Исследование пространственно-спектральной структуры колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук

УДК 523.98 На правах рукописи

005019346

Анфиногеытов Сергей Александрович

ИССЛЕДОВАНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННО-СПЕКТРАЛЬНОЙ СТРУКТУРЫ КОЛЕБАТЕЛЬНЫХ ПРОЦЕССОВ В АТМОСФЕРЕ НАД СОЛНЕЧНЫМИ ПЯТНАМИ

Специальность 01.03.03 - физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 6 дпр гьп

Иркутск-2012

005019346

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук

Научный руководитель:

кандидат физико-математических наук, Сыч Роберт Андреевич

Официальные оппоненты:

Тешнщкая Раиса Бенционовна, доктор физико-математических наук, ИСЗФ СО РАН, ведущий научный сотрудник

Наговицин Юрий Анатольевич, доктор физико-математических наук, ГАО РАН, ведущий научный сотрудник

Ведущая организация:

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн имени

Н.В. Пушкова РАН

Защита диссертации состоится « /£">Г ^^С 2012 г. в « » часов на заседании диссертационного совета Д.003.034.01 при Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН по адресу: 664033, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 126-А, а/я 291, ИСЗФ СО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Федерального государственного бюджетного учреждения науки Института солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН.

Автореферат разослан «_» _ 2012 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д.003.034.01 кандидат физико-математических наук

В.И. Поляков

Общая характеристика работы

Диссертация посвящена изучению пространственной и частотной структуры трехминутных колебаний интенсивности излучения над солнечными пятнами. Колебательные процессы над солнечными пятнами были впервые обнаружены Beckers, Tallant [1] в 1969 г. на фильтрограммах в линиях Н и К СаП. Обнаруженные ими вариации имеют периодичность около трех минут и наблюдаются непосредственно над тенью солнечного пятна.

Позднее Giovanelli [2] и независимо от него Zirin, Stein [3] обнаружили в фильтрограммах линии На перемещающиеся волновые фронты над полутенью пятен с характерным периодом пять минут. Явление получило название бегущих волн полутени (ВВП). ВВП обладают интересными особенностями: период вариаций увеличивается с удалением от центра пятна, а видимая скорость распространения волновых фронтов уменьшается.

Колебания в тени и ВВП являются основными процессами в хромосфере солнечных пятен. С развитием наблюдательной астрономии их проявления были обнаружены не только в хромосферных линиях оптического диапазона, но и в радиоизлучении, а также в корональных линиях крайнего ультрафиолетового диапазона.

Авторы статьи [4] одними из первых сообщили об обнаружении колебаний радиопотока с периодом 3 мин. Они проанализировали спектральный состав вариаций радиоизлучения активных областей на длинах волн 3.3 и 3.5 мм и обнаружили, что максимальная спектральная компонента соответствует трехминутному периоду. Авторы не связывали обнаруженную ими квазипериодическую компоненту с колебаниями над тенью пятна.

Подробное исследование колебаний потока микроволнового излучения от солнечных пятен было выполнено Зандановым, Ураловым [5-7] по наблюдениям на радиоинтерферометре с малой базой (РИМЕ). С его помощью были обнаружены квазипериодические колебания (КПК) с периодами 3, 5 и 7 мин. Сделан вывод о пространственном разнесении источников колебаний с разными периодами. Показано, что КПК носят цуговый характер. Обнаруженные вариации сигнала интерпретируются как отражение переходных газодинамических процессов, возникающих в хромосфере активной области. Их вероятной причиной является отклик атмосферы на крупномасштабные возмущения, обусловленные выходом новых магнитных потоков. Периоды КПК определяются температурным строением хромосферы над пятном и примерно соответствуют характерным частотам акустической отсечки медленных магнитозвуковых волн.

Механизм формирования трехминутных колебаний за счет фильтрации возмущений в многослойной атмосфере пятна был предложен Жугждой [8]. Теория фильтрации рассматривает распространение МГД-волн через стратифи-

цированную атмосферу пятна (фотосфера, температурный минимум, хромосфера, корона). На границе слоев появляются отраженные волны, интерференция которых приводит к появлению выделенных частот в спектре, на которых атмосфера пятна становится более прозрачной для медленных МГД-волн. Другими словами, атмосфера пятна рассматривается как многополосный интерференционный фильтр для волн, приходящих снизу. Такая интерпретация предсказывает дискретность спектра трехминутных колебаний.

Новые возможности по изучению колебаний над пятнами появились вместе с первыми микроволновыми наблюдениями пространственно-разрешенных источников трехминутных колебаний на радиотелескопе VLA (Very Large Array) (5 и 8.5 ГГц) [9]. Нужно отметить, что наблюдения солнечной активности на VLA носят эпизодический характер. Позднее с помощью специальных методов математической обработки данных (метод поточечной вейвлет-фильтрации) удалось разрешить пространственную структуру источников трехминутных колебаний микроволнового излучения по наблюдениям на радиогелиографе Нобеяма [10] на частоте 17 ГГц. В отличие от VLA эти наблюдения выполняются регулярно в режиме мониторинга солнечной активности.

Запуски космических аппаратов SOHO, TRACE, Hinode и др. позволили наблюдать солнечную активность в ранее недоступной для наземных инструментов крайней ультрафиолетовой и рентгеновской областях электромагнитного спектра. Трехминутные колебания были обнаружены в основаниях коро-нальных арок и наблюдались в виде волн, перемещающихся вверх и вдоль ко-рональных арок. Новейшая орбитальная обсерватория SDO еще больше расширила возможности исследования колебаний в атмосфере Солнца, обеспечив непрерывные наблюдения всей видимой стороны Солнца одновременно на разных длинах волн ультрафиолетового диапазона с беспрецедентным пространственным и временным разрешением [11]. Появилась возможность проследить развитие волновых процессов над пятном от фотосферы и температурного минимума до высокотемпературной короны.

Наблюдение короны Солнца с высоким пространственным и временным разрешением стимулировало развитие нового направления в физике Солнца -корональной сейсмологии [15]. Методы корональной сейсмологии позволяют по свойствам наблюдаемых в короне МГД-волн определять физические параметры плазмы Солнца (концентрацию, температуру, магнитное поле, проводимость, вязкость, теплопроводность), которые трудно измерить другими методами. Для исследования атмосферы над солнечными пятнами могут быть использованы трехминутные колебания, представляющие собой медленные МГД-волны, распространяющиеся в корону из тени солнечных пятен. Ценность этих колебаний как естественных природных зондов заключается в том, что они по-

стоянно наблюдаются в большинстве солнечных пятен.

Новые наблюдательные инструменты породили и новые проблемы. Поток данных с аппарата ББО достигает полутора терабайт в сутки. В таких условиях поиск интересных событий для исследования становится нетривиальной задачей. Для колебаний ситуация усложняется еще и тем, что наблюдаемые периодические вариации интенсивности излучения часто имеют малую амплитуду и могут бьгть не замечены при визуальном исследовании последовательностей изображений. Быстрые и достоверные алгоритмы обнаружения колебаний и определения их параметров становятся необходимыми в сложившихся условиях.

Развитие мировой информационной системы порождает новые требования к представлению данных наблюдений и обработке информации. Все большую популярность приобретают системы удаленной обработки данных. Примерами этого являются вычислительная сеть радиообсерватории в Нобеяме, доступ к которой осуществляется по протоколу ББН, а также информационная система радиотелескопа РАТАН-600. В последней взаимодействие с пользователем реализовано через веб-интерфейс. Преимуществом такого подхода является отсутствие необходимости наличия специфического программного и аппаратного обеспечения со стороны пользователя.

Актуальность работы

Исследование волн в солнечной плазме необходимо для понимания процессов переноса энергии в атмосфере Солнца. Колебания также могут играть важную роль в процессах энерговыделения, таких как солнечные вспышки. В этом контексте особое место занимают волновые процессы, осуществляющиеся в активных областях, а именно, в солнечных пятнах.

Исследования колебаний в солнечных пятнах насчитывают уже более сорока лет [12]. За это время были хорошо изучены параметры этих колебаний. Предложено несколько конкурирующих моделей, которые объясняют наблюдаемые свойства этих процессов [13]. Следует отметить, что исследователи до сих пор не пришли к единому мнению о физических механизмах, объясняющих возникновение и распространение колебаний в солнечных пятнах.

Несмотря на долгую историю изучения колебаний в пятнах, их связь с солнечными вспышками не получила должного внимания. Трехминутные колебания в тени и бегущие волны в полутени, являясь основными динамическими процессами в пятнах на уровне хромосферы, с большой вероятностью могут инициировать солнечную вспышку в близлежащих областях, а, возможно, и оказывать влияние на ход энерговыделения [14]. Исследование роли волновых процессов в солнечных пятнах и развития солнечных вспышек является акту-

альным для совершенствования методов выявления предвспышечных состояний активных областей и прогноза начала энерговыделения.

Кроме того, волновые процессы привлекают внимание как средство исследования солнечной атмосферы. Дело в том, что волны являются природными зондами и могут быть использованы для измерения параметров плазмы, в которой они распространяются. На этих принципах основано новое направление исследований в физике Солнца - корональная сейсмология. В атмосфере солнечных пятен почта постоянно присутствуют распространяющиеся волны. Это делает трехминутные волны над солнечными пятнами идеальным средством исследования активных областей методами корональной сейсмологии.

Для статистического исследования возможной связи между волновыми процессами в солнечных пятнах и вспышечной активностью, а также для нужд корональной сейсмологии требуются методы обнаружения колебательных процессов и определения их параметров в автоматическом режиме и в реальном времени. Существующие алгоритмы [16-18] либо не обладают высокой достоверностью, либо их быстродействие недостаточно для обработки больших массивов данных в реальном времени. Поэтому создание методов, которые решают задачу быстрого, достоверного автоматического детектирования колебаний в солнечной атмосфере является весьма актуальным.

Целью настоящей диссертационной работы является изучение пространственных, временных и частотных характеристик колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами с использованием метода поточечной вейвлет-фильтрации [8].

Для достижения поставленных целей были решены следующие задачи.

1. Разработка алгоритма выделения колебательных процессов па последовательности двумерных изображений, обладающего высокой достоверностью и быстродействием, достаточным для обработки массивов данных в реальном времени.

2. Разработка технологии автоматического измерения параметров колебательных и волновых процессов в солнечной атмосфере.

3. Исследование динамики тонкой пространственной и частотной структуры источников колебаний на разных уровнях атмосферы солнечных пятен.

4. Изучение связи характеристик колебательных процессов в атмосфере солнечных пятен с процессами вспышечного энерговыделения.

Научная новизна

1. Разработан новый, достоверный и быстрый алгоритм детектирования колебательных процессов на Солнце. Он позволяет регистрировать колебания

как с неизвестными, так и с заданными периодами. Достоинствами алгоритма являются высокая скорость работы, достоверность детектирования колебаний в присутствии шумов и малая вероятность ложных срабатываний.

2. Разработан веб-ориентированный программно-аппаратный комплекс, предназначенный для удаленной обработки временных рядов двумерных изображений (оптических, ультрафиолетовых, микроволновых и др.). Задача данного комплекса состоит в детектировании и локализации волновых и колебательных явлений в солнечной атмосфере. Адрес вычислительного сервера в сети Интернет - http://pwf.iszf.irk.ru. Применены метод поточечной вейвлет-фильтрации и разработанный автором алгоритм автоматического обнаружения колебаний.

3. Получены узкополосные изображения источников трехминутных колебаний в микроволновом (17 ГГц) и ультрафиолетовом диапазонах (1700, 1600, 304, 171, 193, 211, 335, 94 и 131 А) над солнечными пятнами. Обнаружена тонкая пространственная структура в распределении мощности колебательных процессов. В источниках колебаний выявлены V-образные структуры (волновые следы) и компактные элементы с малыми угловыми размерами порядка 10-20 угл. сек. Положения волновых следов совпадают с основаниями корональных петель. Распределение мощности трехминутных колебаний характеризуется изменчивостью на всех уровнях атмосферы.

4. Впервые обнаружены частотные дрейфы трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне. Показано, что дрейфы частоты сопровождаются изменениями пространственной структуры источников колебаний. Скорости дрейфов трехминутных колебаний растут с высотой и составляют 4-5 мГп/ч в области температурного минимума, 5-8 мГц/ч на уровне хромосферы и 11-13 мГц/ч в короне. Для всех высотных уровней превалируют отрицательные частотные дрейфы. Предложено их объяснение наложением нескольких одновременно развивающихся колебательных откликов с близкими частотами.

5. Выявлена связь между режимами колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами и вспышечной активностью в близлежащих активных областях. Показано, что медленные МГД-волны, распространяющиеся из тени солнечного пятна, могут являться триггером энерговыделения во вспышках.

Научная и практическая значимость

Разработанные методы анализа серий изображений показали свою эффективность при обнаружении колебательных процессов и достаточный уровень быстродействия для обеспечения обработки данных изображающих инструментов высокого разрешения, например SDO/A1A/HMI, в режиме реального времени. Вычисления проводились на персональном компьютере с процессором Intel

Core 2 Quad (2.4 ГГц) и 4 гигабайтами оперативной памяти. Быстродействие алгоритма достаточно для того, чтобы обрабатывать серии изображений SDO с разрешением 4096x4096 точек и временным разрешением 12 с (-1 Тб/сут).

Созданный центр обработки данных может быть использован для автоматической потоковой обработки наблюдений изображающих инструментов высокого разрешения, в том числе строящегося радиогелиографа нового поколения на базе Сибирского солнечного радиотелескопа (ССРТ). Центр позволяет производить автоматическое обнаружение колебаний и волн, определять их параметры и сохранять полученные результаты в базе данных. Следует отметить, что универсальная модульная архитектура разработанного программного обеспечения позволяет регистрировать не только колебания, но и другие явления на Солнце (например, вспышки, корональные выбросы массы, волокна, корональ-ные дыры и т. д). Таким образом, разработанный центр может быть эффективно использован для диагностики активных областей методом корональной сейсмологии.

Установление связи между колебательными процессами в солнечных пятнах и вспышками в близлежащих областях создает новые возможности их кратковременного (-20-30 мин) прогноза. В сочетании с созданной системой автоматической обработки данных эти методы могут уточнить ожидаемое время начала вспышек.

Результаты, полученные в работе, существенно дополняют и углубляют наши знания о волновых процессах в активных областях на Солнце, создавая основу для расширения теоретического представления о генерации и распространении МГД-волн в активных областях, а также о роли тонкой пространственной структуры среды в этих процессах.

Достоверность полученных результатов

Итоговые выводы и научные положения диссертационного исследования сформулированы на основе результатов расчетов, выполненных с помощью разработанных алгоритмов. Корректность методов обнаружения и определения характеристик колебаний подтверждается высокой степенью совпадения результатов расчётов с параметрами тестовых моделей. Результаты анализа колебаний согласуются с исследованиями, проведенными другими авторами [19]. Обнаруженная связь трехминутных колебаний и вспышечной активности подтвердилась независимыми исследованиями [20].

Основные положения, выносимые на защиту

1. Создание вычислительного специализированного комплекса, реализующего разработанные автором алгоритмы автоматического обнаружения

волновых процессов в солнечной атмосфере и измерения их параметров, с возможностью его использования в режиме удаленного доступа.

2. Обнаружение и объяснение тонкой пространственной структуры источников трехминутных колебаний микроволнового излучения над солнечными пятнами.

3. Обнаружение дрейфов частоты трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне и их объяснение суперпозицией излучения нескольких одновременно существующих источников колебаний с различной частотной и пространственной локализацией.

4. Выявление связи между колебательными процессами в солнечных пятнах и выделением энергии в солнечных вспышках. Показано, что волновые процессы могут являться триггером вспышек в близлежащих областях.

Апробация работы

Основные результаты диссертации докладывались на следующих конференциях.

1. Всероссийская конференция «Солнечно-земная физика», посвященная 50-летию создания ИСЗФ СО РАН (Иркутск, 28 июня - 1июля 2010 г.).

2. 7th Annual Meeting of the Asia Oceania Geosciences Society (Hyderabad International Convention Centre, 5-9 July 2010, India).

3. XI Всероссийская конференция молодых ученых по математическому моделированию и информационным технологиям (Иркутск, Старая Ангасолка, 15-21 марта 2010 г.).

4. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика 2011» (Санкт-Петербург, ГАО РАН, 2-8 октября 2011 г.).

5. Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике. ХП конференция молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом» (Иркутск., 19-24 сентября 2011 г.).

6. Algorithm comparison and effective implementation, Solar Image Processing Workshop (SIPWIV) (October 25 - November 2,2008, Baltimore, USA).

7. Brazilian Decimetric Array (BDA) Workshop, INPE (Sao Jose dos Campos, July 28 - August 1, 2008, Brazil).

8. Influence of Solar Variability on Geophysical and Heliospheric Phenomena, ILWS Meeting (October 4-9, 2009, Ubatuba, Brazil).

9. 9-я Российско-китайская международная конференция по космической погоде (Листвянка, 23-27 июня 2009 г.).

10. Всероссийская конференция «Солнечная и солнечно-земная физика». (Санкт-Петербург, 3-10 октября, 2010 г.).

11. Astronomy and Beyond: Astrophysics, Cosmology and Gravitation, Cos-

momicrophysics, Radio-Astronomy and Astrobiology. 10-th International Gamow Summer School (August 23-28, 2010, Odessa, Ukraine).

12. Workshop on MHD Waves and Seismology of the Solar Atmosphere, BUKS 2010 Meeting at St. Andrews University (June 9-11,2010, St. Andrew, Scotland).

13. 13th European Solar Physics Meeting (September 12-16, 2011, Rhodes, Greece).

14. RHESSI Workshop and High Energy Solar Physics Symposium (October 17-21,2011, Nanjing, China).

Практической апробацией явилось также успешное выполнение проектов РФФИ: 08-02-91860-К0_а «Взаимосвязь слоев солнечной атмосферы с помощью магнитогидродинамических волн»; 10-02-00153 «Термодинамические модели и динамический режим солнечной атмосферы по наблюдениям в сильных спектральных линиях и в радиодиапазоне»; 08-02-92204-ГФЕН_а «Диагностика процессов энерговыделения и ускорения частиц в солнечных вспышках по микроволновому излучению»; 08-02-13633-офи_ц «Создание единой информационной системы анализа и прогноза солнечной активности по данным российских космических исследований»; 05-07-90147-в «Информационная система, ориентированная на анализ солнечной активности по данным радио- и ультрафиолетовых гелиографов ИСЗФ и ФИАН». Представленные в диссертации результаты исследования были поддержаны международным грантом 7-й Европейской рамочной программы международного обмена сотрудников научных учреждений (PIRSES-GA-2011).

Публикации

Материалы диссертации опубликованы в 8 печатных работах, из них 4 статьи в журналах, рекомендованных ВАК доя публикации результатов диссертаций.

Личный вклад автора

Содержание диссертации и основные положения, выносимые на защиту, отражают персональный вклад автора в опубликованные работы.

Подготовка к публикации полученных результатов проводилась совместно с соавторами. Алгоритмы, описанные в главе 1, разработаны и реализованы лично автором. Центр обработки данных pwf.iszf.irk.ru (глава 1) создан автором лично, соавторы принимали участие в постановке задачи и тестировании. Исследования, описанные в главах 2, 3 и 4, проводились совместно с соавторами, использовалось разработанное автором программное обеспечение, автор участвовал в постановке задачи, анализе экспериментальных данных, их интерпретации и формулировке основных выводов.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, 4 глав, заключения и библиографии. Общий объем диссертации 113 страниц, включая 44 рисунка. Библиография включает 98 наименований.

Содержание работы

Во введении обоснована актуальность диссертационной работы, сформулирована цель и аргументирована научная новизна исследований, показана практическая значимость и достоверность полученных результатов, представлены выносимые на защиту научные положения и их апробация докладами на ряде конференций и публикациями.

Первая глава диссертации посвящена разработанным алгоритмам и методам анализа последовательностей изображений.

В разделе 1.1 дан обзор существующих алгоритмов обнаружения колебаний и измерения их параметров. Показаны их достоинства и недостатки. Рассмотрены следующие алгоритмы и методы: карты периодов [21], обнаружение волновых пакетов с помощью вейвлет-анализа [17], кросс-когерентность [16], байесовский подход [18].

Алгоритм метода цветовых карт периодов [16] основан на поиске максимума модуля быстрого преобразования Фурье для каждого пикселя изображения. Этот метод обладает высоким быстродействием, но требует участия человека для отсеивания ложных срабатываний и выделения источников колебаний. Алгоритм, предложенный в [17], основан на непрерывном вейвлет-анализе. Он находит значимые волновые пакеты и ранжирует их от одиночных до многократных. Выделение источников колебаний производится в ручном режиме. На практике такой метод оказался медленным и малоэффективным. Алгоритм, представленный в работе [16], основан на анализе когерентности сигнала в соседних точках изображения. Для каждого пикселя вычисляются кросс-спектры между ним и его ближайшим окружением и выявляются области на изображении с большими значениями когерентности. Этот алгоритм имеет большую вычислительную сложность и не является полностью автоматическим. В работе [18] представлен алгоритм, основанный на байесовском спектральном анализе временных серий и фильтрации изображений и позволяющий рассчитать критерий достоверности обнаружения колебаний. Метод хорошо показал себя при работе с реальными данными. К его недостаткам можно отнести большую вычислительную сложность и возможность детектирования колебаний только в ограниченном, заранее заданном диапазоне частот.

В разделе 1.2 описывается разработанный автором алгоритм автоматического обнаружения колебаний по сериям двумерных изображений, основанный

на применении методов Фурье и вейвлет-анализа. Перед началом разработки были сформулированы следующие требования к алгоритму.

1. Уверенное обнаружение колебаний при отношении сигнал/шум порядка единицы.

2. Минимальная вероятность ложных срабатываний.

3. Быстродействие, достаточное для обработки данных с высоким пространственным и временным разрешением в реальном времени.

4. Детектирование колебаний как с заданными, так и с неизвестными периодами.

С целью достижения минимально возможного количества ложных срабатываний алгоритма рассмотрены возможные ситуации, в которых алгоритмы обнаружения колебаний могут работать неправильно: фоновые непериодические вариации сигнала, импульсные помехи (всплески), краевые эффекты.

Предложены эффективные методы предварительной обработки, минимизирующие вероятность ложных срабатываний: совмещение изображений, нормализация сигнала в каждой точке по среднеквадратичному отклонению, вычитание медленных трендов, детектирование всплесков в сигнале, подавление краевых эффектов с помощью умножения на оконную функцию, применение фильтра высоких частот.

Алгоритм состоит из трех этапов: предварительная обработка; расчет критерия присутствия колебаний для каждой точки изображения и построение карты колебательной активности; выделение компактных областей, в которых значение критерия присутствия колебаний больше порогового. В качестве критерия обнаружения колебаний используется максимальное значение мощности преобразования Фурье сигнала в случае, когда период колебаний неизвестен, и узкополосное изображение источника колебаний, когда требуется исследовать колебания с заданным периодом.

Проведено тестирование алгоритма на модели, представляющей собой серию изображений, на которых присутствуют следующие объекты: область с синусоидальными колебаниями; область с медленно возрастающей интенсивностью (медленный тренд); область с гауссовым импульсом и добавлением фонового шума с нормальным распределением. Объекты разного типа перекрываются, поэтому в некоторых точках модели присутствуют как колебания, так и помехи в виде медленного тренда и всплесков. С помощью разработанного алгоритма в данной модели были успешно обнаружены все заданные источники колебаний.

Проведены испытания на изображениях Солнца в линиях крайнего ультрафиолета по данным SDO/AIA (29 июня 2010 г., активная область NOAA 11084) и TRACE (4 мая 2005 г., активная область NOAA 10756). В рассмотренных слу-

чаях на диске Солнца существовала единственная униполярная активная область с хорошо развитым солнечным пятном в основании. В обеих сериях наблюдений алгоритм выявил источники колебаний над солнечным пятном, совпадающие с основаниями корональных петель.

Как при обработке модельных данных, так и при анализе реальных наблюдений ложных срабатываний алгоритма не обнаружено.

В разделе 1.3 дано описание метода поточечной вейвлет-фильтрации (ПВФ). Метод предназначен для исследования пространственно-распределенных источников колебаний в солнечной атмосфере и основан на непрерывном вейвлет-преобразовании с материнской функцией Морле. В основе метода лежит непрерывное вейвлет-преобразование серии двумерных изображений Солнца, которое используется для построения двумерных карт источников колебаний в заданной полосе частот. Метод ПВФ предоставляет широкие возможности изучения колебательных и волновых процессов, что позволяет определить частоты колебаний, присутствующие в сигнале; построить двумерное изображение источника колебаний для заданной полосы частот; выделить из сигнала периодические составляющие (вейвлет-фильтрация); построить мгновенные карты характеристик колебательных процессов (периода, мощности, фазы и фазовой скорости) для заданного момента времени и частоты.

Возможность исследования динамики пространственного распределения характеристик источников колебаний является отличительной особенностью метода ПВФ.

Метод проверен при анализе модельных и реальных данных (8БО/А1А, 211 А). Показана достоверность определения параметров колебаний, в которых содержатся широкополосные фоновые возмущения и шум.

Проведено тестирование метода на модельном сигнале, содержащем три источника колебаний с разными параметрами и шум с нормальным распределением. Выделены положения всех источников колебаний. Найденные значения параметров совпали с заложенными в модель (рис. 1).

Работа метода с реальными данными продемонстрирована на примере обработки серии изображений активной области ЫОАА 11092 (3 августа 2010 г.) в крайнем ультрафиолете (211 А), полученных телескопом А1А на космическом аппарате ББО (рис. 2). Выделено изображение источников трехминутных колебаний в основаниях корональных арок, построены карты фазы колебаний и видимых фазовых скоростей. Полученные данные согласуются с современными теоретическими представлениями о распространении МГД волн в атмосфере солнечных пятен и с результатами, полученными с помощью других методов и инструментов.

Рис. 1. Тестирование метода ПВФ на модельных данных: один кадр из модельного ряда изображений (а); глобальный вейвлет-спектр (ГВС) (б); узкополосные изображения источников колебаний с периодами 15 (в), 35 (г) и 80 (д) секунд. Цифрами обозначены процессы, заложенные в модель: бегущая волна с периодом 15 с (1); бегущая волна с периодом 35 с (3); стоячая волна с периодом 80 с (2).

В разделе 1.4 дано описание разработанного автором автоматизированного программно-аппаратного комплекса обработки солнечных данных.

В подразделе 1.4.1 описывается система удаленного доступа к программно-аппаратному комплексу обработки данных. Система позволяет удаленному пользователю загрузить свои данные на сервер ИСЗФ и обработать их с помощью метода ПВФ. Интерактивный интерфейс реализован в виде веб-приложения и доступен по адресу http://pwf.iszf.irk.ru. В качестве клиентского программного обеспечения может быть использован любой веб-браузер.

В подразделе 1.4.2 рассмотрена система автоматического обнаружения и регистрации колебательных процессов на Солнце. Для автоматического обнаружения, классификации и определения параметров колебательных процессов применяются алгоритмы, описанные в разделах 1.2 и 1.3. Вся информация сохраняется в базе данных для дальнейшего использования. Отладка системы осуществлялась на модельных данных с последующим испытанием на серии реальных изображений Солнца. В настоящее время система внедрена в эксплуатацию и используется для автоматического поиска источников трехминутных колебаний по ежедневным данным 800/А1А.

Результаты первой главы диссертации опубликованы в [1*-4*].

I 1.4x10* » 1.2x10 ' 10x10*

8.0x10'

секунды дуги

Рис. 2. Результаты обработки серии изображений активной области ЫОАА 1 ] 092 в линии крайнего ультрафиолета (211 А, 500/А1А): глобальный вейвлет-спектр (а); узкополосное изображение источников трехминутных колебаний (б); пространственное распределение фазы колебаний (я) и скорости распространения бегущих волн (г).

Вторая глава посвящена исследованию структуры распределения мощности трехминутных колебаний на разных уровнях атмосферы солнечного пятна.

В разделе 2.1 на примере активной области NOAA 10756 исследовано распространение трехминутных волн в корональных арках, связанных с солнечным пятном. Использовались наблюдения орбитальной обсерватории TRACE, сделанные 4 мая 2005 г. в 03:30-03:50 UT в линии крайнего ультрафиолета 171 A (FelX). Источник колебаний был обнаружен с помощью разработанного автором алгоритма автоматического детектирования колебаний. Визуальное исследование серии оригинальных изображений подтвердило существование волн, распространяющихся вдоль корональных петель в сторону от пятна.

Детальное исследование обнаруженных колебаний проведено с помощью метода ПВФ. Изображение источников трехминутных колебаний в микроволновом и ультрафиолетовом диапазонах показано на рис. 3. Источники колебаний имеют хорошо различимые продолговатые структуры, вытянутые вдоль направления магнитного поля. С помощью пространственно-временных срезов в этих структурах было обнаружено распространение волновых фронтов вдоль направления корональных арок, а, следовательно, и вдоль магнитного поля. Сделан вывод, что продолговатые детали на узкополосном изображении источ-

NoRH 17GHz, 03:50-05:20 UT

04-May-2005. TRACE 171A, 03:30-03:50 UT

X. (arc secj

X, ¡arc sec)

Рис. 3. Сравнение источников трехминутных колебаний в микроволновом и крайнем ультрафиолетовом диапазоне: изображение активной области NOAA 10756 за 4 мая 2005 г. в белом цвете, полученное орбитальной обсерваторией TRACE (а) (белые контуры - изображение источника трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне (17 ГГц) по данным NoRH (03:50-04:20 UT), черный пунктир - контуры источника микроволнового радиоизлучения в канале круговой поляризации); б - источники трехминутных колебаний в короне (03:30-03:50 TJT) (белые контуры) изображение активной области в крайнем ультрафиолете (TRACE, 171 А) (черные контуры).

ников трехминутных колебаний, отмечают пути волн, распространяющихся из нижних слоев атмосферы в корону.

В разделе 2.2 рассмотрена пространственная структура и динамика трехминутных колебаний в переходной зоне по данным наблюдений в микроволновом диапазоне, проведенных на радиогелиографе Нобеяма. Обнаружено, что большая часть мощности колебаний сосредоточена в нескольких областях вы тянутой (волновые следы) или симметричной формы, расположенных над тенью пятна. Показано, что отдельные компоненты источника колебаний связаны с основаниями корональных структур. Проведено исследование стабильности обнаруженных областей с повышенной мощностью колебаний. Для этого непрерывная последовательность радиоизображений длительностью два с половиной часа анализировалась с помощью метода ПВФ. Обнаружено, что волновые следы не являются стационарными образованиями. Пространственное распределение мощности колебаний изменяется, одни элементы появляются, другие исчезают. Характерный временной масштаб изменения конфигурации источников колебаний составляет 30-40 мин и по порядку величины совпадает со средним временным интервалом между цугами трехминутных колебаний.

Результаты второй главы диссертации опубликованы в [1*, 2*, 5*, 6*].

В третьей главе исследована связь трехминутных колебаний в пятнах с энерговыделением во время солнечных вспышек в близлежащих областях.

В разделе 3.1 описаны квазипериодические вариации потока микроволнового излучения в активной области ШАА 10756 во время ее прохождения по диску Солнца с 28 апреля по 4 мая 2005 г. Во время наблюдений выбранная активная область оставалась единственной на диске. В ней произошло несколько вспышек.

Анализ корреляционного сигнала №э1Ш выявил постоянные квазипериодические вариации потока радиоизлучения с периодом около 3 мин на протяжении всего времени наблюдения. Присутствие периодической компоненты как перед началом вспышек, так и во время высвобождения энергии дало возможность исследовать связь между эволюцией колебательных процессов в пятне и вспышечным энерговыделением.

В разделе 3.2 исследована солнечная вспышка 28 апреля 2005 г. Анализ корреляционных кривых показал, что на предвспьппечной стад™ амплитуда цугов трехминутных колебаний значительно увеличивается. Цуг с максимальной амплитудой появляется за 15-20 мин до начала вспышки. Наблюдаемое явление свидетельствует о наличии связи между трехминутными колебаниями и процессом вспышечного энерговыделения. Сделано предположение, что медленные МГД-волны, двигающиеся вверх вдоль силовых линий магнитного поля, могут быть триггером начала солнечной вспышки. С помощью метода ПВФ было проведено детальное исследование пространственной структуры источников колебаний во время усиления колебательной активности перед вспышкой и непосредственно во время вспышки. Было обнаружено, что источники колебаний перед вспышкой образуют У-образные детали (волновые следы), вытянутые вдоль корональных структур, видимых в крайнем ультрафиолете. Эти детали интерпретируются как пути распространения волн вдоль силовых линий магнитного поля. Ориентация следов в сторону местоположения будущей вспышки указывает на взаимосвязь волнового и вспышечного процессов. Существование трехминутной периодичности в интенсивности вспышечного радиоизлучения является дополнительным аргументов в пользу реальности этой связи.

В разделе 3.3 исследована солнечная вспышка 4 мая 2005 г. Как и в событии, рассмотренном в разделе 3.2, трехминутные колебания наблюдаются на протяжении всех стадий развития вспышки. За 10-20 мин до начала вспышки амплитуда цуга трехминутных колебаний значительно превысила средний уровень мощности колебаний. На вспышечной стадии, так же как и в предыдущем случае, была зарегистрирована трехмипутная периодичность в виде последовательности всплесков микроволнового излучения.

С помощью метода ПВФ был проведен анализ пространственной конфигурации источников трехминутных колебаний в атмосфере пятна. Было обна-

ружено, что источник колебаний имеет V-образную форму. Эта структура ориентирована по направлению к месту вспышки. Однако в отличие от вспышки 28 апреля 2005 г. местоположения пятенного и вспышечного радиоисточников существенно разнесены. Это позволило получить одновременные детальные изображения источников трехминутных колебаний в пятне и во вспышке. Возникшая V-образная структура ориентирована поперек корональных арок, видимых в крайнем ультрафиолете. Возможно, это указывает на наличие высоколе-жащих арок с температурой, значительно отличающейся от температуры формирования линии 171 Á.

Результаты третьей главы диссертации опубликованы в [5*, 8*].

В четвертой главе исследованы вариации частоты трехминутных колебаний.

В разделе 4.1 исследованы вариации частоты колебаний на разных уровнях атмосферы над солнечными пятнами. Использовались данные наблюдений в микроволновом, ультрафиолетовом и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Вейвлет-анализ показал наличие как амплитудной, так и частотной модуляции трехминутных колебаний суммарного потока излучения от активной области. Колебания наблюдаются в виде последовательности цугов волн (амплитудная модуляция). Средняя продолжительность цуга составляет -13 мин. Динамика частоты колебаний исследована с помощью метода вейвлет-скелетонов [22]. Установлено, что частота колебаний испытывает вариации внутри каждого отдельного цуга. В большинстве случаев наблюдается дрейфы частоты. Встречаются дрейфы в сторону как высоких, так и низких частот, причем последние преобладают. В некоторых цугах (менее 10 % от общего числа) наблюдаются вариации частоты колебаний без четко выраженного тренда. Произведено сравнение параметров частотной модуляции для наблюдений на разных уровнях солнечной атмосферы. Установлена зависимость роста наблюдаемой скорости частотного дрейфа с увеличением высоты (4—5 мГц/ч в области температурного минимума, 5-8 мГц/ч на уровне хромосферы и 11-13 мГц/ч в короне).

В разделе 4.2 рассмотрена эволюция пространственной структуры источников колебаний во время дрейфов частоты. Обнаружение амплитудной и частотной модуляции трехминутных колебаний ставит вопрос о причинах этой модуляции. Исследование изменений в пространственной структуре источников колебаний во время частотных дрейфов может дать указание на природу частотной модуляции этих колебаний. Узкополосные изображения источников колебаний были построены с использованием метода ПВФ для разных уровней солнечной атмосферы над пятном. Использовались данные наблюдений NoRH на частоте 17 ГГц, а также TRACE (на длине волны 171 А) и SDO/AIA на девяти длинах волн ультрафиолетового диапазона (1600,1700,335,304,211,195,171,131 и 94 Á).

На всех уровнях солнечной атмосферы обнаружена фрагментация источников трехминутных колебаний. В нижних слоях солнечной атмосферы (температурный минимум и нижняя хромосфера) источник колебаний состоит из симметричных деталей малого углового размера, почти равномерно заполняющих центральную часть тени пятна. На уровне верхней хромосферы он также фрагментирован и заполняет всю тень пятна. Интересно, что вместе с размером самого источника увеличились и размеры его фрагментов. На корональном уровне источник состоит из двух компонент. Первая заполняет часть полутени, вторая имеет вид продолговатых структур, связанных с основаниями корональ-ных петель. Развитие дрейфа частоты сопровождается значительными структурными изменениями источников колебаний. Появление новых фрагментов совпадает с началом развития очередного цуга волн.

В разделе 4.3 предложена интерпретация дрейфов частоты колебаний с учетом наблюдаемой эволюции структуры источников колебаний над солнечным пятном. В качестве возможного механизма, объясняющего наблюдаемые свойства трехминутных колебаний, был рассмотрен отклик изотермической атмосферы на импульсные возмущения, приходящие из нижних слоев атмосферы солнечного пятна. Эволюция широкополосного импульса приводит к формированию колебательного отклика с частотой, близкой частоте акустической отсечки [6,18].

В области температурного минимума частота отсечки соответствует периоду 3 мин. Каждая активная область обладает тонкой структурой в виде магнитных трубок с разными параметрами плазмы. Это возможно вследствие того, что сильное магнитное поле подавляет теплопроводность в направлении поперек силовых линий. Поэтому в разных структурах активной области могут возникать колебательные отклики с разными периодами. Наблюдения в радиодиапазоне не позволяют разрешить в полной мере тонкую пространственную структуру колебаний из-за недостаточной разрешающей способности инструментов. Колебания с различными частотами накладываются друг на друга, и наблюдаемые осцилляции имеют сложную частотную структуру.

Механизм, объясняющий дрейфы частоты колебаний проиллюстрирован моделью. Показано, что суперпозиция нескольких колебательных откликов с близкими частотами может приводить к дрейфу частоты колебаний интегрального сигнала.

Результаты четвертой главы диссертации опубликованы в [6*, 7*].

В заключении сформулированы основные результаты диссертации.

1. Разработан и реализован алгоритм автоматического обнаружения источников колебаний в атмосфере Солнца. Проведено тестирование алгоритма как на модельных, так и на реальных данных. Результаты тестирования показали высокую скорость работы алгоритма, достоверность детектирования колебаний и минимальную вероятность ложных срабатываний.

2. Усовершенствован метод поточечной вейвлет-фильтрации. Разработан новый способ построения узкополосных изображений источников колебаний. Разработан алгоритм получения карт фазовых скоростей распространяющихся волн. Проведена оптимизация программного кода с целью ускорения вычислений.

3. Разработана система автоматического обнаружения и отслеживания колебательных процессов в атмосфере Солнца. Система предусматривает обработку непрерывного потока изображений и накопление информации об источниках колебаний. Проведено тестирование системы на модельной последовательности изображений. Система запущена в эксплуатацию для построения ежедневных изображений и поиска источников трех- и пятиминутных колебаний на диске Солнца по данным наблюдений 500/А1А.

4. Разработан программно-аппаратный комплекс, реализованный в виде веб-сайта http:Wpwf.iszf.irk.ru и предназначенный для удаленной обработки данных в интерактивном режиме. Заинтересованным пользователям предоставлена возможность использования метода поточечной вейвлет-фильтрации и вейвлет-анализа одномерных массивов данных для исследования квазипериодических процессов. Пользователь может загрузить на сайт серии изображений для обработки и ознакомиться с возможностями сервиса на демонстрационном примере.

5. Установлено, что источники трехминутных колебаний характеризуются тонкой пространственной структурой, которая наблюдается на всех уровнях солнечной атмосферы и проявляется в виде отдельных пространственно-разнесенных фрагментов. В короне эти фрагменты совпадают с основаниями корональных арок. На хромосферных высотах фрагменты в основном равномерно заполняют пространство над тенью пятна. Пространственная конфигурация источников колебаний нестабильна и изменяется с характерным временем порядка 30 мин. Изменения заключаются в перераспределении мощности колебаний между отдельными элементами.

6. Показано, что за 10-20 мин до начала вспышки наблюдается усиление мощности трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне. Это усиление сопровождается появлением в пространственном распределении мощности колебаний новых У-образных деталей (волновых следов), направленных в сторону местоположения будущей вспышки. Выдвинута гипотеза о том, что трехминутные колебания могут служить триггером возникновения солнечных вспышек, а значительное усиление амплитуды цугов непосредственно перед вспышкой можно рассматривать как ее предвестник.

7. Показано, что колебания наблюдаются в виде последовательных цугов, каждый из которых характеризуется собственной динамикой частоты и амплитуды. Длительность цугов составляет -10-20 мин со средним значением -13 мин. Установлено, что частота трехминутных колебаний в пределах одного

цуга непостоянна. В большинстве случаев наблюдаются хорошо выраженные дрейфы частоты колебаний. Обнаружены частотные дрейфы в сторону как увеличения, так и уменьшения частоты. Дрейфы частоты трехминутных колебаний наблюдаются на разных уровнях солнечной атмосферы, начиная от температурного минимума до короны. Обнаружен эффект возрастания скорости дрейфа частоты колебаний с высотой. Последовательные цуги и связанные с ними частотные дрейфы перекрываются по времени.

8. Для объяснения наблюдаемых свойств трехминутных колебаний сделано предположение, что каждый цуг колебаний является откликом изотер ми-ческой атмосферы на широкополосное возмущение среды. Цуги отличаются друг от друга своей локализацией, периодом и мощностью колебаний. Наличие мелкомасштабных деталей в пространственном распределении параметров плазмы (температуры, плотности, магнитного поля) обусловливает появление тонкой структуры частоты и мощности колебаний. Одновременное развитие нескольких колебательных откликов в сочетании с ограниченным пространственным разрешением наблюдательных инструментов может привести к суперпозиции цугов в регистрируемом сигнале. Такое наложение является причиной кажущегося эффекта дрейфов частоты трехминутных колебаний.

Публикации по теме диссертации

1*. Sych R., Nakariakov V., Anfinogentov S., Ofman L. Web-based data processing system for automated détection of oscillations with applications to the solar atmosphère // Solar Phys. 2010. V. 266, N 2. P. 349-367.

2*. Sych R., Nakariakov V., Anfinogentov S. Interactive remote data processing using pixelize wavelet filtration (PWF-method) and PeriodMap analysis II 37th COSPAR Scientific Asserably. 2008. Vol. 37. P. 3106.

3*. Анфиногентов C.A., Сыч P.A. Автоматическое детектирование колебаний в атмосфере Солнца с помощью метода поточечной вейвлет-фильтрации // Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике. Труды ХП Конференции молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом». Иркутск, 2011. С. 48—49.

4*. Sawant H.S. Gopalswamy N., Rosa R.R., Sych R.A., Anfinogentov S.A., Femandes F.C.R., Cecatto J.R. Costa J.E.R. The Brazilian decimetric array and space weather// J. Atm. Solar-Terr. Phys. 2011. V. 73. P. 1300-1310.

5*. Sych R., Nakariakov V.M., Karlicky M., Anfinogentov S. Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active région flares //Astron. Astrophys. 2009. V. 505. P. 791-799.

6*. Sych R., Zaqarashvili T.V., Nakariakov V.M., Anfinogentov S.A., Shi-

basaki К., Yan Y. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots // Astron. Astrophys. 2012. V. 539. P. 10.

7*. Анфиногентов C.A., Сыч P.A. Исследование частотной стабильности трехминутных колебаний в атмосфере солнечных пятен // Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике. Труды ХП Конференции молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом». Иркутск, 2011. С. 50-52.

8*. Смольков Г.Я., Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Уралов A.M., Бакунина И.А., Руденко Г.В., Сыч Р.А., Анфиногентов С.А., Мышьяков И.И. К прогнозам солнечных вспышек: состояние, проблемы и подходы // Солнечно-земная физика. 2011. Вып. 18. С. 74-78.

Цитируемая литература

1. Beckers J.M., Tallant Р.Е. Chromospheric inhomogeneities in sunspot umbrae // Solar Phys. 1969. V. 7. P. 351-365.

2. Giovanelli R.G. Oscillations and waves in a sunspot // Solar Phys. 1972. V. 27. P. 71-79.

3. Zirin H., Stein A. Observations of running penumbral waves // Astrophys. 1.1972. V. 178. P. L85+.

4. Simon M., Shimabukuro F.I. Observations of the solar oscillatory component at a wavelength of 3 millimeters//Astrophys. J. 1971. V. 168. P. 525.

5. Занданов В.Г., Уралов A.M. Стабильные квазипериодические компоненты флуктуаций солнечного микроволнового излучения // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. Вып. 65. Р. 97-107.

6. Занданов В.Г., Уралов A.M. Реакция микроволнового излучения локальных источников на выход магнитного поля в корону // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. Вып. 65. Р. 107-120.

7. Zandanov V.G., Uralov A.M. Pulsations of microwave emission as a consequence of oscillatory transients in the solar atmosphere II Solar Phys. 1984. V. 93. P. 301-304.

8. Жугжда Ю.Д. Трехминутные колебания в солнечных пятнах: сейсмология атмосферы солнечных пятен // Письма в АЖ. 2007. Т. 33, № 9. С. 698-720.

9. Nindos A. et al. Spatially resolved microwave oscillations above a sunspot // Astron. Astrophys. 2002. V. 386. P. 658-673.

10. Sych R.A., Nakariakov V.M. The pixelised wavelet filtering method to study waves and oscillations in time sequences of solar atmospheric images // Solar Phys. 2008. V. 248. P. 395-408.

11. Pesnell W.D., Thompson B.J., Chamberlin P.C. The Solar Dynamics Ob-

servatory (SDO) // Solar Phys. 2012. V. 275. P. 3-15.

12. Bogdan T.J. Sunspot Oscillations: A Review (Invited Review) // Solar Phys. 2000. V. 192. P. 373-394.

13. Bogdan T.J., Judge P.G. Observational aspects of sunspot oscillations // Royal Society of London Philosophical Transactions. Series A. 2006. V. 364. P. 313-331.

14. Nakariakov V.M. et al. Oscillatory processes in solar flares // Plasma Physics and Controlled Fusion. 2010. V. 52, N 12. P. 124009.

15. Nakariakov V.M., Verwichte E. Coronal seismology: Seismology of the corona of the Sun // Astron. Geophys. 2004. V. 45, V. 4. P. 040000-040004.

16. Mcintosh S., De Pontieu B., Tomczyk S. A coherence-based approach for tracking waves in the solar corona // Solar Phys. 2008. V. 252, N 2. P. 321-348.

17. De Moortel I., McAteer R.T.J. Waves and wavelets: An automated detection technique for solar oscillations II Solar Phys. 2004. V. 223, N 1. P. 1-11.

18. Ireland J. et al. Automated detection of oscillating regions in the solar atmosphere II Solar Phys. 2010. V. 264. P. 403-431.

19. De Moortel I. Propagating magnetohydrodynamics waves in coronal loops // Royal Society of London Philosoph.l Trans. Series A. 2006. V. 364. P. 461-472.

20. Abramov-Maximov V.E., Gelfreikh G.B., Shibasaki K. Quasi-periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations // Solar Phys. 2011. V. 273. P. 403-412.

21. Nakariakov V., King D. Coronal Periodmaps // Solar Phys. 2007. V. 241, N 2. P. 397-409.

22. Mallat S. A Wavelet Tour of Signal Processing: Second Edition. San Diego Academic Press, 1999. 620 p.

23. Rae I.C., Roberts B. Pulse propagation in a magnetic flux tube // Astrophys. J. 1982. V. 256. P. 761-767.

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН Заказ № 126 от 4 апреля 2012 г. Объем 24 с. Тираж 150 экз.

61 12-1/990

Федеральное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук

На правах рукописи УДК 523.98

Анфиногентов Сергей Александрович

ИССЛЕДОВАНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННО-СПЕКТРАЛЬНОЙ СТРУКТУРЫ КОЛЕБАТЕЛЬНЫХ ПРОЦЕССОВ В АТМОСФЕРЕ НАД СОЛНЕЧНЫМИ ПЯТНАМИ

01.03.03 - физика Солнца

ДИССЕРТАЦИЯ на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель к. ф.-м. н.

Сыч Роберт Андреевич

Иркутск - 2012

Содержание

Введение...........................................................................................................................4

Глава 1. Методы исследования волновых процессов в атмосфере Солнца21

1.1 Обзор существующих алгоритмов...............................................................21

1.2 Алгоритм автоматического обнаружения колебаний................................26

1.3 Поточечная вейвлет-фильтрация.................................................................34

1.4 Автоматизация обработки потоковых данных...........................................47

1.5 Выводы............................................................................................................57

Глава 2. Пространственная структура источников трёхминутных колебаний......................................................................................................................59

2.1 Трёхминутные волны в корональных арках, связанных с солнечными пятнами.......................................................................................................................59

2.2 Фрагментация пятенных источников трёхминутных колебаний по данным микроволновых наблюдений......................................................................63

2.3 Выводы............................................................................................................67

Глава 3. Связь трёхминутных колебаний и вспышек.....................................68

3.1 Микроволновое излучение активной области АЯ 10756..........................68

3.2 Вспышка 28 апреля 2005...............................................................................72

3.3 В спышка 4 мая 2005......................................................................................77

3.4 Трёхминутные колебания, как триггер вспышечного энерговыделения82

3.5 Выводы............................................................................................................83

Глава 4. Частотная динамика трёхминутных колебаний...............................85

4.1 Вариации частоты колебаний на разных уровнях атмосферы пятен......86

4.2 Связь дрейфов частоты колебаний с изменениями их пространственной структуры....................................................................................................................95

4.3 Трёхминутные колебания, как отклик на широкополосные импульсы..99

4.4 Выводы..........................................................................................................102

Заключение..................................................................................................................104

Список литературы...................................................................................................106

Введение

Диссертация посвящена изучению пространственной и спектральной структуры трёхминутных колебаний в атмосфере над солнечными пятнами. Колебания, связанные с солнечными пятнами, были открыты Беккерсом и Талантом [1]. Они обнаружили быстроразвивающиеся неоднородности интенсивности над тенью солнечного пятна на фильтрограммах в Н и К линиях Call. Наблюдаемые вариации обладали периодичностью около 145 секунд. Это явление была названо вспышки в тени (umbral flashes). Позднее Джиованелли [2] обнаружил колебания лучевых скоростей в линии На с амплитудой 3 км/с и периодом около 165 секунд.

Он предположил, что колебания представляют собой гравитационные волны в тени пятна.

Для наблюдателя трёхминутные колебания хромосферы пятна выглядят следующим образом. Процесс начинается внутри тени пятна с так называемой вспышки в тени. Они наблюдается как периодические вариации яркости, сосредоточенные в очень маленькой области. Затем от места возникновения радиально распространяются дугообразные волновые фронты. Колебания яркости длятся несколько периодов (обычно 4 - 5), образуя цуг волн.

Источники вариаций излучения возникают в случайных местах внутри тени пятна [3]. Картина, наблюдаемая в хромосферных линиях, напоминает всплеск от камня, брошенного в воду [4]. Такие трёхминутные волны обладают рядом особенностей: период колебаний зависит от пространственного положения и изменяется от 2.5 - 3 минут в центре тени до почти 4-х минут на границе тень-полутень; видимая скорость распространения фронта волны также не остаётся постоянной, а уменьшается при приближении к границе тень-полутень. Типичные значения скорости -40-70 км/с [5,6].

Бегущие волны в полутени (БВП) — первое периодическое явление, обнаруженное в полутени [2,7]. БВП представляют собой периодические возмущения, радиально распространяющиеся от границы тень-полутень в сторону от центра пятна. БВП хорошо видны в сильных хромосферных резонансных линиях [8,9].

Они образуются на внешних 10% радиуса тени и распространяются со скоростью 10-20 км/с, полностью исчезая около внешней границы полутени [2]. Джиоване-ли предположил, что БВП представляют собой альвеновские волны, так как они наблюдаются в лучевых скоростях, но не видны в интенсивности. Значение видимой скорости распространения БВП по порядку величины близко к скорости звука в хромосфере, что дало основание для альтернативной точки зрения. Зирин и Штейн [7] предположили, что БВП — это звуковые волны, двигающиеся вдоль магнитного поля. Однако, эти волны появляются на внешней границе полутени, где магнитное имеет слабое наклонение [1]. Поэтому они должны уходить из хромосферы вдоль линий магнитного поля, что не согласуется с наблюдениями.

Толщину слоя, в котором распространяются бегущие волны, довольно сложно оценить, однако есть свидетельства, что даже фотосфера полутени участвует в этих колебаниях [10]. БВП обладают любопытным свойствам. Их фазовая скорость уменьшается при продвижении через полутень от 10 - 15 км/с у границы тени до 4 - 8 км/с на внешней границе полутени [11-13].

Другое интересное свойство БВП — уменьшение частоты колебаний с удалением от центра пятна. Частота монотонно уменьшаются от 4 - 5 мГц возле границы тень-полутень до 0.7 - 1.5 мГц на внешней границе полутени [14,15]. Некоторые авторы даже выделяют низкочастотные колебания на внешней границе полутени в отдельный тип восьмиминутных колебаний [10] Запуски космических обсерватории Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) [16], Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) [17] и Hinode [18] позволили наблюдать солнечную активность в недоступной ранее для земных инструментов крайней ультрафиолетовой и рентгеновской областях электромагнитного спектра. Наблюдения, сделанные этими аппаратами, подтвердили, что в солнечной короне происходят колебательные процессы. Научное сообщество приложило большие усилия для изучения этих явлений. За годы, прошедшие со времени запусков этих аппаратов написано огромное количество статей. Подробные обзоры приведены в [19-21].

Квазипериодические вариации интенсивности были обнаружены в коро-нальных щётках [22,23], а затем в основаниях корональных петель, связанных с

солнечными пятнами [24-26]. Они были интерпретированы, как распространяющиеся медленные МГД волны, так как движутся с околозвуковой скоростью и видны в виде вариаций интенсивности (а следовательно, и плотности). Зарегистрированы периоды колебаний вблизи трёх и пяти минут [27]. Наблюдаемая периодичность и локализация источников колебаний позволяют предположить, что они физически связаны колебаниями в тени солнечных пятен (период 3 минуты) и хромосферных флокулах (период 5 минут). Существование этих колебаний объясняется проникновением волн из хромосферы в корону. Поэтому такие волны могут служить одним из основных способов переноса энергии из нижних слоев атмосферы Солнца в корону [28]. Наблюдаемые параметры этих колебаний (период, затухание) несут информацию о физических условиях в солнечной короне [29,30].

Авторы статьи [31] одними из первых сообщили о колебаниях радиопотока с периодом 3 минуты. Они проанализировали спектральный состав вариаций радиоизлучения активных областей на длинах волн 3.3 мм и 3.5 мм и обнаружили, что максимальная спектральная компонента соответствуют периоду 180 секунд. Авторы не связывали обнаруженную ими квазипериодическую компоненту с трёхминутными колебаниями над тенью пятна.

Позже Занданов и Уралов [32] исследовали квазипериодические компоненты (КПК) флуктуаций солнечного микроволнового излучения. Одновременные наблюдения проводились на радиоинтерферометрах с малой базой (РИМБ) в ГАО АН СССР (Мексика, 3.9 см) и СибИЗМИРе (Иркутск, 3.2 см). Спектральный анализ выявил КПК с периодами 3,5 и 7 минут, отличающиеся высокой стабильностью. Колебания с периодами 3 и 5 минут наиболее отчётливо выделяются в канале поляризации и имеют цуговый характер. Взаимосвязи между 3 и 5 минутными КПК не обнаружено. Авторы обращают внимание на наличие тонкой спектральной структуры у 3 и 5 минутных КПК.

В работах [32,33] 3 и 5 минутные колебания интерпретируются как отражение переходных газодинамических процессов в хромосфере активной области, сопровождающих выход нового магнитного потока. Наличие в спектре выделен-

ных компонент объясняется в рамках предложенной авторами модели тем, что в атмосфере существуют протяженных области с низким градиентом температуры. При этом частота колебаний зависит только от температуры внутри такой области и близка к локальной частоте акустической отсечки.

Первые наблюдения трёхминутных колебаний с пространственным разрешением были сделаны на радиогелиографе «Нобеяма» [34] на частоте 17 ГГЦ. Авторы статьи [35] обнаружили близкие к гармоническим вариации циклически поляризованной компоненты микроволнового радиоисточников над солнечными пятнами. Период обнаруженных колебаний лежит в диапазоне 120 - 220 секунд. Авторы связывают эти вариации с трёхминутными колебаниями, наблюдающимися в хромосферных линиях над солнечными пятнами.

Позднее Шибасаки [36] провел сопоставление наблюдений трёхминутных колебаний в микроволновом излучении на частоте 17 ГГц по данным 1Чо1Ш и в ультрафиолетовом диапазоне по данным спектрографа БЦМЕК космического аппарата БОНО. Был сделан вывод о том, что трёхминутные колебания, наблюдаемые в микроволновом диапазоне, представляют собой распространяющиеся медленные МГД волны, вызванные резонансными возмущениями на частоте акустической отсечки. Источники возмущений находятся в зоне температурного плато вблизи температурного минимума над тенью пятна. Значение температуры было оценено по частоте колебаний и составило 4100К.

Наблюдения микроволновых солнечных радиоисточников на частоте 5 и 8.5 ГГц, сделанные на радиотелескопе УЬА, позволили впервые непосредственно наблюдать тонкую пространственную структуру трёхминутных колебаний по радионаблюдениям [37]. Обнаружено, что большая часть мощности трёхминутных колебаний в микроволновом диапазоне сосредоточена в мелкомасштабных фрагментах на границе тень-полутень.

В настоящее время существует несколько теорий генерации колебаний в атмосфере пятна. Согласно одной из них, стратифицированная атмосфера пятна работает, как резонатор для магнитоакустогравитационных (МАГ) волн, в котором формируются резонансные колебания с периодом около трёх минут. В рамках

теории хромосферного резонанса БВП часто интерпретируют, как утечку волновой энергии из резонатора. При этом считается, что эти волны распространяются в горизонтальной плоскости в направлении внешней границы солнечного пятна и являются прямым физическим продолжением трёхминутных колебаний в тени пятна. В настоящее время теория хромосферного резонанса не нашла своего подтверждения.

Согласно второй концепции, горизонтального распространения волн в хромосфере нет вообще, а есть «кажущаяся картина» (visual pattern), которая вызвана тем, что волны, распространяющиеся вдоль линий магнитного поля разной длины и кривизны, испытывают разные запаздывания при прохождении нижних слоев атмосферы пятна [38]. Такой сценарий успешно объясняет уменьшение скорости распространения волн с удалением от источника. В рамках концепции «кажущейся картины» существует объяснение уменьшения частоты колебаний с удалением от центра пятна [39]. Авторы статьи [39] объясняют уменьшение частоты хромосферных колебаний изменением частоты акустической отсечки, которая связана с наклоном линий магнитного поля. Наибольшая частота отсечки в тени пятна, где магнитное поле перпендикулярно поверхности Солнца, и минимальная на внешних границах полутени, где магнитное поле почти горизонтальное.

Сценарий проникновения МАГ волн из фотосферы в хромосферу лёг в основу теории фильтрации, разработанную Жугждой [40,41]. Теория фильтрации рассматривает распространение МГД волн через стратифицированную атмосферу пятна (фотосфера - температурный минимум - хромосфера - корона). На границе слоев появляются отраженные волны, интерференция которых приводит к появлению выделенных частот в спектре, на которых атмосфера пятна становится более прозрачной для медленных МГД волн. Другими словами атмосфера пятна рассматривается как многополосный фильтр для волн приходящих снизу. Такая интерпретация предсказывает дискретность спектра трёхминутных колебаний. Однако, четких доказательств дискретности спектра трёхминутных колебаний на настоящий момент получено не было. Напротив, в ряде работ указывается на непрерывный характер спектра трёхминутных колебаний. В своих расчётах Жугжда

использует одномерную модель атмосферы над пятном. Поэтому пространственное поведение скорости и частоты колебаний в статье [41] не затронуто.

В пользу интерпретации трёхминутных колебаний, как волн распространяющихся вверх вдоль линий магнитного поля говорит также известный наблюдательный факт присутствия трёхминутных волн в основаниях корональных петель, связанных с тенью пятна. Колебания были обнаружены в линиях крайнего ультрафиолета в данных TRACE (171А), SOHO CDS (Fe XVI ,0 III, О V, Mg IX), SOHO SUMER, SMM UVSP [19,21,25-27,42].

Научное сообщество до сих пор не пришло к единому мнению о природе явления бегущих волн в полутени. В частности, не ясна связь БВП с трёхминутными колебаниями в тени пятна. Некоторые исследователи считают пятиминутные колебания прямым продолжением трёхминутных колебаний в тени [43,44]. Тот факт, что некоторые фронты трёхминутных колебаний проходят через границу тень-полутень и двигаются дальше вплоть до внешней границы полутени, свидетельствует в пользу этой гипотезы. Единой природы трёх и пятиминутных колебаний также подтверждается сходством в феноменологии этих явлений. Оба типа волн имеют дугообразные фронты, распространяющиеся от центра пятна наружу. В обоих случаях наблюдается схожая зависимость частоты колебаний и видимой скорости распространения фронтов от расстояния от центра пятна.

Другие авторы полагают трёх- и пятиминутные колебания в хромосфере разными частотными модами, распространяющимися независимо. Авторы статей [45,46] показали, что фронты БВП не связаны с волнами внутри тени. С помощью фильтрации они разделили трёхминутные колебания в тени пятна и пятиминутные БВП и обнаружили, что в обеих компонентах скорости распространения остаются постоянными. Также показано, что картина распространяющихся волн в тени непостоянна и периодически переходит в картину стоячих волн.

Волновые и колебательные явления в различных частях солнечной атмосферы могут инициировать и модулировать вспышечное высвобождение энергии. В этом случае периодичность колебаний проявится в потоке излучения от вспышки в виде квазипериодических пульсаций. Это может быть достигнуто различны-

ми механизмами. В сценарии, предложенном Накаряковым [47], энергия поперечных колебаний корональных петель (кинк или сосисочная мода) может периодически проникать в магнитную нейтральную точку или линию, расположенную рядом. Проходящая быстрая МГД волна за счет рефракции фокусируется и увеличивает свою амплитуду. Это периодически генерирует очень острые пики плотности электрического тока в окрестности нейтральной точки, которая в свою очередь может быть затронута токовой нестабильностью плазмы. Эта неустойчивость может вызвать микротурбуленцию и, следовательно, рост удельного сопротивления плазмы на несколько порядков, что может привести к периодической инициации процессов магнитного пересоединения. В результате колебания проявятся в виде периодических вариаций вспышечного излучения.

Волны сжатия могут вызывать периодическое пересоединение за счет изменения плотности плазмы вблизи нулевой точки. Эта возможность была численно исследована в статье [48] при интерпретировании 3-5 минутной периодичности, обнаруженной в повторяющихся эруптивных событиях в переходной области [49]. Вариации плотности влекут за собой периодические вариации скорости дрейфа электронов. В зависимости от отношения электронной и протонной температур значение скорости дрейфа определяет бунемановскую или ионно-звуковую неустойчивость а, следовательно, и аномальное удельное сопротивление. Периодическое аномальное увеличение сопротивления ведет к периодиче�