рукописи

УДК 523.9

ЭГАМБЕРДИЕВ Шухрат Абдуманнапович

Глобальные колебания Солнца как звезды: результаты эксперимента iris

Специальность: 01.03.02—астрофизика, радиоастрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 19Э4

Работа выполнена в Астрономическом институте имени Улугбек Академии наук Республики Узбекистан.

Официальные оппоненты:—академик РАН, доктор физико-матемап

ческих наук, Г. Т. Зацепин.

—доктор физико-математических наук, В. Н. Обридко.

—доктор физико-математических наук, П. В. Щеглов.

Ведущая организация:—Институт солнечно-земной физики Россий

ской Академии наук.

Защита состоится 12 мая 1994 г. в 14 часов на заседании специализированного совета Московского государственного университетг им. М. В. Ломоносова.

Адрес: 119899, Москва В—234, Университетский просп., 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский просп., 13).

Автореферат разослан 11 апреля 1994 года.

Ученый секретарь специализированного совета, кандидат фкз.-мат. наук

Л. Н. Бондаренко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

В диссертации представлены результаты экспериментальных исследований глобальных колебаний Солнца как звезды, выполненных в рамках международной программы IHIS ( International Research on the Interior of the Sun ). Использованы материалы, полученные на станции Кумбель (Узбекистан), а также двух других станциях IRIS-сети, расположенных на Тенерифе и в Европейской обсерватории Ла Силла в Чили.

Актуальность теш. Гелиосёйсмология изучает внутреннее строение и динамику Солнца на основе регистрации колебаний солнечной поверхности. Ее методы оказались весьма эффективным средством экспериментальной проверки моделей внутренного строения Солнца, исследования зависимости изменений скорости вращения Солнца от глубины, оценки содержания гелия и напряженности остаточного магнитного поля в ядре. Кроме того, гелиосейсмологические методы позволяют с несколько других • позиций взглянуть на многие традиционные проблемы,' связанные с солнечной активностью, крупномасштабными структурами в конвективной зоне, нагревом атмосферы и многими другими вопросами. Не случайно, с середины 70-х годов число публикаций по гелиосейсмологии непрерывно растет, практически .удваиваясь каждые три года, в то время как общее, число астрономических статей удваивается каждые 18.3 года [20]. За два последних десятилетия было получено множество оригинальных результатов, которые позволили значительно продвинуться в понимании структуры и динамики недр Солнца. В то же время, еще многое остается неясным. Заждалась своего решения проблема солнечных нейтрино. Можно считать установленным фактом вариации частот мод с циклом , активности, но результаты, полученные разными авторами, еще часто противоречивы. Тоже cavie относится и к измерениям скорости внутреннего вращения Солнца. Получены самые предварительные данные о форме профилей мод на спектрах мощности высокого разрешения, свидетельствующие об отклонении распределения физических, параметров от сферической симметрии. До сих пор не обнаружен спектр гравитационных мод, который мог бы обеспечить ценнейшей информацией о наиболее глубинных областях недр.

Для решения этих проблем необходимы многолетние

наблюдательные программы. В середине . 90-х годов планируется осуществление десятка космических и наземных проектов, нацеленных на.изучение различных аспектов проблемы глобальных колебаний Солнца. Среди наземных проектов весьма успешно развивается программа IRIS по изучен.™ глобальных пульсаций Солнца как звезды. Интерес к исследованиям, проводимым .в рамках этой программы, возрастает в связи с предстоящим запуском гелиосферной обсерватории SOHO с целым рядом гелиосейсмологических экспериментов на борту.

Новизна работы заключается в следующей! I) получены новце высококачественные наблюдательные данные дотптлеровских смещений линии. D1 Nal, интегрированных по всему диску Солнца; 2) разработаны оригинальные методы обработки данных, вызванные необходимостью учета целого ряда новых факторов, которые ранее не принимались во внимание ввиду более низкого качества данных; 3.) предложен новый подход к исследованию сейсмических свойств Солнца, основанный на использовании большого объема однодневных данных; 4) высокоточное измерение вращательного расщепления р-мод выполнено на основе трехмесячного ряда, составленного из данных, трех станций ши-сети.

Научная ií практическая ценности работа. Полученные в работе экспериментальные результаты могут быть полезными при расчетах моделей внутреннего вращения Солнца, для. понимания механизмов возбуждения акустических мод и природы циклической переменности солнечной активности.

Разработанные методы обработки первичных данных, а также анализа спектров мощности могут быть непосредственно использованы в предстоящей космической программе GOLF (Global oaoillation at Jjow Frequencies), используещей, посуществу, космический вариант IRIS - шструмента.

Метода редукций за атмосферные эффекты представляют интерес для специалистов в области наземной гелио- и астросейсмологии.

Апробация работы. Основные результаты работы были доложены на рабочих совещаниях исполнителей программы IRIS во Франции (1988), Ташкенте (1989), Марокко (1990), Испании (1993), ца научных. семинарах АИ АН РУз, ГАЩ11 МГУ (1989, I99Q, 1991, 1993), АО КГУ (1989), ГАО РАН (1991), ИЗМИРАН (1991), на семинарах астрофизической лаборатории университета г.Ниццы (1989, 1990,

1992), Всесоюзных совещаниях: "Солнечные инструменты", Ашхабад (1988), ."Колебания и волны на Солнце", Иркутск(1991), на выездной сессии Астросовета АН СССР в Ташкенте(1991), на симпозиуме по Солнечно-земной физике, Самарканд(1993). В 1992 году работа была апробирована в ведущих центрах США, таких как Гарвардский университет, ' Колумбийский университет, Массачусетский технологический институт, на объединенном семинаре Национальных оптических астрономических обсерваторий США в Тусоне,' Стенфордский университет и Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе.

В процессе выполнения диссертации была проделана следующая работа:

1. Найден пункт - гора Кумбель, расположенная в 7Б км от Ташкента, с благоприятными условиями для Проведения длительных фотометрических наблюдений Солнца.

2. В Кратчайшие сроки был построен павильон (лет,о 1988 года) и установлен изготовленный во Франции ' спектрофотометр для регистрации допплеровских смещений линии D1 Nal, интегрированных по всему диску Солнца

3. Выполнен пятилетний ряд наблюдений. К лету 1993 года данные, полученные на Кумбеле и Тенерифе, составили более 90% наблюдений, накопленных в Банке Данных проекта IRIS в университете Ниццы.

4. Разработана методика отбора, взвешивания и калибровки в единицах скорости первичных данных, которая Позволила значительно повысить качество наблюдательного материала (путем тщательного подбора режимов работы инструмента).

5. Разработаны методы учета эффектов в земной атмосфере, позволяющие моделировать изменение условий прозрачности и удалять обусловленные этим процессом дрейфы из регистрируемого сигнала скорости. .

6. Изготовлен специальный фотометр для учета хаотических флуктуаций градиента прозрачности вдоль солнечного экватора, вызывающих низкочастотный шум при регистрации допплеровских смещений.

7. Сделана оценка степени амплитудной модуляции акустических мод, на основе анализа однодневных данных, полученных на горе Кумбель.

8. Экспериментально определена акустическая частота обрезания в атмосфере Солнца (предложен один из трех использованных методов).

9. Предложен новый индекс солнечной активности - полная энергия псевдомод за частотой обрезания,' определяемый из однодневных спектров мощности. Обнаружена корреляция этого индекса с площадью солнечных пятен.

10. Построен спектр мощности с высоким частотным разрешением (0.127 мкГц), основанный на трехмесячных данных станций Кумбель, Тенериф и Ла Силла. Измерена величина вращательного расщепления р-мод с 1=1.

На защиту выносится следующее :

1. Результаты наблюдений глобальных колебаний Солнца с 1989 по 1993 год.

2. Методы калибровки первичных данных в единицах 'скорости.

3. Методы редукций за влияние эффектов в земной атмосфере при наблюдениях допплеровских смещений спектральных линий в спектре Солнца как звезды. .

4. Результаты анализа степени амплитудной модуляции, частоты обрезания и свойств псевдомод на основе однодневных спектров мощности,

5. Результаты измерения вращательного расщепления мод с 1=1 на спектре мощности высокого разрешения, построенного по данным станций Нумбель, Тенериф и Ла Сияла.

Диссертация состоит из Введения, пяти глав и. Заключения. Полный объем диссертации 238 стр., в тем числе 82 рисунка и б таблиц, список литературы содержит 159 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Глава I. Основные проблемы исследований пульсаций Солнца как звезды. В самом начале 60-х годов Leighton, Noyes & Simon [21] обнаружили квазипериодические вариации допплеровских смещений спектральных "линий, образующихся на различных уровнях в фотосфере/ Вряд ли кто-либо мог тогда предполагать, что это открытие, представлявшее интерес лишь для специалистов', занимающихся солнечной атмосферой, приведет к появлению целого направления астрофизики -г гэлиосейсмологии, а впоследствии и астросейсмологии.

На протяжении последующего десятилетия было множество попыток объяснения этого нового явления. Наконец, Ulrich [22] и Leibacher & Stain [23] высказали гипотезу, что наблюдавшееся поверхностное явление представляет собой видимое проявление акустических волн, захваченных в подфотосферных . слоях. Эта гипотеза получила блестящее подтверждение в работе Deubner [241. В соответствии с новой интерпретацией, акустическая волна, распростроняющаяся внутрь ' Солнца, подвергается рефракции, искривляет свою траекторию и возвращается к поверхности вследствие возрастания скорости звука с глубиной. При подходе к поверхности фотосферы акустическая волна отражается внутрь, но теперь уже вследствие уменьшения шкалы высот по давлению.. При выполнении • определенных фазовых соотношений в результате интерференции образуются стоячие волны, которые и наблюдаются как собственные акустические моды или р-моды. В настоящее время известно, что число акустических мод . на Солнце порядка 10 миллионов. Если бы все эти мода регистрировались одновременно, то никакими методами анализа невозможно было бы их разделить. К счастью¿ 'каждая наблюдательная программа направлена на регистрацию, лишь определенных мод. Например, в эксперименте IhIS интегрирование по всему диску Солнца приводит к фильтрациии всех Мелкомасштабных колебаний, и наблюдаются лишь мода с I = о, 1, 2 и 3. Моды низких степеней несут информацию о наиболее глубинных слоях недр Солнца, где протекают термоядерные реакции. В этих областях, где среда конвективно устойчива, могут существовать, также. собственные гравитационные колебания - g-моды. Однако, при прохождении чербз конвективную зону амплитуды g-мод сильно

уменьшаются, причем степень затухания возрастает с I. Поэтому

*

лишь мода самых низких степеней могут обладать детектируемыми амплитудами на поверхности Солнца. В этом состоит одно из важнейших достоинств метода ■ наблюдений глобальных пульсаций Солнца как ввезды.

Исследование мод низких степеней важно- не только для понимания структуры ядра, вообще, но и решения проблемы солнечных нейтрино. в настоящее время, из экспериментов GALLEX и SAGE установлено, что расхождение между теоретическими и наблюдаемыми значениями потока солнечных нейтрино не столь велико, как это считалось раньше [25]. Является ли тем не менее, это расхождение результатом неточностей в моделях внутреннего строения или оно связано с физикой элементарных частиц, по-видимому, станет ясно после получения новых, более высокоточных данных, например, в эксперименте SuperKamlokande [25]. Этот новый эксперимент позволит определить энергетический спектр нейтрино. Однако, интерпретация новых данных невозможна без представления о гидростатической и , тепловой моделях термоядерного ядра, т.е. решение проблемы . связано с совместным анализом гелиосейсмологических моделей и данных о нейтрино.

Ценность любых гелиосейсмических данных определяется прежде всего точностью, с которой они позволяют определить частоты отдельных мод колебаний. От этого зависит, например; достоверность таких результатов, как вариации частот с циклом активности или скорость внутреннего вращения. В настоящее время точность с которой известны частоты мод низких степеней составляет 0.1 - 1.3 мкГц [26], т.е. она. имеет порядок величины вариаций, подлежащих измерению. Таким образом, для мод низких степеней задача точного измерения частот все еще актуальнаj

В последнее время вызывает большой интерес проблема ассим-мэтрии профилей спектральных пиков, соответствующих отдельным модам колебаний, свидетельствующая об отклонении в распределении физических параметров в недрах Солнца от сферической симметрии. Эта проблема имеет непосредственное отношение к возможности экспериментальной проверки общей теории относительности по смещению перигелия Меркурия. Кроме того, асимметрия профилей пиков свидетельствует о динамике крупномасштабных структур в недрах Солнца. Это может в корне изменить подход к проблеме солнечной активности. Современные теории динамо не рассматривают возможность циклических вариаций в недрах Солнца.

Решение перечисленных задач требует проведения высокока-чествнны'х наблюдений, покрывающих, по крайней мэре, один цикл солнечной активности.

В 1984 году INSU - Астрономическое агентство Франции начало финансирование, проекта IRIS. Основные проблемы, охваченные программой IRIS в 1984 - 1993 гг., представлены на рис. I. Первый, начальный, этап работы был посвящен созданию инструмента, адекватного научным целям программы. Высокие требования к точности и стабильности инструмента, а также к допустимому уровню шумов призелй к усложнению конструкции многих узлов инструмента (2Т1. Однако принцип его работы весьма прост и иллюстрируется рис.2. Основным узлом инструмента является ячейка с параш натрия. Излучение от всего диска,Солнца попадает в ячейку после предварительной фильтрации с помощью интерференционного и одноступенчатого Лио- фильтра с полосой В Á, центрированной на линию D1 Nal (5896Á). Основная функция предварительного фильтра -отсечение линии D?. Nal, которая из-за . присутствия в ее крыле бленды воды очень сильно зависит от атмосферных условий. В натриевой ячейке происходит резонансное рассеяние излучения в полосе о» '32 тА. Поскольку ячейка установлена внутри постоянного магнита с напряженностью 4900 Э, ■ рассеяние вследствие ■ эффекта Зеемана, происходит р крыльях линии на растоянии приблизительно 100 шД от ее центра. ,По-существу, IRIS - инструмент представляет собой двухканальный спектрофотометр, положение полос пропускания которого определяется, только напряженностью магнита и в отличие от любого стандартного спектрографа .свободно от температурных дрейфов. Это одно из условий высокой стабильности инструмента. Поле магнита выбрано так, чтобы полосы пропускания прихо- дались на область наибольшей крутизны профиля линии D1 Nal. Последнее услбвие необходимо для обеспечения максимальной чувствительности спектрофотометра к допплеровским сдвигам линии D1.

В течение наблюдательного дня, глаЕным образом, вследствие изменения лучевой составляющей скорости осевого вращения Земли (±350м/с), положение профиля линии D1 относительно полос пропускания инструмента меняется. Поскольку выборка данных (регистрация интенсивностей в синем и красном крыльях) осуществляется каждые 15 сек (около 2000 точек в день),, то сканирование профиля производится с шагом О.ОС5 ral! Точность фотометрии при этом составляет "Ю-5. В результате IRIS -

9

Програтз IRIS

Изготовление u

усовершенствование спектрофотометра

Поиск нсста Йетроклимат

Наблюдение ГКС Контроль качества ванних

Обработка первичных данних

Учет рлцяния Зффектоо в земной атчосфер^

Разработка Фотометра для регистрации дифпроэрэчности

ЙК5ЛНЗ данних ОДНОЙ станции (Низкое частотно* разрешение»

Ацг1Яиха*н»я модуляция ахи -тиЧеских ньд

Корреляции rf яиосецс^ичерких Параметров в 4HACVCAMU

активности

ЙЩАНЗ ÍÍHHHX IRIS сети «"»"сокое частотное разрешение)

Сшивк# дз нних нескольких станций

Рис. 1 Основные проблемы, охваченные программой IRIS в 1984-1993гг. Выделены вопросы разрабатываемые с' участием диссертанта

0.7 0.Б 0.5 0.4 0.3 0.20.1

--,-(---^--,-1--Г I I I I-1-Г

./ /

N \ \. \

V

' /

\ - 18 км/с (0.36 А) / '

ул-_--Л

\

N

\\

\ \

\ \ V

I

\\

I I I 1^1

■ Á

Л Vv

-'■'•'■'¿Д1 i6 км/с (0.032 А)

Л I I I_U

-12 -6 0 6 12 у (КМ/С)

Рис. 2 Профиль линии D1 Nal. Показано положение инструментальных контуров ячейки

инструмент - позволяет регистрировать с;;виги линии D1 Nal, обусловленные лучевой скоростью пульсаций Солнца(± Б г/с), с точностью в несколько десятков см/с.

Одновременно с созданием инструментов шла работа по поиску пунктов для их установки. Расположение станций программы IRIS показано на рис.3. Нце одним преимуществом наблюдений Солнца как звезды является их слабая чувствительность . к качеству изображения. Поэтому выбор пунктов для IRIS-сети осуществлялся на основе, двух критериев - количество ясного дневного времени в течение года и прозрачность атмосферы. Большинство станций (Стенфорд, Ла Силла, Тенериф, Австралия, Гавайские острова) планировалось создать на территории уже существующих обсерваторий. В Узбекистане . станция Кумбель была найдена в результате двухлетних экспедиционных поисков. Она расположена в 75 км к северо-востоку от Ташкента на высоте 2300 м над уровнем моря . Кумбель занимает особое положение в IRIS-сети, т.к. он все

Рис, 3 Расположение сети станций проекта IRIS

еще остается'единственной станцией в щастнадцатичасовом долготном интервале между Марокко и Стенфордом (инструменты на Гавайских островах и в Австралии начнут действовать в 1994-95 гг.).

Следующий этап работы состоял в обработке первичных данных. Сегодня на основе многолетнего опыта работы с IRIS-данными, мы можем судить, насколько качество последующих научных анализов зависит от тщательности, с которой обработаны данные именно на етом этапе. Достаточно сказать, что измерения в эксперименте IRIS являются фотометрически высокоточными, но нелинейными. Поэтому переход от допцлеровских сдвигов линии к скоростям, т.е. калибровка данных является очень важным процессом.

Первая версия программ обработки данных была создана на КумОеле в 1989 году. Это позволило осуществлять ежедневный контроль качества данных и подобрать наиболее оптимальные режима работы инструмента. Большинство инструментальных дрейфов было исключено. В результате уже осенью 1989 года были получены спектры мощности, ограниченные фотонным шумом в высокочастотной области и уровнем солнечного шума в низкочастотной. Качество первичных данных и эффективность методов обработки, по сравнению с уровнем 1980 года (когда была осуществлена знаменитая экспедиция на Южный полюс с прототипом IRIS- инструмента [28])

возросли в ИВсколько.раз.

Следующая интересная проблема, которая изучается в рамках программы IRIS - это анализ данных одной станции. Она подробно рассмотрена в Гл.4. Отметим здесь, что измерение частоты обрезания и вариации значения этой частоты с циклом активности, равно, как и определение энергии псевдо-мод, является, на наш взгляд, весьма многообещающим направлением исследований.

Дальнейший прогресс программы IRIS связан с получением длительных рядов наблюдений с высоким фактором заполнения даншяЛи и разработкой эффективных-методов сшивки рядов. Несовершенство этих методов, также как и значительные пробелы в данных приводят к возрастанию уровня шумов на спектрах мощности высокого разрешения. Однако, в низкочастотной обласш существует принципиальное препятствие, ограничивающее возможность регистрации слабых мод, и в частности, гравитационных. Это -солнечный шум. В настоящее время делаются попытки моделирования шумов обусловленных присутствием активных.областей, с тем чтобы исключить их влияние. Данная проблема остается актуальной и для космических экспериментов.

Глава 2., Обработка первичных данных в эксперименте IRIS. Для любого момента времени из наблюдаемых интенсивностей в синем (I ) и красном (I ) крыльях линии D1 можно .составить отношение

R(t)=(Ib-If.)/(Ib+Ir>, (1)

которое' характеризует величину допплеровского смещения линии. Оно становится положительным при смещении линии в красную сторону и отрицательным - в синию и определяется лучевой скоростью инструмента относительно Солнца. Последнюю можно представить в виде суммы следующих компонент:

V=V +V +V +V , (2)

а о г а

где Уз-лучевая составляющая скорости осевого вращения (±350 м/с), з V - орбитального движения Земли (±500 м/с). V^ - гравитационное красное смещение (+632 м/с), а V - ложный дрейф сигнала скорости, обусловленный атмосферными -эффектами (±15 м/с). И. наконец, последний компонент и, амплитуда которого не превышает 5 м/с, представляет собой подлежащую измерению лучевую скорость v колебаний Солнца. Компоненты Vs,Vo,Vr и V& могут Сыть с достаточно высокой точностью Еачислены для любого заданного момента времени. С учетом этого формулу (2) можно переписать в

виде

V = Уо+ V , "(3)

где Ус предполагается 'известной. Тогда отношение И представляется в виде функции Я = /(V) а /(Ус+и) лучевой скорости. На рис.4 представлен дневной ход отношения Н, построенный, но кумбельским данным за 1 сентября 1989 года. Дрейф величины И вызван, главным образом, лучевой составляющей скорости осевого вращения Земли и представляет "квавимоннотонно" возрастающую функцию. Отклонения от монотонности, хорошо заметные на рис.4, обусловлены лучевой скоростью пульсаций Солнца. Теперь проблема калибровки

Всемирное время

Рис. 4 Дневной ход сигнала лучевой скорости Й=(1ь-1г)/(1ь+1г), зарегестрированный на Кумбеле 1 сентября 1989 года'

заключается р определении функции /(V), достаточно хорошо аппроксимирующей наблюдаемую величину И, и вычислении отклонений от этой монотонной функции.

Если Ус изменяется незначительно, то вариации II, обусловленные только колебаниями лучевой скорости солнечной поверхности (±5 м/с), пренебрежимо малы по сравнению с полушириной самой линии В1 ("18 км/с). Тогда о достаточно высокой точностью можно предположить, Н = аУ. Такие условия выполняются на

Южном полюсе. Наблюдения с установленным там прототипом IRIS-инструмента были обработаны именно при этом простом предположении С28].

При наблюдениях же на станциях сети IRIS, расположенных между 35° ю.ш и 42* с.ш. дрейф величины R в ЮТение наблюдательного дня составляет <* 700 м/с. Кроме того, смещение линии D1, обусловленное орбитальным движением Земли в течение года, меняется от +100 м/с (в октябре) до +1100 м/с (в апреле). В этих условиях изменения I и 1Ь являются нелинейными. В 1989 года нами был предложен следующий метод калибровки £5, 8]. Разлагая функцию /(Vc+u) в ряд Тейлора и пренебрегая членами второго и более высокого порядка, получим

Н = /(V+u) = /-(Vo) + у./' (Vc) (4)

Тогда лучевая скорость колебаний у определяется по формуле

v = (R - /(Vc)) / /'(V.) (Б)

'Функция /(V ) была задана в виде полинома третьей степени, коэффиценты которого определялись .для- каждого дня путем аппроксимации наблюдаемых кривых R, аналогичных изображенной на рис.4. Данный метод калибровки оказался весьма эффективным при анализе однодневных данных в области р-мод. Однако, в 1990 году в результате изменения конструкции некоторых узлов инструмента, качество первичных .данных существенно повысилось. Круг проблем, доступных для IRIS-данных, расширился. Калибровочная кривая, полученная отдельно для каждого наблюдательного дня не позволяла, например, изучать долговременные вариации сейсмических параметров Солнца [1U. Для этой цели необходимо' было построить единую калибровочную кривую, применимую для каждого IRIS-инструмента в любое время года. Было предложено два метода построения такой калибровочной кривой. Первый метод, разработанный нами совмсстно с E.Fossat, предполагает вычисление калибровочной кривой исходя из профиля линии D1 Nal в. спектре Солнца как звезды (профиль был любезно представлен нам Р.И.Костыком) и инструментального профиля натриевой ячейки [19]. Второй метод был предложен Р. Palle и F.X. Schmlder. Калибровочная кривая подбиралась на основе аппроксимации наблюдаемой кривой R в интервале с апреля по октябрь. При этом покрывается весь сканируемый инструментом участок профиля линии DI [19).

Основные трудности, с которыми мы столкнулись при применении

дашри методов, заключаются в следующем- Во-первых, средний профиль линии Б1 в спектре Солнца как Звезды является слишком грубым приближением при точности, с которой он регистрируется 1ШБ-инструментом(*» Ш"5 с шагом О.ООБшА). Действительно, форма профиля линии меняется в зависимости от состояния солнечной активности, и инструмент регистрирует это. В результате невозможно раз и навсегда определить одну калибровочную кривую, Отклонения от которой были бы вызваны только колебаниями солнечной поверхности, Во-вторых, даже если предположить, что профиль линии Ш известен, точно построить калибровочную кривую невозможно из-за неопределенности таких . инструментальных параметров как разделение полос пропускания 1ь и а также их форма," шумы предусшштеля и т.д. И, в-тратьих, построению точной калибровочной кривой мешают эффекты в земной атмосфере, которые не могут быть устранены полностью;

Тем не менее, а результате двухлетних кропотливых Исследований нам - удалось решить проблему калибровки, соответствующую современному уровню качества 1ШБ-данных. Детали этой работы подробно описаны в ::ашей совместной-статье £193,

■ Качество нашего метода калибровки демонстрирует рис.5, где представлен средний из ста лучших спектров мощности, построенных |1а основе временных рядов длительностью 9-11 часов каждый. В' области частот 1,6-5.5 шГц вцделяетоя область акустических, мод, Отношение сигнал/шум в максимуме этой области составляет около 60. Следует заметить, что данное отношение достигнуто уже на однодневных спектрах, в то время как при наблюдениях флуктуация Яркости, например в эксперименте 1РН1Н, такое отношение наблюдается при длительности ряда около 160 суток [ 29 3. В области за частотой 5.5 гпГц спектр монотонно падает и приближается к постоянному уровню - 13 м2с~2Гц"~1 около частоты 10 тГц, что соответствует фотонному шуму! В низкочастотной области V <1.6 шГц расположена еще совсем не изученная (экспериментально) область гравитационных мод. Сплошная линия отмечает уровень солнечного шума [ 30 ], обусловленного неколебательными источниками (грануляция, щтивные области и т.д.). Долгое время' этот уровень оставался недостижимым пределом для наземных наблюдений. Тот факт, что уровень экспериментального спектра ниже теоретического предела, безусловно, указывает на , необходимость

1СГ* ю-3 • O.01

Частота (Гц)

Рис. 5. Средний из 100 лучших однодневных спектров мощности, полученных на станциях IRls-сети. Сплошная кривая отмечает уровень солнечного шума согласно Harvey [30]

более достоверной оценки уровня солнечгого шума, но в токе вркмя демонстрирует качество IRIS-данных, а также эффективность методики калибровки и редукций за влияние эффектов в земной атмосфере (см. следующий пункт).

Качество калибровки иллюстрирует и рис.6, где представлено изменение одного из калибровочных параметров ("смещение скорости") в течение полутора месяцев. Верхний график соответствует данным Тенерифа, нищий - Кумбеля. Здесь во-первых, отчетливо наблюдается корреляция этого параметра для двух станций. Смещение двух графиков друг относительно друга на «25 м/с легко объясняется• смещением полосы входного (Предварительного) фильтра. При этом величина смещения не имеет значения.Вайно то, что оно учитывается и не влияет на окончательный результат. С другой стороны, временные вариации этого пармвяра отражают состояние солнечной активности. Например, наблюдается 13-дневная цикличность, соответствующая времени

о

в 8

8

1

:0.p

o „ o

o- o o 0 o o

o o

o o "

o o

™ 5 .10 15 20 25 jo 35 40

дни (отсчет с 19 августа 1991 г.)

Рис. 6 Вариации одного из калибровочных коэффициентов. Верхний график для данных Тенерифа, нижний -Кумбеля

прохождения активных областей через видимую полусферу. .Однако заметим, чтоволрос о влиянии активности на качество данных намного слокнев, Вот уже насколько лат, группа сотрудников из обсерватории Маунт Вильсон, пытается вывести из наблюдений магнитных шлей неадШ индекс активности (magnetic darkening, downdraft effect и т.д.), который позволил бы моделировать- шумы, возникающие при регистрации допплзровских смещений от всего диска [31 ], с тем чтобы редуцировать уровень солнечного шума в области V< 1.6 шГц (см. рис.5), где делаются попытки регистрации гравитационных мод с очень ыалцми амплитудами. Эта задача становится весьма актуальной и в связи с предстоящим космическим экспериментом GOLF направленным, прежде всего, на регистрацию g-мод [321.

а о

о

о О

о

Q О

Q

О

Глава 3. Влияние зеиной атмосферы при регистрации допплеровских смещений спектральных пиний интегрированных по всему диску Солнца.

С середины 70-х годов свойства солнечных колебаний и влияние земной атмосферы на их регистрацию изучаются параллельно 131-35]. Однако, подход к проблеме в целом принципиально изменился. Если, на первом этапе задача состояла в разделении солнечных и атмосферных колебаний (эта задача все еще актуальна при интерпретации 160-мин колебаний!), то сегодня уже не приходится сомневаться в природе "Б-минутных пиков" - акустических мод колебаний Солнца, частоты которых известны с точностью до долей микроГц не только из наземных, но и из космических экспериментов, свободных от влияния земной атмосферы.

При иследованш влияния земной атмосферы на наблюдения колебаний Солнца преаде всего рассматриваются флуктуации ее прозрачности. Большой интерес в свое время вызвали работы Геонджян [33], в которых ' демонстрировались спектры мощности флуктуаций яркости неба, на которых были обнаружены атмосферные "периода близкие к значениям, наблюдаемым на Солнце". Однако, эти спектры были построены на основе данных длительностью всего несколько часов, т.е. о частотным разрешением в лучшем случае 50 мкГц. При таком разрешении трудно судить о каком-либо совпадении периодов. Кроме того, эти "периоды" легко исчезают при усреднении большого числа спектров. На рис.7 представлен средний из 63 спектров мощности флуктуаций прозрачности, зарегестрированных на Кумбеле с помощью широкополосного фотометра И/]. Как и следовала ожидать [34], спектр имеет степенной характер и никаких "атмосферных периодов" в области анустических мод не наблюдается. На этом же рис.7 для сравнения показан средний спектр мощности допплеровских смещений, зарегестрированных с помощью IRIS-инструмента в 1990 году. Поскольку, в эксперименте IRIS используется дифференциальная разность (формула (1)), то она слабо чувствительна к временным флуктуациям прозрачности. Однако, наличие.пространственной структуры флуктуаций может приводить к ложной модуляции сигнала лучевой скорости, интегрированной по всему диску. Действительно, из-за вращения солнечного диска, любой малый градиент прозрачности в направлении экватора создает нескомпенсированный сигнал скорости. Вариации этой ложной .скорости можно разбить на две составляющие - монотонно меняющуюся

19

Рис. V Средние спектры мощности: вверху - флуктуация прозрачности, внизу - доплеровских смещений зарегистрированных на Кумбеле в Т990 года

. Даже в условиях абсолютно ясного неба происходит монотонное изменение градиента прозрачности вследствие того, что в утренние часы восточный лимб Солнца находится в менее прозрачных слоях атмосферы, чем западный, а к вечеру наоборот. Этот эффект хорошо известен специалистам в области наблюдательной гелиосейсмологии [35,361. Амплитуда ложного сигнала скорости зависит от множества параметров» связанных с геометрией перемещения Солнца по небесной сфере и особенностей его осевого-вращения^ Детальное рассмотрение данного вопроса было выполнено в нашей, работе 19]. Эффективность разработанной методики иллюстрирует рис.8. Нетрудно видеть, что уровень шума в низкочастотной области йодавляэтся более чем в два раза. Что касается области р-мод, то здесь амплитуды пиков не изменились. На самом деле, игнорирование наличия градиента прозрачности приводит к ложной модуляции амплитуды пиков-и в этой

см I

2 августа 1989 г.

а..

У 10

с

си

Я. а

§ Б

"Т—---Г—-1-

2 августа 1989 г.

1 2

Частота (шГц)

Рас. 8 Спектры мощности построенные без учета (вверху) и о учетом (внизу) атмосферных редукций

области. Поэтому анализ поведения амплитуд мод (см. следующий пункт) требует, прежде всего, тщательного учета такого рода эффектов .•'

Рассмотрим теперь хаотические флуктуации градиента прозрачности. В работе [34] была определена пространственная автокорреляционная функция флуктуаций прозрачности, которая хорошо аппроксимировалась гауссовой кривой ехр(ф/Фо), с Фо«45'. Отсюда следует, что на угловом расстоянии, равном размерам Солнца, степень корреляции флуктуаций прозрачности более 0.90, т.е. лишь менее 10% флуктуаций, амплитуда которых для Кумбеля в среднем 10~г, обуславливает случайный шум в сигнале скорости. Тем не менее этот шум создает серьезные помехи в низкочастотной области спектра, где ожидаемые амплитуды в-мод порядка мм/с. Для устранения этого эффекта необходимо одновременно с наблюдениями допплеровских смещений регистрировать градиент прозрачности вдоль солнечного экватора. Это довольно тонкий эксперимент. Достаточно сказать, что для исключения • ошибок гидирования необходимо обеспечить точность слежения 2-3 сек дуги в течение II часов наблюдений. Фотометр для измерений градиента прозрачности уже изготовлен в Ташкенте. Такие измерения позволят не только эффективно устранять случайный шум, но и увеличить объем полезных данных в результате коррекций за влияние циррусов и использования наблюдений вблизи горизонта,, когда из-за наличия пыли и аэрозолей атмосферные условия не поддается учету в рамках модели с моното;шо меняющимся градиентом прозрачности. '

Глава 4. Анализ спектров мощности глобальные колебаний Солнца полученных на одной станции.

В 1989 И 1990 годах на Кумбеле,- а в 1990 году и на Тенерифе было получено несколько сот рядов наблюдений. Однако эти данные нельзя было сшить в единый ряд без .значительных пробелов. Таким -образом, в результате двухлетних усилий. мы, располагали наблюдательным материалом очень хорошего качества по уровню шумов. Вместе с тем, спектры мощности были ограничены длительностью одного наблюдательного дня (1/11Ь * 30 мкГц). Тем не менее нами были предприняты попытки анализа такого материала. Эта работа увенчалась получением некоторых интересных результатов, касающихся сейсмических свойств Солнца.

Сопоставление однодневных данных показало; что,, мощность

сосредоточенная в отдельном интервале разрешения сильно менялась

от .спектра к спектру. Эг.и вариации могут быть объяснены, с одной

стороны, интерференцией между неразрешенными (на наших спектрах)

модами, а с другой, реальными модуляциями их амплитуд. Поскольку

частоты четных (1=0,2) и нечетных (1=1,3) мод различаются на

68мкГц, то на однодневных спектрах мы можем наблюдають их

раздельно. Внутри, любого, например, четного пика сосредоточены

четыре неразрешенные моды, соответствующие следующим значениям

(1,т)=(0,Ц), (2,-2), (2,0), (2,2). Эти моды можно представить как

синусоиды с близкими значениями частот, но со случайными фазами и

различными амплитудами. Мощность, сосредоточенная в отдельном

четном пике, определяется средним (за 11ч) квадратом суммы И2

четырех таких синусоид. Даже при полном отсутствии амплитудной

модуляции, хаотические изменения фаз могут приводить к сильным

вариациям мощности ото дня ко дню. На основе различных

предположений относительно закона распределения фаз, степени

зависимости амплитуд друг от друга и т.д., были составлены Ю5

серий рядов. Для кавдой серии были рассчитаны Р=й2 и дисперсия

мощности ор для 105 значений Р. В результате была получена

зависимость а от степени амплитудной модуляции о . Аналогичным

р в

образом моделирование бцло выполнено. для нечетных (1=1,3) пиков.

Данные зависимости позволяли по наблюдательным значениям ар

определить степень амплитудной модуляции.

Для исследования были отобраны 99 спектров мощности, построенных на основе кумбельских данных. В области, где наблюдается наибольшее отношение сигнал/шум было выделено 9 четных и.9 нечетных пиков. Таким образом, статистический анализ был выполнен на основе 1782 измерений мощности. Были получены следующие•результаты:

' о (0-2) = 0.919 ± 0.03

О (1-з) = 0.932 + 0.03 р

В пределах 3% неопределенности в ор и при условии реальности предположений, сделанных, при моделировании зависимости ор от оа, получим, что как для четных, так и нечетных мод [12 3

о = 0.23 ± 0.02

а

Итак, степень амплитудной модуляции оказалась неожиданно малой. Это означает, например, что если амплитуда какой-либо моды на спектре мощности высокого разрешения составляет 20 см/с, то при

каждом возбуждении амплитуда данной моды должна заключаться в пределах 15-26 см/с. Данное условие,- является довольно жестким ограничением,, накладываемым на механизм возбувдения р-мод. Теоретический анализ полученных нами результатов приводится £ работе [37].

Следующая задача была связана с изучением высокочастотно{ области спектра р-мод. Известно, что акустическая волне распространяющаяся к поверхности Солнца, отражается обратнс внутрь вследствие резкого изменения физических условий, главны!* образом, из-за падения плотности и скорости звука. Отражение имеет место для волн, частоты которых меньше некоторой критического значения ш = с/2Н, называемого акустической частото! обрезания [38]. Здесь с - скорость звука, Н - шкала высот п< давлению. Исходя из физических условий в области температурноп минимума, Balmforth & Cough [38] получили для о)с значение 5.; шГц. Значения шс, установленные экспериментально, колеблются i пределах 5.3-5.7 шГц [39,401.

Казалась бы, что за частатой обрезания должно наблюдатьс резкое падение мощности. В действительности, например, для мо, промежуточных степеней, "пики", обусловленные интерференцие волн, распространяющихся к хромосфере, наблюдаются далеко з частотй обрезания [41]. Эти пики получили название •облает псевдомод. На спектрах мощности допплеровских смещений интегрированных по Всему диску Солнца, в области за частото обрезгния наблюдается наложэние двух интерференционных картин Первая обусловлена псевдомодами с 1=0 и 2, а вторая 1=1 и 3. Эт две картины смещены друг относительно друга на 180° и практическ полностью гасятся, поскольку в высокочастотной области шири* пиков р-мод быстро достигают, значения, равного разности меж; частотами четных и нечетных пиков. Следолвательно.в этой облает должно наблюдаться монотонное падение мощности (см.рис.5). Д) измерения частоты обрезания мы исходили из' условия исчезновеш контраста картины р-мод у частоты обрезания.

Контраст пиков определялся как отношение амплитуды пиков скользящему среднему.,Средний спектр Р(г>), полученный на ochoi 309 однодневных рядов и аналогичный изображенному на рис.5, 6i сначала сглажен путем свертки S(v)=P(v)*L(v) спектра P(v)

юренцовским профилем 1(г>) шириной 68 мкГц. Затем мы вычислили ;онтраст C(a')=(P(v)-S(v, )/S(v),' который представляет собой ишусойду единичной амплитуды с периодом около 68 '■ мкГц. 1еобходимо отметить, что контраст уменьшается в области ниже 3 ¡•¡Гц из-за' возрастания уровня шума в низкочастотную область, а при > > 3 тГц - из-за возрастания естественной ширины р-мод. Для того, чтобы сделать контраст р-мод независящим от уровня шума мы удалили шум из спектра мощности, а затем вычислил:! контраст заново. Частота, где уменьшающийся контраст р-мод пересекается с зозрастающим контрастом шума, и определил частоту обрезания. Она сказалась 5.5 ± 0.1 шГц. Ошибка определялась из оценки разброса значений частоты обрезания при усреднении разного числа спектров.

Спектр мощности за частотой обрезания (рис.5) монотонно падает и достигает уровня фотонного шума около частоты 10 шГц. Таким образом на спектрах мощности допплеровских смещений наблюдается значительная • энергия, которая на . обусловлена собственно акустическими модами Солнца. Эта часть спектра мощности, однако, может быть интерпретирована как высокочастотный хвост акустической энергии, генерируемой в турбулентной конвективной зоне. Это энергия тех волн, которые не отражаются солнечной,поверхностью обратно внутрь, а проникают в хромосферу и диссипируют в ней, вызывая нагрев. Поток энергии в хромосферу можно оценить по формуле:

где р-плотность, с-скорость звука,' а у /2 может быть измерена по спектру мощности. Следует учесть, что в. эксперименте IRIS мы регистрируем лишь моды с 1^3, тогда как максимальное значение 1*2000. Предполагая, что энергия волн равномерно распределена между модами с различными I, получим, что мы регистрируем лишь

2000 3 .

г20(21+1){2(2Z+1)«10ь часть акустической энергии. Используя HSRA модель атмосферы,. получим для потока энергии в хромосферу Fch значаще Ш7эрг/смг/с, что превосходно согласуется с энергетическими потерями хромосферы [421.

Далее мы попытались обнаружить корреляцию этой энергии, которую мы назвали "хромосферным потоком" с индексами солнечной активности. Для этого'мы измерили значение хромосферного потока по однодневным спектрам мощности, полученным на Кумбеле. Эта процедура состояла в еледумцем. Для каждого дня был вычислен

Б (площадь пятен)

2500

28В0

1500

1800

586

N

I

У, г1-

!

-I

• г-ч

\/\

V

/

г

Л,

Л

1988

19В9

1996

годы

1991

1992

0.07

е.об

в. 05

е.04

Рис. 9 Вариации энергии, сосредоточенной за частотой обрезания (по данным Кумбеля). Сплошная кривая - среднемесячные значения площади солнечных. пятен по ташкентским данным

интеграл от спектра мощности в области V > 5.5 шГц. Разумеется, уровенс шума был предварительно учтен. Величина хромосферного потока на протяжении трех лет оставалась более или менее постоянной, конечно, если не принимать во внимание "плохие" дни,, когда спектры мощности по тем или иным причинам обладали большими шумами.

Сопоставление однодневных значений потока и индексов активности не показало какого-либо сходства. . Однако, вариации среднемесячных значений потока (точки на рис.9) в 1989, 1990 и 1991 годах происходили в согласии с изменениями площади солнечных пятен [161. Исследованный период приходится на максимум активности,' когда вариации индексов активности незначительны. Хотя корреляция' выглядит вполне убедительной, для более уверенного .ответа на данный вопрос . необходимо исследовать данные 1993 и 1994гг. •

Глава 5. Анализ спектров мощности высокого разрешения.

Наблюдательная де^ь программы IRIS была впервые достигнута в 1991 году, когда с помощью трех инструментов, установленных на Кумбеле, Тенерифе и Южно-европейской обсерватории Ла Силла был получен- непрерывный ряд глобальных пульсаций Солнца длительностью

Рис. 10. Сдектр мощности временного ряда длительностью 89 суток составленного по наблюдениям выполненным на Кумбеле, Тенерифе и Ла Силле в 1991 году. Сплошная линия отмечает уровень солнечного шума согласно расчетам Harvey [301

ряда, обладает разрешением по частоте 0.127 мкГц, что достаточно не только для высокоточного измерения частот р-мод, но и для изучения профилей пиков, принадлежащих отдельным модам. Как видно из рис.10, отношение сигнал/шум в максимуме области р-мод составляет около 200, что в 3 раза превышает аналогичное отношение для однодневных спектров. Сплошная кривая, как и на

рис.5, отмечает уровень солнечного шума по оценкам Harvey СЗО1. Возрастание уровня спектра в области v < 700 мкГц обусловлено суточными гармониками. На участке около v « t.6 шГц, где падение уровня спектра (связанное с частотной зависимостью солнечного шума) сменяется его возрастанием ^вследствие появления спектра р-мод, наблюдается локальный минимум порядка 0.04 мгс~ггаГц~1. Дисперсия о при этом составляет 0.07 м2с~"гтГц~1. Отсюда минимально обнаружимые (на уровне Зо) амплитуды пиков составляют 6 мм/cl

Вместе с тем, фактор заполнения данными рассматриваемого 89 суточного ряда составляет всего 54%. Это вызывает появление большого числа побочных лепестков (sldelobs), которые вследствие непериодичности функции окна приводят к увеличению уровеня шума. В результате, возникают значительные трудности при аппроксимации профилей отдельных пиков с целью точного измерения частот р-мод.

Известно, что частота любой моды определяется значениями порядка п, степени 7 и азимутального порядка т. Обычно, частоты мод с одинаковыми п и I, но разными m совпадают. Наличие вращения снимает вырождение по ш. Причем величина вращательного расщепления частоты Av пропорцианальна ш, т.е. Ли=т Ai>o, где Avq-минималыюе возможное расщепление для 1=1. Поэтому, измерить расщепление для мод низких _ степеней, с которыми оперирует эксперимент IRIS,, чрезвычайно трудно. Тем более сложной экспергдентальной задачей, является измерение расщепления Частот для 1=1, когда оно наблюдается в "чистом виде", без какого бы то ни было "усиления".. С другой стороны, амплитуда пика 1=1 приблизительно в три раза превышает амплитуду близлежащего пика 1=3, что увеличивает надежность выделения этого пика из спектра и облегчает измерение его частоты. И наконец, последнее обстоятельство, которое мы приняли во внимание это конечная ширина самлх пиков. Согласно 1433, . ширины пиков в области акустических мод возрастают с частотой и составляют для ее центральной части около 1 мкГц, что почти вдвое превышают подлежащее измерению расщепление. Поэтому, для анализа мы отобрали пять пиков, расположенных в области 1.8 - 2.6 шГц. Отношение сигнал/шум в этой области намного ниже, чем при v « 3 тГц,

.—ч 1 (У 1 и си Л Ё 0 1 1 1 • "1.............. -..... 1.............. " "Г

О ыи) 1 1 . • • 1 нЛц 1

2.08 • 2.1 ■ 2.12 2.14 2.16

Частота (тпГц)

Рис. 11 Участок спектра мощности, изображенного на рис. 10. Отчетлива наблюдается вращательное расщепление мода 1=1., п= 14 (.V = 2157 мкГц )

однако собственные ширины пиков порядка 0.5 ыкГц. На рис.11 показан участок спектра, изобрженного на рис.10, где расположен один из исследованных пиков (п= 14, у= 2Г57 мкГц). Компенсация изменения уровня шума в области 1.8-2.6 тГц производилась путем умножения амплитуд пяти пиков на'- эмпирически подобранные множители. Затем был получен средний пик. Для определения значения вращательного расщепления ЛV в первом приближении нами был использован простой метод медиан. В результате было вычислено значение ЛV = 0.509+0,03 = 0.512 мкГц. Дополнительная поправка 0.03 мкГц необходима для перехода к сидерическому значению расщепления. Данная оценка была использована для более точных измерений. Сначала спектры были сглажены по трем точкам . При этом частотное разрешение ухудшилось до 0.38 мкГц, что все еще меньше собственной ширины пиков. Известно, что форма -рофиля индивидуальной моды на спектре мощности хорошо описывается

лоренцовской кривой, но вследствие сглаживания полученный профиль будет уже гауссовским, по крайней мере в центральной части. Форма крыльев несущественна, т.к. они тонут в шумах. Каждый из пяти расщепленных пиков аппроксимировался суммой двух гауссовскйх функций и константы, определяющей уровень шума. Учитывая сходимость результатов, мы отобрали только три мода. -Среднее из трех измерений получилось равным 0.494 мкГц. Поскольку при формировании среднего профиля наложение пиков может осуществляться с точностью до интервала разрешения (0.127 мкГц), были получены девять средних профилей и все они аппроксимированы описанным выше способом. Среднее оказалось равным 0.493 ± 0.006 мкГц, где ошж г.а есть Дисперсия из девяти определений.

Величина расщепления была определена методом автокорреляции для всех трех пиков. Среднее значение получилось 0.499 мкГц. Автокорреляция среднего из трех пиков также дала то же значение расщепления: Ау=0.49Э мкГц. В результате проведенных анализов нами была получена следующая оценка величины вращательного расщепления мод с 1=1 [18]

¿V = (0.495 ± 0.03) мкГц

Приведенная ошибка определяется собственной шириной исследованных пиков, их числом, а также длительностью оригинального наблюдательного ряда.

Соответствующая данному расщеплению скорость вращения недр Солнца зависит от Принятой модели. В предположении, что закон вращения в области г>гс известен, а в центральной части (г<гс), где мы. собираемся оценить скорость вращения, оьа постоянна^ . были выполнены оценки расщепления для двух значений радиуса • ядра-го=0.2 й 0.3. Скорость вращения в области г>гс была заимствована из работ [44,453. Расчеты показали, что для модели с радиусом твердотельно вращающегося ядра 0.2Яв угловая скорость превышает поверхностную всего в -1,8 - 4.6 раз. В случае го '.= О.ЗЙй эти пределы составляют 1.6-3.0 раз. Итак, йа/ основе анализа данных высокого разрешения можно заключить, что представление о быстро вращающемся ядре ХИБ-данными не подтверждается [183.

В Заключении содержится. обсуждение основных результатов диссертации.

Личный вклад автора

' В период 1988-1993 гг. диссертант находился в экспедиции на горе Кумбель около 6QQ дней, где принимал личное участие в выполнении наблюдений на IRIS - спектрофотометре. Отбор и селекция наблюдательных данных 1989-1992 гг., на основе которых были написаны статьи по программе IRIS, выполнены диссертантом совместно с Е. Fossat. Статьи и тезисы, опубликованные в трудах рабочих совещаний, были доложены самим диссертантом. -Личный вклад в основные статьи заключается в следующем. В работе (8] диссертантом предложен метод калибровки и написаны основные подпрограммы. В работе [9] автору принадлежит разработка метода учета влияния атмосферы и составление программы. В работе [12] автору принадлежит идея и обработка наблюдательных данных. Интерпретация результатов выполнена коллективно. В статье [133 диссертантом предложен один из трех методов определения частоты обрезания. В статье [16] диссертанту принадлежит идея работы и вычисление величины хромосфернога потока по IRIS- данным. В работе ' [18] диссертантом предложен пятипараметрический метод аппроксимации профиля мод с 1=1. В статье [193, где на основе двух методов строится единая калибровочная кривая, диссертант является соавтором одного из методов.

* -А-

*

Мне особенно хочется выразить признательность моим ученикам и друзьям С.П. Ильясову, Ш.С. Халикову, А.К. Байджуманову, И.М. Хамитову, С.А. Рэубаеву, Г.Г. Меньшикову за их титанический труд при. строительстве станции на необжитой горной вершине и за их непрерывную наблюдательную вахту на протяжении шести лет, несмотря ha трудности и лишения нашего времени.

Считаю своим приятным долгом выразить огромную благодарность моему учителю, а теперь уже близкому другу Eric Fossat, за плодотворные часы проведенные у телескопа, на строительстве станции, в лаборатории астрофизики в Ницце, и в Ташкенте. За обсуждения, которые позволили мне довольно быстро войти в курс наблюдательных проблем гелиосейсмологии, за уроки требовательности к анализу и высокий стандарт.

Я благодарен директору нашего института Т.О. Юлдашбаеву за то, что он именно мне предложил заняться столь престижной темой.

Mira приятно выразить также благодарность Г.Т. Зацепину,

E. и В. Гаврюсевым за их усилия в заключении договора с университетом Ниццы, что в то время было совсем не простым делом. Здесь я хочу также' поблагодарить П.В. Щеглова за агитацию в пользу Ташкента и постоянную дружескую поддержку. Я также благодарен заместителю директора института Турсунову О.С., без постоянной Помощи которго создание и поддержание жизнеспособности станции было бы весьма затруднительным.

Я весьма признателен 0. Grec, который несмотя на колоссальную загруженность, ежегодно приезжал на Кумбель для профилактического ремонта инструмента, что обеснечивало лидерство нашей станции в проведении наблюдений. Я благодарен B.Gelly, который всегда помогал в решении технических проблем при многократных копированиях данных из VAX в доступные нам форматы и носители, чтобы мы могли обрабатывать данные на PC.

Весьма полезными были дйскуссиг с Р. Palle, J. Harvey,

F. Hill, Ю. Д. Жугжда, T. Hoeksema, R. Ulrich, Ю.М. Слоним, З.В. Коробовой, Э.В. Кононовичем, В.А. Батуриным, A.A. Токо-виникым и В.Н. Карпинским.

Значительная часть наблюдений была выполнена благодаря поддержке P.A. Сюняева и В.М. Григорьева, которые в самые критические моменты неоднократно выручали нас.

Трудно перечислить всех тех, кто оказал неоценимую бескорыстную помощь за эти насыщенные годы работы по проекту IRIS. Это сотрудники иностранного отдела Академии наук Узбекистана, военные и метеорологи, спортсмены и операторы канатной дороги. Всем им автор выражает свою Искреннюю благодарность.

Основные результаты работа опубликованы в следующих статьях:

1. Эгамбердиев Ш.А., Кадирова И.А. О количестве ясного дневного времени в Ташкенте в ' период 1906-1984. Астрон. цирк. №1456, с.7-8, 1986.

2. Эгамбердиев Ш.А., Рузметова М.М. О количестве безоблачных дней в Ташкенте и Чимгане, Цирк.АИ АН УзССР, Ж27, с.3-7, 1988.

3.. Эгамбердиев Ш.А., Бачдорина Л.А., Каршиева Л.Х., Староватова

Г.Д., Халтсов Ш.С. Об аффективном коэффициенте прозрачности

атмосферы для интегрального солнечного излучения в Ташкенте. Цирк. АИ АН УзССР, Ж28, с.3-5, 1988.

4. Baijumanov A..Ehgamberdlev Sh.,FosBat Е.,Grec G.,Ilyasov S., Kamaldinov A., Khalikov Sh., Khamitov I., Menshikov G., RaubaevS., Yuldashbaev T.S., Whole disk solar velocity oscillation measurements at Kumbel IRIS station, Second IRIS Workshop, Tashkent, Abstract booklet, p.15, FAN, 1989

5. Ehgamberdlev Sh., Fossat E., Khalikov Sh., Khamitov I. On the treatment ol a single IRIS site raw data. Second IRIS Workshop, Tashkent, Abstract booklet, p.18, FAN, 1989.

6. Ehgamberdlev Sh., IlyasovS., Kamaldinov A., Khalikov Sh., Menshikov G. On the atmospheric transparency measurements at Kumbel station, Second IRIS Workshop, Tashkent, Abstract booklet, p.20 , FAN, 1989.

7. Baijumanov A., Ehgamberdlev Sh.,.Fossat E..Grec G.,Ilyasov S., Kamaldinov A. .Khalikov Sh, Khamitov I., Manigault J.F., Menshikov G., RaubaevS., Yuldashbaev T. Global Oscillation measurements at Kumbel station- In frame of the IRIS programme. Solar Phys., VJ133, p.51-56, 1991.

8. Ehgamberdlev Sh., Khalikov Sh., Fossat E., General Presentation of a Single Site Raw Data Analyses Problem, Solar Phys., v.133, p.69-80, 1991.

9. Ehgamberdlev Sh. A., Khamitov I.If.,. On the Calculation of Spurious Velocity Signal Produced by Atmospheric Differential Extinction in Whole Disk Velocity Measurements. Solar Phys,, v.133, p.81-88, 1991.

10. Baijumanov A..Ehgamberdlev L.i.,Fossat E.,Gelly B.,Ilyasov S-, Khalikov Sh., Khamitov I., Menshikov G., Raubaey S., Yuldashbaev Т., The Kumbel IRIS site report, Proceedings of

the rilrd IRIS workshop, MarraKech, 1-5. Oct.1990, p.41-42, 1991.

11. Ehgamberdiev Sh., Fossat E., Gelly В., Khalikov Sh., Lazrek M., Palle P.L., Sanchez L., Rais data software team report, Proceedings of the Illrd IRIS workshop, Marrakech, 1-5 Oct.1990, p.18-21, 1991.

12. Ehgamberdiev S., Khalikov S., lazrek M., Fossat E., Amplitude modulation of low-degree solar p-modes, Astron. & Astrophys., v.253, p.252-260, 1992.

13. Fossat E., Regulo C., Roca Cortes Г., Ehgamberdiev S., Gelly В., Grec G., Khalikov S., Khamitov I., Lazrek M., Palle P.L., . Sanches Duarte L., On the acoustic cut-off frequency of the Sun, Astron. & Astrophys., v.266, p.532-536, 1992.

14. Ehgamberdiev Sh., Site Report on the Kumbel IRIS Station, IRIS newsletter, J63, p.1-5, 1992.

15. Ilyasov, S., Baijumanov, A., Ehgamberdiev, Sh., Fossat, E., Grec, G., Khalikov, Sh., Khamitov,I. ,Menshikov,G., Raubaev, S., Yuldashbaev, Т., "Kumbel site report, 1992", Proceedings of the V-th IRIS workshop & GOLF'93 annual meeting, Tacoronte, Tenerlfe (Spain), p.1-3, 1993. •

16. S.Ehgamberdiev, E.Fossat, I.Khamitov & K.F.Kuleshova, Is the power above the cutoff frequency correlated with the splar' activity? Proceedings of .the У-th IRIS workshop .& GOLF'93 annual meeting, Tacoronte, Tenerlfe (Spain); p.35-38, 1993.

17. Ильясов С.П., Султанов X., Эгамбердиев ' Ш.А., Фотометр для регистрации флуктуаций прозрачности .атмосферы. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Вып.101, с.179-181, 1993.

18. S.Loudagh, J.Provost, G.Berthomieu, S.Ehgamberdiev, E.Fossat, B.Gelly, G.Grec, S.Khalikov, M.Lazrek, P.Palle, L.Sanchez,

FiX.SchmideiS A measurements, of the 1=1 eoiâb rotationàl splitting, A-stronoiny & Astrophysics, v.275, 125-128, 1993.

19. Palle P., FoBBat E., Regulo C., Loudagh S., Schmider F.X., Ehgamberdiev S., Gelly B., Grec G., Khalikov S., Lazrek M., Sanchez JL., Full disk helioseismic IRIS raw data calibration, Aatron. & Astrophys., v.280, p.324* 1993.

lÎHrapoBamiaH mTepnTypa:

20. Harvey J.W. // In: Advances in Hello- and Asteroselsmology, IAU Symp. 123, ed. J.Christefisen-Dalsgaard and S.Frandsen, Dordrecht: Reidel, p.497, 1988.

21. Leighton R.B., Noyea R.W. and Simon G.W. //Astrophys. J., V.135, p.474, 1962.

22.' Ulrich R.K. // Astrophys. J., v.162, p.993, 1970..

23. Leibacher J.W. and-Stein.R.F. // Astrophys. J., Lett., v.7, p.191, 1971.

24. Deubner F.-L- // Astron. Astrp'hya., v.44, p.371, 1975.

25. Davia R., Jr. and A.N.Cox // In: Solar Interior and Atmosphere, ed. A.N.Cox, W.C.Livingston and M.S.Matthews, The University of Arizona Press Tucson, p.51, 1991.

26. F.Hill, F.-L.Deubner and G.Isaak // In: Solar Interior and Atmosphere, ed. A.N.Cox, W.C.Livingston and M.S.Matthews, The University of Arizona.Press Tucson, p.329, 1991.

27. Grec. G., Eossat E., Gelly B., Schmider F.-X. // Solar Physt,v.133. p.13, 1991.

28. Grec 'G., ' Fossat E. and Pomerantz M,A. // îiàture, v.288, p.541, 1980.

• . -, ¡''fV- ' -

29. Toutain T. and Frohllch 0. // Astron. & Astrophys., v.257, p.287, 1992.

30. Harvey J.W. // In: E.J.Rolfe and B.Battrick (eds.), Proc.ESA Workshop on Future Missions In Solar Heliospheric and Space Plasma Physics, ESA SP-235, p.199, 1985.

31. Ulrich R.K., Henney C.J., Fossat E., Schmider F.-X., Grec G.,

Palle p,, Regulo G. and Roca Cortea Т. // Astron. & Astrophys. у. 280., p. 268, 1993.

32. Gabriel A.H, and the GOLF, team // ESA SP-11Q4, p-13, 1989.

33. Геонджян Л,А. //Диссертация, Абастуманская. .астрофизическая обсерватория, 1989.

34. Grec G., Fossat Е., Brandt P. and Deubner F.-L, // Astron. Astrophys., v.77, p.347, 1979.

35. Grec G. and Fossat E. // Aetron. Astrophys., v. 77, p. 351, 1979,

36. Severhy A.B., Kotoy V,A, and Tsap Г.Т. // Astron. Astrophys., y.88, p,317, 1980.

37. Gabriel M. et a|. // Astron. & Astrophys., 1994 (in preas).

38. Balmforth N.J. and Gough D.O. // Astrophys. J., v. 362, p.256, 1990.

39. Palle P,, Perez J., Regulo С., Roca Cortea Т., Isaak G.R., McLeod G.P. van der Raay H.B. // Astron. & Astrophys., v.169, p.313, 1986.

40. JJuvall T.L., Jr., Haryey J.«., Jeíferies S.M., Pomerantz M.A. // Astrophys. J., v.373, p.308, 1991.

41. Kumar P., Duvall T,L. Jr., Harvey J-W-, 4eileri.es S.U., Pomerantz U.A. and Thompson M. J. // Procee4ings of the 0J1 International Semer»ar Held at Hakone, Japan, 11-14 December 1989, p.87.

42. Athay R,G. // Astrophys. J., y. 161, p.713, 1970.

43. Libbrecht K.G. // Astrophys. J., v.334, p.510, 1988.

44. Good P.R., Dzlembowaki W.A., Korzennlk S.G., Rhodes E.J. Jr. // Astrophys. J., V.367, p. 649, 1991.

,45. Good.P.R., Dziembowski W.A. //Nature, v.349, p.223, 1991.