Исследование хромосфер солнечных пятен и активных звезд по линиям ионизованного кальция тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ МУК ОРДЕНА ЛЕНИНА СИБИРСКОЕ ОТДЕЛЕНИЕ ОРДЕНА ТРУДОВОГО ИРАСЮГО ЗНАМЕНИ ИНСТИТУТ СОЛНЕЧЮ-ЗЕМЮЙ ФИШКИ

РГ8 ОД

л ,пп На правах рукописи

2 5 ДПР

УДК КЗ.94 623.98 524.3

ТЕШЩКАЯ Раиса Бенционовна

ИССЛЕДОВАНИЕ ХРОЮСФЕР СОЛНЕЧШХ ПЯТЕН И АКТИВНЫХ ЗВЕЭД Ш ЛИНИЯМ ГОНИЭО0ЛНШГО КАЛЬЦИЯ

01.03.03. - Гелиофизика и физика солнечной - системы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Иркутск - 1993

Работа выполнена в Институте солнечно-земной физики

Официальные оппонента: доктор физ.-мат. наук В.Н.Карпинский

доктор физ.-мат. наук Г.В.Куклин

доктор фш.-мат. наук В.Н.Обридко

Ведущая организация: Главная астрономическая обсерватория

АН Украины

Защита диссертации состоится " " ЫН)Н$ 19"3Г-

в _ часов на заседании Специализированного совета

Д.003.24.01 при Институте солнечно-земной физики СО РАН по адресу: 664033 Иркутск, а/я 4026

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИСЗ& СО.РАН

Автореферат разослан "15 " I199') г.

Ученый секретарь Специализированного совета, кандидат физико-математических наук

А.И.Галкин

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТУ

Диссертация посвящена исследованию хромосферы солнечных пятен и обсуждении информативности моделей солнечных образований в свлаи с общей проблемой нагрева атмосфер Солнца и активных звезд. Работа основана на многолетних спектроскопических на-блодениях пятен в Саянской солнечной обсерватории, на разнообразных численных экспериментах и на анализе опубликованных данных о спектрах холодных овезд.

Актуальность проблемы. Солнечная хромосфера, ее происхождение, структура и динамина - один ио наиболее интересных разделов физики Солнца. Это слой, в котором особенно отчетливо видно, что магнитные поля являются резервуаром нетепловой энергии, создающим гигантских размеров перегретую оболочку, которая в виде солнечного ветра простирается далеко за орбиту Земли. Механизм нагрева и баланс энергии в хромосфере входит в перечень шести фундаментальных проблем, поставленных крупнейшим современным специалистом по «¡изике Солнца Робертом Агеем /1/.

Сложная картина хромосферных магнитных полей и движений требует трехмерного подхода н определению ее термодинамического состояния. Однако моделирование даже в рамках одномерной теории переноса излучения в хромосфере сложно из-за сильных отклонений от локального термодинамического равновесия (ЛТР) в оптически толстор! среде. Часто ограничивается одномерными расчетами полуэмпирических и физических моделей, и весьма актуален вопрос, насколько такие "однородные" модели ::нфорыативн» в аспекте основных задач солнечной физики.

Другая обширная область исследований, связанная с проявлениями магнитных полей на поверхности Солнца, - вто солнечные пятна. До сих пор главная проблема - природа дефицита энергии - далека от понимания. Наиболее подробно изучены фотосфернне слои пятен. Значительное внимание уделяется верхнему ярусу атмосферы пятка и окружающей пятно области - корональной конденсат™. Здесь достигнуты большие успехи благодаря,развитию внеатмосферных измерений ультрафиолетовой и рентгеновской радиации к .иплпзу радиоастрономических данных. Анализ промежуточного слоя - хромосферы пятна - запоздал. К моменту начала на-

шей работы о хромосфере над пятном было мало что известно. Начиная с 1981 г. изучение этого вопроса бистро продвинулось . Опубликовано несколько подробных справочных моделей тени пятна, но метод их построения не отличается от применяемого в спокойных областях, т.е. он опирается на гипотезу о гидростатическом равновесии. Между тем, знание лучше обоснованной термодинамической модели хромосфера над пятном необходимо, чтобы понять детали процесса, приводящего от сильного переохлаждения фотосферы пятна к мощному разогреву корональной конденсации над ним.

Отличительной особенностью современного втапа солнечной физики является тесное взаимодействие с физикой звезд, обладающих нонвентивннми оболочками. Недостаток пространственного разрешения с избытком компенсируется разнообразием звездных объектов, что помогает понять, режим протекания активных явлений в атмосферах, оценить мощность энерговыделения, установить источники, выяснить эволюционную роль. Поэтому анализ моделей солнечных образований сейчас не должен проводиться в отрыве от.задач новой отрасли астрофизики,- солнечно-звездной физики.

Арсенал средств для изучения хромосферы над пятнами меньше, чем для других областей Солнца, поскольку существенно ослаблен такой ванный диагностический инструмент, как изменение интенсивности излучения к край диска, В этих обстоятельствах особую актуальность приобретает удачный выбор других диагностических средств. Мы остановились на анализе сильных линий ионизованного кальция, главным образом двух резонансных линий Н и К.

Линии Н и К сыграли и продолжают играть выдающуюся.роль в астрофизике. Достаточно вспомнить в связи с ними о гарвардской спектральной классификации..По этиь. линиям вперйе было об-нарукено фундаментальное соотношение звездной астрономии - эффект Вильсона-Баппу. Они легли в основу многолетней службы активных звезд в обсерватории Маунт-Вильсон. Кальциевые спектро-гелиограмми и кальциевые индексы неоценимы для слуибы Солнца и установления солнечно-земных свллей. В физике солнечных пятен они были первнда.в которых открыты колебания атмосферы тенч. Особое положение линий Н и К обусловлено двумя обстоятельствами: 1) они принадлежат типу "столкновительно-контролируемнх"

и поэтому, несмотря на отклонения от ЛТР, сильно реагируют на вариашга температуры; 2) они единственные хромосфернне линии, доступные для наземных наблюдений (линии £>Мл1 и ё принадлежат ншшея хромосфере, бальмеровские линии додорода -"фотоэлектрически-контролируеше", линия Не-Г 10630 А управляется полем получения переходной области и короны).

Таким образом, актуальны все понятия, входящие в название представленной диссертационной работа.

Цели работыДПолучение обширного наблюдательного материала, внлшаицего в себя спектрограммы пятен разных размеров, в разных положениях на диске Солнца, в разных фазах колебаний тени. Стандартизация контуров линий Н и К Са П в абсолютных единицах, тщательная редукция контуров за рассеянный свет. Систематизация формы контуров для извлечения основной и вспомогательной информации, необходимой в дальнейшем для построения самосогласованной модели хромосферы тени. Наблюдения и интерпретация наиболее сильксго колебательного процесса в пятнах - "вспышек в тени",

2. Проведение численных, экспериментов, позволящих предсказать отклик спектральных' линий Са П на различные динамические процессы в тени пятна.

3. Разработка алгоритма Диагностики хромосферы активных образований на Солнце без привлечения гипотезу о гидростатическом равновесии, Алгоритм должен быть основан на решении задачи о переносе излучения с учетом отклонений от ЛТР и аффектов частичного перераспределения по--частотам,

4. Сравнительный анализ информативности однородных моделей солнечных образований в рамках более широкого подхода сол-'нечно-звездной физцни;'в частности, проследить связь параметров моделей с индексами звездной активности. Выбор среди ряда индексов активности оптимального, свободного от влияния глобальных характеристик звезды.

б. Выяснить, как отражается выбор индекса активности на классических соотношениях солнечно-звездной физики; "плотность магнитного потока - плотность потока эмиссии", "активность-вращение", " хромосферный поток излучения - рентгеновский поток".

Научная новизна диссертации заилкнена в следующем.

1. Разнообразные по своему внешнему виду спектры пятен в районе линий Н и К врерше систематезированы, Отмечены их основные характерные признаки, дапцио качественное представление о физических условиях над тень»; быстрый нагрев при увеличении высоты, такойчто на фоне спокойной области хромосферннй контраст пятен был бы очень нал] значительная оптическая толща хромосферы} смещение максимума функции источников в более высокие слои5 подчинение отдельных солнечных образований, в том число пятен, соотношение Вильсона-Баппу. Втследствии почти все обнаруженные свойства линий Н и К в пятнах были подтверждены другими исследователями и использованы ими при построении моделей; при этом признано, что в свое время наш анализ наблюдательных данных по хромо сферным линиям пятен был наиболее полным /2/.

2. Предложено два новых способа эмпирического определения высоты образования сильных линий в тени пятен - по наклону оси пятна и по расширении тени вверх, Найденные высоты находятся

в разумном согласии с результатами других авторов и с теоретическими ожиданиями.

3. Впервые получены спектрофотометричеокие наблюдательные ограничения на возможную трехмерную структуру полутени, которые надо учитывать при построении ее модели.

4. Ваделено явление "вспышки в тени" как особый локальный, наиболее мощный вид хроыосферннх колебаний в пятнах. Доказано сильное сжатие хромосферы на всем ее протяжении в моменты максимальной яркости линий Н и К.

б. Разработана модификация метода определения доплеровских ширин путем взаимного сравнения линий в мультйплете; учтены отклонения от ЛТР, приводящие к неравенству функций исБчников в мультйплете.

6. Бмпиричеоки получен немонотонный ход микротурбулентной скорости с высотой в хромосфере над тенью - нетривиальный результат, вызывающий естественное сомнение. Он мог би быть следствием неучтенных Вффектов частичного перераспределения по частотам в линиях, однако впоследствии немонотонный ход бкл найден из других соображений Лайтсом и Скуманичем /3/.

7. Впервые предложен такой способ инверсии контуров спект-

ральннх линий, который устойчиво работает в широком интервале опт^оских глубин протяженность о в несколько порядков величины. Метод обобщен на случая частичного перераспределения по частотам.

8. Разработан и проверен на тестовых примерах оригинальный алгоритм построения самосогласованных моделей хромосферы без предположения о гидростатическом равновесии,

9. Впервые по опубликованным данным о линиях Са П в спектрах солнечных образования и о средних магнитных полях в этих образованиях получена калибровочная кривая, с помощью которой можно оценивать слабые и умеренные магнитные поля на звездах

с солнечным типом активности.

10. Предложена новая версия индексов хромосферной и коро-нальной активности звезд, имеющая ряд преимуществ перед другими известными индексами. В частности, новый индекс позволил обнаружить короны даже у самых спокойных звезд.

Научное и практическое значение полученных в диссертации результатов. Научное вначенио результатов данной диссертации определяется ее главной целью - сравнительным анализом эмпирических моделей разных солнечных образований. Параметрическое описание термодинамических моделей солнечных и звеэдннх объектов позволило четко покааать, что для них выполняется большинство предсказаний, основанных да теории нагрева активных хромосфер аа счет ударной дисоипации НГД-волн. Прямое сопоставление плотности магнитного потока с плотностью потока хромосфер-ной эмиссии конкретно указывает на источник чагрева - это медленная (магнито-акустическая) мода, Общность механизма поступления энергии во внешние атмосферы Солнца и авеэд подтверждается также наличием корон на всех звездах, не исклшал самих спокойных. Однако к^рональный нагрев очень спокойных авезд,по-видимому, отличается от их хромоспорного нагрева тем, что связан с магнитным полем, тогда кап спокойные хромосферы имеют чисто акустическое происхождение. Чрезвычайно интересно отыскать среди солнечных корональншс образований источник такого "фонового" нагрева, по зависящего от фаед 11-летнего цикла.

Другой результат, относящийся к основным проблемам солнечной и солнсчно-эвездноП физики, - доказательство единого соот-

ношения "активноот ь-вршцение" для азеад нижней части главной последовательности, причем в такой системе координат, ноторая непосредственно связывает степень активности со скоростью вращения и относительной толщиной конвективной оболочки, сто явное свидетельство генерации магнитных полей под действием динамо. Интересна слабая, но тем не менее значимая тенденция уменьшения зависимости уровня активности от скорости вращения у звезд с очень тонкими конвективными оболочками, так что, вероятно, "динамо" запускается где-то" в области средних классов Р.

Участие отдельных солнечных образований в соотношении Виль-сона-Баппу отнрнвает новые возможности для интерпретации важного, но все еще загадочного эффекта, так как все солнечные образования имеют одинаковое ускорение свободного падения и один и тот »е химический состав. В таких условиях легче искать единственную причину, лежащую в основе соотношения.

Исследование хромосферных колебаний имеет прямое отношение к проблеме дефицита внергии в солнечных пятнах. Дане мощные колебания типа "вспышки в тени" несут в себе недостаточный запас механической энергии. Однако альвеновокие волны, проявляющие себя как "микротурбулентность" -t могли бы компенсировать дефицит энергии излучения. Поэтому полеена методика определения скорости % иэ наблюдений, Для интерпретации наблюдений допле-ровских скоростей и связанных с ними динамических процессов интересна также ревультаты, содержащиеся в вычислениях функций отклика на локальные вовыущения температуры и скорости.

Другие методические разработкиi входящие в диссертацию, -процедура инверсий контуров спектральных линий, способ "быстрого моделирования" авеаднЫх атмосфер в условиях гидростатического равновесия, новый кальциевый индекс хроюсферной активности, калибровочная кривая для определения магнитного поля, оценка рассеянного света в тени пятна по измеренным полуширинам линий Н и К - все они представляет ценность для исследования различных явлений в атмосферах Солнца и евевд.

Большую потенциальную.пользу содержит накопленный архив спе-ктрограми. Он уже бал частично использован сотрудниками группы, руководимой соискателем: для исследования связи ''вспышек в тени' с подлинной вспншечной активностью групп пятен, при изучении

длительных улрчений в линии Н £ водорода, при определении вертикального градиента магнитного поля. Спектрограммы могут быть использованы для поиска изменений в хромосферных слоях пятен в течение 11-летнего солнечного цикла.

На защиту выносятся следующие основные результаты,

3_£П®й1В§?_сойНбунн$_пятвн.Контуры линий Н и К измерены в энергетических единицах и исправлены за рассеянный свет, В середине тени ядра линий у пятен в центре диска асимметричные, одновершинные, без провалов Нд, Нд. По мере удаления пятна от центра диска вначале усиливается аеикетрия, затем она сменяется обычным двухвершинным самообращением. Отношение центральных ин-тенсивностей Я/Н несколько больше единицы, но намного меньше двух. Абсолютные центральные интенсивности в тени почти достигают интенсивности спокойной области, а на фазе максимальной яркости колебаний типа "вспышки в тени" превышает ее, Контуры линий Н и К в фазе мансимуыа "вспышек в тени" характерны особенно сильной асимметрией. Фазовые соотношения между яркостью и смещением линии, а танке форма асмметрш контуров зависят от полоиения пятна на диске Солнца, Изменения фазы колебаний вдоль направления щели спектрографа свидетельствуют о локальном характере "всгшшек в тени". Фотометрические профили пятен поперек направления диспероии позволяет оценить высоту образования отдельных" участков линий Н и К в тени и получить информацию о трехмерной структуре полутени, В целом перечисленные особенности линий Н и К в пятнах налагают' вашие наблгдательнне ограничения на термодинамические модели тени и полутени и на интерпретацию динамических явлений,

2, Зйект_Вильсона-Ваппу_ца_Содццех Полуширины линий Н и К Са П- в спектрах спокойного Солнца, флоккулов, полутени и тени пятна в пределах ошибок измерений не отличаются от тех, которые наблвдастся на звездах о соответствующими значениями эффективной температуры, Зависимость полуширин линий от эффективной температуры в общих чертах не противоречит современным концепциям эффекта Вильсона-Баппу как следствия нарушения лучистого равновесия в области температурного минимума, У- ¿?5Ш1сшость_$ун2ЦИй„вкл§а

вклада и функции отклика на локальные возмущения температуры и скорости, аффективные высоты образования пяти линий Са П (Н,К и инфракрасного триплета) и эффективные высоты откликов различаются между собой. Особенно своеобразно поведение функций отклика на возмущения температуры, Степень этих различий зависит от величины среднего хромосферного градиента температуры в изучаемом солнечном объекте. По мере увеличения градиента, т.е. "сжатия" хромосферы, свойственного активным образованиям, различия между тремя функциями и между трем характерными высотами сглаживаются; сближается мевду собой и области возникновения пяти линий. Полученные результаты важна при анализе фазовых соотношений между яркостью и лучевой скоростью хромосферных колебаний на Солнце.

4. Алгщитм_построения_самосогласовад 0°_£1Шй5М_Н_и_1С_при_шнимальном_к

жений,Алгоритм предназначен для последовательного решения пяти задач, а) Заданы контур линии 1(&0)и распределение доплеров-ской ширины ДЙр^зЗ) с частотойд^ , Решается интегральное уравнение Фредгольма 1-го рода относительно не зависящей от частоты функции источников 5^} - оптическая глубина в центре линии). На атом этапе принято приближение-полного перераспределения по частотам. Применяется численные методы, устойчивые к шуму измерений контура I (ь^) , б) Определение электронной концентрации Пе и температурыТ путем решения уравнений^ стационарности. Заданы функции источников й« (Ток)11 5Н (Г,,.)(= ) линий Н и К Са П. Уравнения не замкнуты, так как не известны скорости радиативных переходов в линиях инфракрасного триплета и относительные населенности метастабильного состояния Э^£> . Они Принимается как свободные параметры и задаются в соответствии со средними величинам^ рассчитанными для набора моделей, близких к ожидаемой модели твни{ некоторые из этих величин входят в систему уравнений как дополнительные неизвестные. Таким обраэоМ, при поиске иТ сочетаются приемы решения "обратных" и "прямых" ("синтевя спектра) задач, в) Определение газового давления рС&н) , плотности^(£ек] и высоты к (Ток) • Заданы &еСРс>*)1Л относительные населенности метастабильных уровней, найденные на предыдущем этапе. Решаются уравнения ионизацион-

ного равновесия водорода и кальция (с учетом отклонений от ЛТР) и металлов - поставщиков свободных электронов. Уравнение гидростатического равновесия не используется. На тестовом примере поназано, что пункты б) и в) дают точность восстановленияТ с максимальным отклонением 340 К, Ие - не хуке фактора два; полное давление р восстанавливается несколько хуне электронного давления ре , однако сформулирован критерий, с помощью которого можно ответить, имеет ли место в хромосфере над тенью гидростатическое равновесие, г) Инверсия контуров линий И и К с учетом аффектов частичного перераспределения, Перовичисляетсл ядро основного интегрального уравнения, для чего используются данные, найденные на этапах а)-в). Определяется новые значения Бц. и вн , которые больше не являются функциям! источников, по известными функциями относительных населенностей уровней 4 и 5. Этого достаточно, чтобы уточнить I , Пв и р , выполнив следующий шаг итерация, д) Есть возможность уточнить также ход » тан как появилась кедостащая ранее информация об отношении функций источников в двух линиях резонансного дублета, необходимая для метода взаимного сравнения линий в мультиплете.

Плотность потока эмиссии в ядрах линий Н и К Са П, Рн^ , нормируется к "базисному" значению, зависящему от показателя цвета звезды: АН1< = Гик /Рщ< Эта величина обычно ведет себя,

как известный индекс Кии = /<оТ£ , где(Г'^ - плотность болометрического потока, и отличается от поведения другого известного индекса ЛРнк. = Гн'к - Гц и > Лнк имеет преимущества перед обоими индексами Й.цц ил^нк при сравнении о наиболее физически обоснованным, но труднее измеряемым индексом = Гцц/Рс , где [~с - плотность потока излучения в континууме.

Ь. Ио^реляция^сковнж

Модели

основных солнечных образований рассматриваются кан модели звезд со своими значениями аффективной температуры и хромосферных индексов активности Лнк , Модели характеризуются набором параметров, описывающим распределения температуры и плотности. Тесная,корреляция параметров с индексами антивности, с и о плотностью магнитного штока, во-первых, свидетельствует о фи-

зической информативности однородных моделей и, во-вторых, форма регрессионных соотношений такова, что подкрепляет представление о нагреве хромосфер Солнца и звезд за счет диссипации энергии- медленной моды МГД-волн.

^• Свойства единого, соотношения "активность-вращение" для

Классическое соотношение "активность-вращение", выведенное Нойесом и др./4/, существенно изменило свою форму после значительного расширения списка исследуемшс звезд. Во-первых, возросла дисперсия точек, так что соотношение верно только в статистическом смысле. Во-вторых, почти на всем своем протяжении соотношение имеет вид степенной функции, связывающей индексы активности или Анк с числами Россби Ко , так что нет следов избыточного насыщения активности при малых значениях £с> . В-третьих, изменился параметр конвекции о1 с 2,0 до 1.В-четвертых, применение индекса /Анк выявило тенденцию звезд с очень тонкими конвективными оболочками отклоняться от степенного закона; их уровень активности слабо реагирует на изменения скорости вращения. Все перечисленные особенности ваяны для теории солнечного и звездного динамо.

8, Бааионая_лиюм_корональндй_активности_ддя_звеза_Р_-_К ШМёЯ.23§Л£§§'£ьности. Существование корон у самых спокой-ных_звеед. Применение индекса Анч позволило установить существование конечного минимального уровня рентгеновской эмиссии,который по аналогии с минимальными уровнями эмиссии линий хромосферы и переходной области можно назвать базисным, Наличие ненулевого рентгеновского излучения у самых спокойных эвезд свидетельствует о присутствии в атмосфере плазмы, нагретой до ко-ронадьннх температур, Апробация работы.

Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались на 7-ом (Ст.Смоковец 1973), 8-ом (Иркутск 1976), 9-ом (Вроцлав 1978), 10-ом (Потсдам 1980), 11-ом (Дебрецен 1983) и 13-ом (Одесса 1988) Консультативных совещаниях академий наук социалистических стран по солнечной физике; Всесоюзных со вещаниях по физике Солнца (Кисловодск 1980, Киев 1984, Алма-Ата 1987); семинарах рабочей групйы "Колебания и волны на Солнце" (Рига 1985, Иркутск 1991); на заседаниях рабочей группы "Радиация и

строение атмосферы Солнца" (Пулково 1960, 1985, Львов 1991);, на совещании рабочей группы "Физика звездных атмосфер" (Тыравере 1951); на Симпозиуме МАС № 138 (Киев 1989); на семинаре Института астрофизики в Потсдаме, семинаре Одесской астрономической обсерватории, семинаре ГАО АН СССР, на объединенных семинарах солнечных лабораторий Института солнечно-земной физики.

Публикации и личный вклад автора.

Основные научные результаты, вошедшие в диссертацию, опубликованы в 37 работах, из них 28 выполнены в соавторстве. В работах, выполненных совместно, автору принадлежат постановки задач и программы наблюдений (за исключением работ /11,13,24/).Автор принимал активное участие в наблюдениях в Саянской солнечной обсерватории (до 1981 г. - систематически) и в измерениях спектрограмм. Обсуждение результатов исследований и принятие выводов проводились вместе с соавторами. Все программы расчетов составлены и реализованы на ЭВМ коллегами, однако автор обычно сотрудничал с шиш на стадии подготовки путем вычисления тестов, подбора справочного материала, задания входных массивов данных.

Объем работы.

Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Объем работы 411 страниц, из них 297 основного печатного текста, 110 рисунков, 45 таблиц. Список литературы содержит 271 наименований на 26 страницах, в том числе работ автора или с его участием 41.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИЙ

. Первая глава посвящена морфологическому описанию поведения линий Н и Н Са П в солнечных пятнах. В результате многолетних наблюдений собрана обширная коллекция спектрограмм пятен разных эволюционных и магнитних типов, в разных точках диена, с разным динамическим режимом.

Первый параграф- традиционен - проблема исклшения рассеянного света в тени, стандартизация интенсивностей, привязка к ре-перной системе длин волн. Наряду с общепринятыми методами коррекции за рассеянный свет предложена оригинальная- методика, при которой используются свойства самих исследуемых контуров линий. В результате измерений и редукции получены контуры линий- Н и К. -

Для ряда пятен они табулированы в энергетических единицах и в остаточных интенсивностях. Из-за большой изменчивости контуров от пятна к пятну, внутри тени отдельного пятна и со временем табличный материал представляет ограниченный интерес. Основное внимание уделяется выявление общих закономерностей и их предварительной интерпретации.

Привлечение обширного материала показывает, что контуры линий Н и К в теш пятен отличаются очень большими интенсивно стяни. По-видимому, в спокойном состоянии, т.е. на фазе минимума осцилляция яркости, центральная остаточная интенсивность составляет 0.5-0.6. На фазе максимума "вспышек в тени" она в 4-5 раз больше. Приведены примера фотометрических разрезов поперек направления дисперсии, выполненных в центральных частях линий, свидетельствуодие, что на фоне неаоэмущенной хромосферы пятна обладает очень слабом контрастом и они могли бы быть даже ярче своего окружения, если бы не соседние флоккулы.

Вторая характерная черта линий Н и К в спектрах тени - особая форма контуров центральных обращений и ее изменение от центра к краю диска. В середине тени пятен, находящихся вблизи центра, эмиссионные контуры одновершинные, слабо асимметричные; по мере удаления пятна от центрального меридиана усиливается асимметрия,и затем она сменяется появлением двухвершинного контура с небольшим,но отчетливым центральным провалом. Изменения глубины провала интерпретируются в терминах поведения функции источников в зависимости от оптической глубины. При отклонениях от ЛТР функция источников не растет монотонно с высотой; в спокойной области она достигает своего максимума на оптической Глубине центра линии 10-100» По-видишму, в тени пятна fk(max] намного меньше, но все же не настолько, чтобы препятствовать образованию провала, когда пятно смещается к лимбу.

Третья особенность - отношение центральных остаточных интенсивно ст ей линий К/Н. Оно слегка превосходит единицу, но намного меньше двух, из чего следует, что хромосфера оптически толстая.

Четвертая особенность - малая ширина эмиссионных обращений Н и К по сравнению с другими солнечными образованиями. Найдено, что последовательность ширин линии К в спектрах флоккулов, спокойного Солнца, полутени и тени пятна в пределах ошибок измере-

ний следует классическому соотношению Вильсона-Баплу для звезд поздних спектральных классов. Этот факт интересен с двух точек зрения. Во-первнх, он дает основание рассматривать солнечные образования как своеобразные "звезды", применяя к их исследованию методологию солнечно-звездной физики. Во-вторых, он облегчает интерпретацию эффекта Вильсона-Балпу с помощью объектов, различающихся только своей эффективной температурой (у звезд различается также ускорение свободного падения и содержание металлов). Поведение солнечных объектов не противоречит гипотезе, что зффент вызван нарушением теплового равновесия в районе температурного минимума.

Для последующего построения самосогласованной полузмпиричес-кой модели тени ванно иметь представление о связи между шкалами оптических глубин и геометрических высот. Чтобы эмпирически оценить высоты образования отдельных участков линий, мы используем два свойства силовой трубки тени пятна - отклонение ее оси от вертикали и расширение с высотой. Общим для обоих способов является предположение о простой геометрической форме трубки ("подобие"), но в остальном измерения независимы. Результаты получаются согласующимися между собой. Сравнение с высотами, опубликованными для центров линий, подтверждает надежность найденной зависимости высоты от расстояния до центра линии.

В тени пятен происходят интенсивные квазшериодичвекие колебания длины волны и яркости эмиссионных пиков линий Н и К. Особенно заметны трехминутные колебания типа "вспышки в тени" (далее "ЫР "). В третьем параграфе проведено подробное обсуждение процессаир в тени двух пятен, в двух положениях на диске Солнца. Рассматривается поведение амплитуд, периодов и фаз колебаний. Совокупность наблюдений этих пятен, а также Других наблюдений, не вклшенны: в диссертацию, позволяет выделить ир как особый локальный вид хромосферных колебаний. Предположено, что иР родственны таким проявлениям тонной структуры тени, как пятеннне гранулы и "точки в тени"; общим для трех феноменов является их связь с неоднородной структурой магнитного- поля в подповерхностных слоях. Интрузии горячего вещества вверх вдоль колонн, свободных от поля, пороэдагт конкретный тип элементов тонкой структуры в зависимости от высоты выброса.

В последнем параграфе главы предложена оригинальная.методика изучения трехмерной тонкой структуры полутени. Методика основана на фотометрическом сканировании полутени поперек направления дисперсии в разных участках линий Н или К, При удалении от центра линии форма фотометрических профилей полутени систематически изменяется. Особенно заметно варьирует градиент интенсивности в средней полутени и контрастность внутреннего светлого кольца (кольца Секки), По-видимому, наблюдения согласуются с гипотезой Крама и др. /5/ о том, что полутень образована темными волокнами, приподнятыми над нормальной фотосферой и поддерживаемыми сифонным механизмом. Такой вывод при рафинированном расчете многомерного переноса излучения может не подтвердиться. Однако в любом случае точное моделирование полутени должно учитывать следующие наблюдательные ограничения. 1) У пятен, находящихся на некотором расстоянии от центра диска, кольцо Секки и большая крутизна границы тень-полутень видны со стороны лимба, тогда как крутизна границы в длине волны Н^ или К-^ больше со стороны центра диска. '¿) У пятен, расположенных вблизи центра диска, кольцо Секки хорошо видно в далеких крыльях линий Н, К; по мере приближения к ядру линии его видимость ухудшается. 3) В далеких Крыльях линии распределение интенсивности в средней полутени пятен, расположенных вблизи центра диска, имеет форму плато с контрастом ^0.7. При подъеме в более высокие слои плато постепенно исчезает. 4) Форма внешней полутени довольно нерегулярно, но сравнительно слабо изменяется с л}\ { для этой части полутени типичен наиболее крутой ход яркости.

Линии Н и И Са В оптически толстые. Поэтому использование их в качестве диагностического средства при исследованиях динамических явлений в атмосфере требует определенной осторожности. Во второй главе обсуждается реакция линий Са П на те или иные возмущения в хромосфере, в частности в хромосфере пятен.

В первом параграфе проверяется хорошо известное ограничение на возможность применения линий Н, К для зондирования поля скорости /0/, Мы провели численный эксперимент, во всем подобный расчетам Атея /8/, за исключением того, что центральные эмиссионные ядра Н, К - не двойные самообращения, как в других об-

ластях Солнца, а одновершинные пики, как в тени.Оказалось, что в атом случае смещения линий в вершинах пиков и на их полуширине дают правильное представление о заданном поле лучевых скоростей.

Следующая задача - численное моделирование функций отклика на локальные возмущения скорости и температуры - имеет прямое отношение к интерпретации волновых-процессов в атмосфере. Были выполнены расчеты функций вклада и функций отклика на возмущения скорости. В качестве невознущеннач моделей взяты справочные модели - модель МЬ С и две модели тени пятна, различающиеся сродним градиентом температуры в хромосфере. Рассматриваются линии Н, К и инфракрасный триплет Са П в центре и на краю диска. Вычисленные кривые вклада и отклика характеризуется двумя параметрами - эффективной высотой К. и полной шириной Л. . Оказалось, что параметры Ь и с1 функций вклада и отклика на возмущения скорости ведут себя очень похоже, В обоих случаях они зависят от силы осциллятора линий (что и следовало ожидать); более интересно, что они сильно зависят от градиента температуры, причем не линейным образом. Однако сходство относится только к параметрам к и с1 . По своей форме функции непохож; особенно слож-^4 ной формой обладает функция отнлика на возмущения скорости.

Функция отклика на локальные возмущения температуры вычисляется значительно сломнее первых двух функций, так как в этом случае возмущения влияют не только на коэффициент поглощения,но и на функцию источников. Кроме того, локальное изменение температуры приводит и к изменению давления и плотности,что в свою очередь нарушает распределения давления и плотности в значительной части атмосферы. Поэтому после внесения возмущения температуры в некоторую точку, необходимо вначале пересчитать всю модель атмосферы и только затем вычислять новые контуры линий путем подробного решения задачи о переносе излучения. Чтобы сделать это, был разработан алгоритм "быстрого моделирования", позволяющий достаточно енономно рассчитывать гидростатичегчое и ионизационное равновесие атмосфера. Быстрота достщлется тек,что отклонения от ЛТР учитываются только при рассмотрении ионизации водорода, причем для атома водорода "два уровня плюс континуум" имеется аналитическое решение. Перенос излучения в линиях Са П

вычислялся по известной программе LIN£A& .

Функции отклика на локальные возмущения температуры по своим параметрам h. , d и по своей форма резко отличаются от таковых для функций вклада и отклика на возмущения скорости. Однако у солнечных образований с большими градиентами температуры имеет место существенное сближение области образования каждой из линий и областей откликов на возмущения температуры и скорости. Кроме того, сближаются мезду собой области образования всех пяти линий; то же происходит и для областей образования отдельных участков линий, например, Kg и Kg.Это упрощает интерпретацию спектров мощности и фазовых соотношений при хромосфер-ннх колебаниях тени пятен.

Алгоритм "быстрого моделирования" оказался полезным и для подбора модели хромосферы на фазе максимума яркости "вспышек ■ в тени". Была поставлена цель качественно воспроизвести характерные свойства пяти линий Ca П в UF : форму линий Н и К в '-ентре и на краю диска; переход абсорбционных инфракрасных линий в одновершинные ¡эмиссионные; относительные амплитуды яркости пяти линий; отношения центральных интенсивностей К/Hj усиление линий Н и К на всем протяжении их эмиссионных ядер. В основу расчетов борется одна из справочных моделей тени; затем она неоднократно варьируется, пока не достигается согласие с перечисленными требованиями.

На фазе максимума яркости колебаний типа "вспышки в тени" увеличены по сравнению со спокойным состоянием.средняя температура и средний хромосферный градиент температуры. Газовое давление на всем протяжении хромосферы увеличено более чем в два раза, т.е. происходит сжатие хромосферы. Узлов трехминутной волны в наблодаемом диапазоне высот не существует, Уадиа-тивные потери в хромосфере увеличены в четыре раза; следовательно, Настолько же возрастает приток механической энергии.

Последний параграф главы посвящен использованию контуров линий Н и К для определения доплеровской ширины ДАр. Для фотосферы Солнца нашел широкое применение метод взаимного сравнения линий в мультиплете или метод Гольдберга-Унно. Однако сильные хроиосферные линии образуются в условиях отклонений от ЛТР, поэтому требования, лежащие в основе метода не выполняются. Эти

требования таковы: 1) функции источников не зависят от частоты; 2) функции источников двух линий равны на одной и той не геометрической глубине; 3) форма профиля коэффициента поглощения не изменяется с глубиной. Во второй главе рассматривается нарушения предположений 2 и 3; влияние отклонений от предполо- " жения 1 изучается в третьей главе.

На численных примерах показано, как покакаются измеренные АХр по сравнению с заданными, если применять метод Гольдберга-Унно в его классическом виде, и предложена кодификация метода, позволяющая не только избежать ошибок, но и оценить степень отклонений отношения функций источников ^ к СЮ/ ¿м (k) от единицы, На результаты сильно влияет шум измерений, что таккфро-иллюстрировано численным экспериментом. Поэтому реализация метода при фотографических наблюдениях осложняется, но при прецизионных фотоэлектрических измерениях он может быть успешно использован. Однако в главе 3 будет показано', что недостающая информация об отношениях функций источников, причем на неждой частоте внутри линии, автоматически получается в процессе самосогласованного моделирования хромосферы.

Третья глава посвящена описанию и тестированию алгоритма моделирования хромосферы без предположения о наличии гидростатического равновесия. Такая постановка вопроса актуальна для солнечных пятен, где любое отклонение магнитного поля от вертикали влечет за собой нарушение баланса сил, определяющих собою гидростатическое равновесие. Относительная роль магнитного давления или магнитного натяжения увеличивается с высотой и в хромосфере она может быть очень велика.

Алгоритм состоит из пяти этапов. На первом этапе (задача "1") подвергаются инверсии контуры линий Н и й Са П, т.е. заданные, распределения интенсивности с расстоянием до центра линии преобразуется в распределения функции источников с оптической глубиной. Решается интегральное уравнение Фредгэльма 1-го рода

$(x)expl~Z^//n)ji dec

относительно S(X) ;Х = , оптическая глубина в центре линии К; Ту - монохроматическая оптическая глубина в приведен-

ной частотеV =д^/д0р . Непрерывной непрозрачностью в ядрах сильных линий Н и К пренебрегаем. Не зависящие от частоты функции источников > 5 к (приближение полного перераспределения по частотам) даст относительные населенности /2Ь-/Л.< и Л^//^ уровней в модели Са П "пять уровней плюс континуум", а также скорости соответствующих радиативных переходов , /¿У1 ,

Подробно разработаны несколько устойчивых к шуму измерений методов инверсии как при постоянном или медленно меняющимся с глубиной Д)р , так и при произвольном изменении Л . В первом случае контур линии и искомая функция источников связаны друг с другом через преобразование Лапласа от логарифма оптической глубины, во втором - инверсия выполняется чисто численными методами, при которых 5[Т) аппроксимируется либо полиномом, либо кубическими сплайнами; использовано также решение, при котором применяется регуляризация по Тихонову. Точность инверсии и влияние на нее шума измерений исходных данных проверены рядом численных экспериментов.

Выполнена инверсия для нескольких конкретных пятен в разных предположениях о ходе функции дО-р(К), в том числе таких, которые были приняты разными авторами при построении ими справочных моделей тени пятна, Окааалось, что распределение функций источников 5к или 5/( М , приводящее к правильному изменению формы контуров линий К или Н от центра н краю диска^достигает-ся только при немонотонном ходе Д 0 о в хромо сферннх слоях тени.

Второй этап - задача "2" - заключается в решении уравнений стационарности

Гц Г Рч = . 0 ~ * то -

» Щ > ■'¿''У " суммы соответствуйте столкновительных и радиативных переходов) относительно температурыТ и электронной концентрации , входящих в скорости столккоЕИтельннх переходов СЧ , Сус . Система шести уравнений стационарности не замкнута, так как кромеТ и Це в нее входят неизвестные относительные населенности и Ч^Пг, а также скорости всех радиативных переходов, связанных с уровнями ?.,3 и континуумом. Скорости ионизаций и рекомбинаций у Са Д малы по сравнению со

скоростями возбуждения и опустошения дискретных уровней, что уменьшает число неизвестных, но все ж сохраняет систему оставшихся пяти уравнений (только четыре из них линейно независимы) не замкнутой. Поэтому определениеТ и Пе выполняется наш при сочетании двух приемов - решением обратной задачи и синтезом спектра. Задается совокупность разнообразных распределений температуры, напоминающих ход температуры в известных опубликованных моделях тени пятна; для них решается задача о переносе излучения в линиях Са П ("синтез" спектра), определяются скорости радиатишшх переходов с уровней 2,3 на уровни 4,5 и относительные населенности ¡гг/Л< . Эти данные усредняются, находится максимальная вариация их величин в совокупности всех использованных моделей, и выбираются те переменные, которые менее других варьируют в зависимости от оптической глубины и от модели к модели. Им приписывается роль свободных параметров; остальные переменные рассматривается как неизвестные. Всего получается четыре неизвестных и два свободных параметра. Система решается при переборе обоих параметров в рамках их максимальной вариации. Применяется квазикьютононекий способ решения систем нелинейных алгебраических уравнений, сочетающий в себе достоинства квгэдра-тичной локальной сходимости метода линеаризации с глобальной сходимостью метода наискорешего спуска. На тестовой модели показано, что температура восстанавливается с максимальной относительной погрешностью 9 %; максимальное различие при восстановлении Яе не превосходит фактора 2 (последнее сравнимо с обычными неуверенностями при определении давления в фотосфере).

Задача "2" была решена для тени двух больших пятен, и найденные с учетом эмпирических соотношений между шкалами оптических глубин и геометрических высот распределения I (А) и (М вошли составной частью в справочную Вроцлав-Ондржейовскую модель тени пятна /7/.

«задача "3" заклшается в оценке полных давлений р = р + ръ ( ру - газовое давление, рс - турбулентное давление) и потнос-тей^> как функций Тц., а также в уточнении соотношеыя %<.00 . Исходными данными служат распределения Ч СФ , ^е ,

и кроме того, как функция Существенной частью дан-

ного этапа вычислений является решение задач об ионизационном

равновесии атмосферы в целом и кальция, в частности. В первом случае отклонения от ЛТР учитываются только для водорода, а ионизационное равновесие других элементов рассчитывается в предположении ЛТР. Втот пункт не играет принципиально важную роль, так как необходимые данные имеются и для учета отклонения от ЛТР при ионизации других поставщиков свободных электронов. Ионизационное равновесие кальция вычисляется в рамнах модели "Са П, пять уровней плюс континуум, плюс Cal " с учетом отклонений от ЛТР. Газовое давление и плотность восстанавливаются хуже, чем температура и электронная концентрация. На их точность существенно влияет точность определенияна этапе 2,

Показано, что если ввести в рассмотрение эффективную силу тя-кести^'^ , связанную с вычисленными распределениям:; и^РсФ, и сравнить ее с истинным ускорением свободного падения у , то несмотря на ограниченную точность р vij> , можно ответить на вопрос, выполняется ли в хромосфере над тенью пятна гидростатическое равновесие. При некоторых благоприятных обстоятельствах ход может быть использован и для уточнения Т(Т,) .

На четвертом этапе (задача "4") мы возвращаемя к процедуре инверсии контуров линий Н и К с тем, чтобы решить интегральное уравнение для функции источников в общем виде:

оо<Г,

М )SV (х )ехр(-% /к) М- clx ;

функция источников и оптическая глубина отмечены-значком " рЦХ>п в опак того, что учитываются эффекты частичного перераспределения по частотам, Цель инверсии, теперь состоит в определении не функции источников, а некоторой функции S(X), ноторая связа-а с относительными населенностями уровней Hj/fl¿ и о оптической глубиной 10х так, как не зависящая от частоты функция источников при полном перераспределении. Если пренебречь непро- . зрачностью в континууме (приближение "сильной" линии) и принять, что Профили спонтанного и вынужденного излучения совпадают, то коэффициенты поглощения и излучения равны соответственно

- профили коэффициентов поглощения и излучения {, 8, - коэффициенты Эйнштейна). Они овязаны менду собой . соотношением

/1 г ,Пгп Т ,

= + ^ ЬЛ],

где Pj = (И^ ^С.Л, Ту - средняя интенсивность излучения,

, - обобщенная функция перераспределения. Перераспределе-ниение внутри исследуемой линии ( с , ^ ) означает иг = с {"перекрестному" перераспределению соотвегстиует рассеяние фотонов из других линий {т ^ ), имеющих о данной линией общий верхний уровень j . С помощью перечисленных формул интегральное уравнение преобразуется к виду

Кг/) = БСХ) 9'* (\JjlOctx,,

в котором ядро представляется более сложно, чем ядро \у (Ц^) при полном перераспределении, но Искомая функция и независимая переменная X сохраняют свой смысл; после вычисления ядра Ф (У,Х>) способ решения остается таким же, как в задаче "1".

Для вычисления ^>('11(у1Х) требуется рассчитать матрицу рассеяния, зависящую толькфт заданной сетки частот; мы применяем методику, описанную Уктенброком /8/. Кроме Т0Г0| необходимио знать значения населенностей уровней^ скорости переходов, газовое и электронное давление. Таким образом, окончательное значение может быть получено только итерационным способом. В качестве начального приближения целесообразно принять результаты решения задач "1" - "3".

Пятый этап - уточнение хода Л ^, без знания которого нельзя осуществить операцию инверсии, йак побочный результат на четверток этапе получаются данные о функциях источнипв 5л)к и ^ои {^к) » наличие сведений об отношеш..1х у_н существенно упрощает применение модифицированного метода взаимного сравнения линий в мультиплете. Уточнение хода , выполненное на одном из последних шагов итераций, позволяет за-

вершить вычисление Б и термодинамических параметров.

Итак, два основных априорных предположения, на которых основаны традиционные расчета полуампирических моделей хромосферы, - гидростатическое равновесие и заданный ход дОр ('Ч) - в предлагаемом алгоритме отсутствуют. Однако исключение одного из основных уравнений, конечно, снитает точность получаемых параметров, так что они Являются лишь вероятной оценкой.

Четвертая глава начинается небольшим обзором литературы по одномерным справочным моделям солнечных образований вообще и тени пятен, в частности. Обсуждаются критерии, по которым можно судить о полезности и информативности "однородных" моделей горизонтально неоднородной среды. Б обзор вклшены также "многомерные" модели, ноторые в действительности являются только многокомпонентными. В лучшем случае они получены т.н. "1,5-мерным" подходом к проблеме переноса излучения.. Показана польза одномерных моделей как составных частей таких расчетов.

Одним из основных критериев физической разумности однородных справочных моделей является их соответствие теоретическим предсказаниям, общим для атмосфер Солнца и звезд. Поэтому в остальной части главы солнечные образования рассматриваются в.аспекте солнечно-звездной физики.

Справочные модели атмосферы - наиболее достоверные полуэмпирические модели. Мы отобрали 17 справочных моделей солнечных образований и каждую из них характеризуем набором четырех параметров: отношением температуры в температурном минимуме к эффективной температуре Те. , положением температурного минимума, протяженностью хромосферы, средним градиентом температуры. Модели одного и Того же образования, построенные разными авторам!', имеют общие свойства, но в деталях различаются. Поэтому мы усреднили параметры моделей родотвенных образований и получили параметры для шести типичных объектов: ячейки, среднего спокойного Солнца, сетки, флоккулов, тени пятна и вспышки. Каждый из параметров заклшает в себе ценную информацию, используемую при теоретических исследованиях нагрева хромосфер, и подлежит сравнению с количественной оценкой степени активности.

Для выполнения такого анализа необходим адекватный выбор индекса активности. Часто применяются индексы, основанные на измо-

рениях интегральной плотности потока излучения в эмиссионных ядрах линий Н н Н Са П, Величины Гнк либо нормируется н плотности болометрического потока (индекс ), либо отсчитн-вается от уровня бависного ("") потока (индекс А^нк ). Оба индекса, особенноД^ик > обладает некоторыми недостатками, и мн аргументируем преимущества предлагавши наш новой версии

ДГ / г™' 5« С П

_______ нк = »«к / гн< . Результаты сравнения параметров моделей солнечных образований с индексами и Аих показывает, что однородные модели дают сведения о глобальных свойствах атмосфер и согласуется с современными теориями нагрева хромосфер за счет диссипации энергии МГД-галн,

Наряду с солнечными образованиями рассматривается 17 звезд главной последовательности, для которых опубликованы модели их хромосфер. Мы характеризуем эти модели теш же параметрами и подвергаем аналогичному анализу, Оказалось, что тесная корреляция параметров моделей с индексами активности имеет место только для относительно спокойных звезд. Особенно резко отклоняются от предсказываемых теоретических тенденций средние градиенты температуры очень активных красных, карликов. Иы предполагаем, что расхождения обусловлены неучетом сильной крупномасштабной неоднородности.

Внешний бвд спектрограмм холодных карликов наряду с тем, что известно о звездных пятнах, наводит на мысль, что хромосфера очень активных карликов почти полностью принадлежит пятнам, тогда как эффективная температура звезды определяется в основном спокойной фотосферой. Исходя иэ этой гипотезы и используя регрессионные соотношения медду Параметрами моделей солнечных образований и соответствующими индексами активности » Анн , иы оцениваем параметры моделей звездных пятен. Физическая разумность полученных результатов подтверждается "правильными" значениями градиентов температуры, которые не только согласуется с теоретически ожидаемыми, но и приводят я положению базисной ликии (линии спокойных хромосфер), совпадающему с нгТден-ннм из других соображений.

Ряд фундаментальных соотношений, важных для понимания основных физических процессов на Солнце и звездах, имеют разный вид при использовании разных индексов активности. Поэтому в пятой

главе на основе ревизии индексов хромосферноп активности ш заново рассматриваем несколько классических проблем солнечно-звездной физики.

В первом параграфе исследуется соотношение "магнитный поток-поток хромосферной эмиссии". На примере солнечных образований доказана тесная корреляция мевду обоями потоками, особенно между средней магнитной индукцией $ , фактором заполнения^ и индексом Ацц • Она имеет место в широком диапазоне рассматриваемых величин. Численные характеристики связи меаду В и Инк подтверждает гипотезу о нагреве хромосферы медленной модой МГД-волн. Регрессионны© соотношения ( В , Мцц ) и предложены как калибровочные кривые для оценки В на звездах, так как прямые измерения магнитных полой пока доступны лишь для ограниченного числа звезд. Кривые верна на интервале 2 Гс ^ g £Е 2500 Гс.

Во втором параграфе проводятся ревизия соотношения "актив-н'сть-вращение", непосредственно связанного с концепцией динамо-механизма. Как показали Нойес и др./4/, существует очень тесная связь между индексом А^и числом России fío для звезд главной последовательности; список звезд состоял из 41 объекта. На существенно бочее обширном материале, но по индексу.лГик ,Рут-тен /9/ получил другие результаты, Мы проверяем, в чаи причина расхождения, - в объеме выборки или в применяемых индексах. Mu подтверждаем, что существует единое соотношение ( ^нк , Я О ) или ( /\цк , ñO ) для эвеофпектральных классов R У - JM, но его форма при увеличении объема вциорки существенно изменяется по сравнению с /4/; исчезло избыточное насыщение активности у звезд с очень толстыми конвективными оболочками, появилась группа звезд с очень тонкими оболочками, у которых активность слабо связана с вращением. Соотношение имеет статистический смысл, многие звезды отклоняются от основной тенденции - степенного закона. Возраст звезд влияет на активность косвенно, через "мгновенное" состояние вращения.

Третий параграф поевлщен исследованию соотношения "хромосфср-ный поток эмиссии - рентгеновский потоп". Существует мнение, что нет конечного нивдегс^предеиа (базисного уровни) рентгеновской эмиссии. Это означает отсутствие коронаяьного нагрева но ышш-

них атмосферах самых спокойных звезд. С помощью индекса ш показали, что такой базисный уровень должен существо-

вать, ввели корональный индекс Ах , аналогичный хромосферному индексу Ли«. » т.е. Дл = F* /f/"5" , и получили тесную корреляцию мевду Аи< и . Мы приводим сообраненил , что нагрев корон самых спокойных звезд, в отличие от акустического нагрева их хромосфер, имеет магнитное происхождение.

Наконец, с помощью индекса /W и ноеых опубликованных данных о базисной кривой?»« мы проверили существование дефицита хромосферноп вмиссии относительно рентгеновской на поздних карликах. Сильно ослабленное, это явление все же имеет место,

В заклсчении перечислены основные результаты, полученные в диссертационной работе.

ОСЮВШЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1.Тешшцкая P.E., Ефендиева С,А, Некоторые морфологические особенности линш Н и К Ca П над пятнами// Солнечные данные. -1971. - IP 3. - с.80-87.

2. Теплицкая Р.Б., ефендиева С,А, Фотометрические разрезы пятна в линии Н^ Ca П и эффект Вильсона// Исслед, по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1971, - Вып,20. с,143-161.

3. Teplitskaya R.B., ¿ifendieva S.A. Width oí emission corea of the line К Oa II in eunspote // Solar Phye.- 1973.- 28,

No.2. - p.369-375»

4. Теплицкая P.E. 03 эмпирическом определении функции источников сильных фраунгоферовых линий// Иослед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1S74, - Вып.31. - с.3-12,

5. Теплицкая Р.Б., Эфендиева С,А, Оценка высоты образования эмиссионных обращений линий Н и К Ca П в тени пятна// Солнечные данные. - 1S74. - №11, - С.6&-71.

о. Teplitskaya R.B., Efendieva S.A. H and К linea in the sunspoc umbrae. Á sorce function and Doppler width'// Solar Phys.-1975. - A3, No.2. - p. 293-309. 7. Teplitsfcaya R.B., Efendieva S.A. Profiles of the H and К Ca II emission reversals in sunspota // Contr.Aatron.Observ., Scalnate Pleso. - 1976. - 6. - p.212-229. 8> Teplitskaya H.B., Firstova N.M. Shapes and centre -tO-limb

Variation of the H arid К lines in eunspofe шаЪгао // Solar Phyo. - 1976. - 46, Ко. 1. - p.103-116.

9. Теплицкая P.E., Григорьева С.А., Скочипов З.Г, Температура • и электронная концентрация над тенью пятна// Иселед. по геомагнетизму, аэроноши и физике Солнца.-1977.-Вып.42.-с.48-49.

Ю. leplitskaya R.B., Grigorjeva S.A., Skoohilov V.G. On phjßi-oal conditions In the chromosphere above simgpot umbrae //

Solar Phys, - 19?ß. - No, 2, - p.293-503.

11. Кандрашов 3.B., теплицкая Р,Б. Od ориентации волокон полутени// йсслед. по геомагнетизму, аэроноши и физике Солнца. -1980. - Вып.62, - с.25-31.

12. Григорьева С,Л., Теплицкая Р.Б. О модели хромосферы над пятнами// Phye. SoiaritexT-1381. - ¡F 15. - с.15-24.

13. Теплицкая Р.Б., Барановский S.A. Ч меленные методы расчетов контуров спектральных линий и эмпирические модели хромосферы// Исслед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца.-1961. - Вып.5о, - с.23-38.

14. Григорьева С.А,, Теплицкая Р.Б. Выбор наиболее вероятного хода доплеровской ширины линий Н и К Са Я в хромосфере над тенью п^тна// Иеслед, по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1382. - Вып.®. - с. 100-103.

15. Теплицкая Р.Б,, Турова И,П, Изучение "вспышек в тени" в разных точках диска и тонкая структура тени пятна// Солнечные данные, - 1S83, - IP 8.-с. 102-112.

16. Теплицкая Р.Б,, Григорьева С,А, 0 высоте образования линий Н и К Са П в тени пятна// Иеслед, по геомагнетизму, аэроноши и физике Солнца, - 1D84. - Вып.38. - с.12-21.

17. Григорьева С,А.,Теплицкая Р.Б.. Определение поля излучения в хромосфере методом инверсии иабяодаемого контура линии// Ки- • нематика и физика небес,тел,-1985,- 2, 2. - с.97-74.

18. Teplitakaya R.B. On the spatial struoture of a penumbra //

Solar Phye. - 1965. - 95, No,1. - p.^5-^9-

19. Григорьева С.А,, Турова И.П,, Теплицкая Р.Б. Изменения в тени пятна га фазе максимума "вспышек в те; .л"// Иселед.по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1989. - Вып.87. - с. 131-144.

20. Теплицкая Р.Б, Спектроскопия солнечных пятен// Исслод. по

геомагнетизму, агрономии и физике Солнца, - 1988, - Dun,83. с. 42-54.

21. Теплицкая Р. 13. О хромосферной активности Солнца и звезд,

1. Типы хромосферной активности// Исслед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - lf-.^S, - Вцп.БЗ, - с,42-54.

22. Теплицкая Р.Б. О хромосферной активчости Солнца и звезд,

2. Связь параметров солнечных и озездных моделей с глобальными характеристиками звезд и индексами хромосферной активности// Исслед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 128Б, - Вып.83. - с,54-68.

23. Теплицкая Р.Б. О хромосферной античности Солнца и звезд.

3. Некоторые параметры моделей звепдных пятен// Исслед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, - 1S88. - Вып. 83. - c.93-S9.

24. Головко А.А., Теплицкая Р.Б. Степень хромосферной активности и плотность магнитного потока на Солнце и холодных звездах// Исслед.по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца.

- 1989. - Вып.87. с.26-35.

25. Григорьева С,А,, Турова И.О., Теплицкая Р.Б. Изменения в тени пятна на фазе максимума 'вспышек в тени"// Исслед. по гсомагнотиему, аэрономии и физике Солнца, 1989. - Вып.87.

- с.131-144. .

Grtgorjeva S.A., Turova I.P., Teplitskaya R.B. Changes of the chromospherio model during umbrae flashea // Solar Phya. Letters.- 19&9.- 124, No.1,- p.189-192,

27. Teplitskaya R.B. An analogy between magnetia activity of the Sun and stara / Солнечные магнитные поля и корона,- 1989,-Новосибирск: Наука, т.2, с.34-45.

28. Теплицкая Р.Б,, Скочилов В.Г,. О хромосферной активности звезд нкяскей части главной последовательности// Астрон.и.

- 1990,- 37, Внп.1. - с.99-108,

2S. Теплицкая Р.Б,, Скочилов В.Г, Уровень минимальной рентгеновской эмиссии у звезд солнечного типа.// Астрон.ж. -1ГЛЮ. - 87, Вып. 8. - с. 1261-1270. УС. Teplitskaya R.B. On tha relation between activity and rotation in main sequence stars // Aatron.Nachr, - 1989. -340, N0.3. - p.217-222.

- 2G -

31. Teplitskaya H.B., PJtochilov V.Q. Does a common dynaiao-mechanism exit for lower main sequence etarsi // Solar Photospheres Structure, Convection and Magnetic Fields, ed. by J.Q.Stenflo- 1990. - p.455-459.

32. Grigorjeva S.A., lurova Г .P., Teplitskaya R.B, Contribution and response functions for Oa II linos in different atmospheric models // Solar Phye.~1991135,No.1.- p.1-1?.

39. Теплицкая P.В., Скочилов В.Г. О дефиците хромосферного излучения на красных карликах// Иселед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1992. - Вин,99. - с.194-200,

34. Теплицкая Р.Б., Скочилов В,Г., Григорьева С,А, Определение термодинамических .условий в хромосфере солнечного пятна путем решения обратной задачи, 1. Численное моделирование распределений температуры и электронной концентрации// Кинематика и физика небес, тел. - 1992, - 8, .VI. - с.3-11.

Г5. Теплицкая Р.Б., Турова И.П., Скочилов В.Г. Определение термодинамических условий в хромосфере солнечного пятна путем решения обратной задачи. 2. Численное моделирование распределений давления и плотности// Кинематика и физика небес, тел.-1992, - 8, В? 3, - с.27-37.

36. Teplitskaya Й,В. On the choice of chrotaospheric activity indices fof lower main-sequence stars // Astron.Aetrophys.

- 1992. - 265, No. 2.- p.701-703.

37, Теплицкая P.Б,, Григорьева С.A,, Скочилов В.-Г. Инверсия сильных спектральных линий при частичном перераспределении по частотам. Препринт ИСШ>. 1993.

ЛИТЕРАТУРА

1, Athay И.О. The obromoepherc and transition region - current status and future directions of modelв//Solar Phy3.-1965.-

C< 100, No. 1-2. - p.257-279.

2. Kneer F., Uattig W, The chromosphere above ounspot umbrae. II. Tl.e interpretation of the 11, К ai.J IR linaa of Oa II 11 Astron.Astrophya. - 1976. - 65, Ho.1. - p.17-28.

3. Litea B.W., Bkumanlcb A.A. A model of a sunnpot chromosphere ЪавбЗ upon OSO-B observations // Aetrophyo.J.Suppl.SerieB.-