Исследование пространственно-временных характеристик колебательных процессов в хромосфере солнечных пятен тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Российская академия наук Сибирское отделение Институт солнечно-земной физики

На правах рукописи УДК 520 24 , 523 98

Колобов Дмитрий Юрьевич

ИССЛЕДОВАНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫХ ХАРАКТЕРИСТИК КОЛЕБАТЕЛЬНЫХ ПРОЦЕССОВ В ХРОМОСФЕРЕ

СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

Специальность 01 03 03 - физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

--ю^йзд

Иркутск - 2008

003164539

Работа выполнена в Институте солнечно-земной физики СО РАН

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Кобанов Николай Илларионович

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук профессор Обридко Владимир Нухимович

доктор физико-математических наук профессор Алтынцев Александр Тимофеевич

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН

Защита состоится 12 марта 2008 г в 14 часов на заседании диссертационного совета Д 003 034 01 Института солнечно-земной физики СО РАН, по адресу 664033, Иркутск, ул Лермонтова 126а а/я 291

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИСЗФ СО РАН

Автореферат разослан " января 2008 г

Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат физико-математических наук

С И Поляков

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы Исследование распространяющихся волн в солнечной плазме необходимо для понимания процессов обмена энергией между разными слоями солнечной атмосферы и в итоге подводит нас к фундаментальной проблеме нагрева короны Солнечное пятно является наиболее подходящим объектом для таких исследований, поскольку предоставляет экспериментатору довольно широкий ассортимент физических условий темная и холодная тень соседствует с более горячей полутенью и окрестностями, вертикальное магнитное поле в центре пятна переходит в почти горизонтальное в полутени, где наблюдаются мощные квазнстационарные течения, именуемые эвершедовскими

На сегодняшний день установленным фактом является наличие периодических движений в хромосфере солнечного пятна Хорошо изучены характерные частоты этих котебаний и предложены различные модели, раскрывающие их природу Тем не менее, наиболее острым и часто обсуждаемым вопросом является возможная связь между трехминутными осцилляциями в тени пятна и бегущими волнами полутени Широко распространено мнение о том, что пятиминутные колебания в полутени являются прямым физическим продолжением трехминутных колебаний в тени на хромосферном уровне В тоже время, наиболее дискуссионным остается вопрос о количественных характеристиках скорости распространения волнового фронта и пространственно-временной локализации Последнее определяет представления о связи различных колебательных мод в пятне Сложная динамика процессов не позволяет оценить эти параметры непосредственно из диаграмм скорости (как при наблюдении с фильтрами, так и со спектрографом) Декларируемые разными исследователями скорости распространения лежат в широком диапазоне значений (8-70 км/с) и применяемые методики зачастую либо не надежны, либо не дают информации о том, колебаниям каких частот присущи измеряемые параметры

Причина подобных затруднений обусловлена природой изучаемого явле-

пня — в солнечной атмосфере могут одновременно сосуществовать колебательные процессы различных периодов и пространственных масштабов Очевидно, для их изучения нужен метод, позволяющий отличить свойства одних колебаний от других и снизить к минимуму влияние субъективного фактора при оценке конкретных параметров Как показано в данной работе, частотная фильтрация сигнала решает эту проблему

Достаточно актуальной задачей является получение подходящих экспериментальных данных Считается очевидным, что колебания в пятнах связаны с магнитным полем физическую интерпретацию сравнительно проще проводить для пятен правильной формы с развитой полутенью, имеющих менее сложную топологию магнитного поля

Цель работы

Цель работы заключается в решении следующих основных задач

1 Получить наблюдательный материал, позволяющий адекватно оценивать основные параметры распространяющихся волновых процессов в атмосфере солнечных пятен

2 Определить характерные особенности, которые могли бы служить признаками распространяющихся волновых движений в наблюдательных данных

3 Проанализировать, имеются ли основания полагать о наличии прямой связи между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени на хромосферном уровне

4 Получить количественные оценки характеристик распространяющихся волн для выделенных частотных мод

Научная новизна работы

1 Разработан спектрополяриметр и создан пакет программ, с помощью которого обработаны полученные данные, позволяющие произвести на-

дежные оценки свойств распространяющихся колебательных процессов в солнечных пятнах

2 В работе впервые широко применен метод частотной фильтрации к исследованию пространственно-временных характеристик колебательных движений в солнечных пятнах

3 Результаты по измерению скорости распространения волн, а так же по анализу их пространственно-временной локализации являются новыми и вносят принципиальные изменения в общее представление о колебаниях в пятнах Впервые было показано, что наблюдаемые ранее эффекты понижения частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна являются следствием совместного действия разных колебательных мод н исчезают при введении частотной фильтрации

Достоверность результатов, представленных в диссертации, обеспечивается адекватным использованием собственного наблюдательного материала и применением современных методик его обработки, а так лее подтверждается самыми современными данными с космического аппарата Нто<1е Результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в ведущих рецензируемых журналах, доложены на международных и российских конференциях

Научное и практическое значение работы

1 Полученные результаты пополняют наши знания о природе колебательных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитного поля и расширяют основу для создания теорий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы

2 Измеренные характеристики разных колебательных мод в пятне важны для лучшего понимания физики процессов и способствуют созданию более реалистичных численных моделей

3 Принципы, лежащие в основе разработанного спектроиоляриметриче-ского прибора, применимы для ряда экспериментальных задач физики Солнца, и окажутся полезными при исследовании различных аспектов солнечного магнетизма (в том числе при освоении ИК диапазона)

Созданный программный пакет, благодаря функциональной гибкости, пригоден для проведения спектрального анализа на других инструментах, где используется спектрограф и может быть адаптирован для работы с данными, полученными с новыми оптическими схемами

На защиту выносятся следующие результаты

1 Создан спектрополяриметр для измерения продольного магнитного поля и лучевых скоростей с оптимальным использованием светового потока Разработан пакет программ для обработки данных спектрополя-риметра и построения пространственно-временных диаграмм лучевых скоростей, яркости и магнитного поля, с возможностью их последующего анализа на предмет существования колебательных процессов

2 Показано, что "шевронные" структуры на пространственно-временных диаграммах лучевой скорости являются надежным индикатором распространяющихся волновых процессов в солнечной плазме и характерны для большинства исследованных пятен правильной формы

3 Исследована пространственная локализация разных частотных мод в хромосфере пятна Показано, что пространственно-временные характеристики распространяющихся трехминутных колебаний в тени пятна исключают их прямую связь с бегущими волнами полутени

4 Установлено, что горизонтальная фазовая скорость составляет 40-70км/с для трехминутных колебаний в тени пятна, и 30-70км/с для бегущих волн полутени Ранее наблюдаемое понижение частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна объяснено совместным действием разных частотных мод

Апробация работы Основные результаты работы докладывались на международных симпозиумах "Waves & Oscillations In The Solar Atmosphere Heating And Magneto-Seismology", Порламар (IAUS247, 2007), "Solar Activity and its Magnetic Origin", Каир (IAUS233, 2006), а так же школах молодых ученых "Взаимодействие полей и излучения с веществом", Иркутск

(БШФФ, 2004) ' Волновые процессы в проблеме космической погоды", Иркутск (БШФФ, 2003) Доклады по результатам диссертации были заслушаны на семинарах отдела физики Солнца ИСЗФ СО РАН (Иркутск), а так же на семинаре Национальной Астрономической Обсерватории Китайской Академии Наук (Пекин, 17 11 2006)

Публикации. По теме диссертации опубликовано 6 работ Личный вклад автора В совместных исследованиях автору принадлежит равное участие на всех этапах от постановки наблюдательного эксперимента и анализа данных до получения выводов и написания статей

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка литературы (149 наименований), и двух приложений Содержит страниц - 100, таблиц - 2, рисунков - 29

Содержание работы

Во введении к диссертации обоснован выбор темы исследования и ее актуальность, определены цели и задачи работы, раскрыта новизна и сформулированы основные положения, выносимые автором на защиту

В первой главе диссертации описывается созданный спектрополя-риметр, с помощью которого получен наблюдательный материал (временные серии спектрограмм), представляющий собой основу для анализа пространственно-временных характеристик бегущих волн в пятнах Дается общее представление о принципах функционирования приборов этого типа и актуальных проблемах, требующих решения Подробно обсуждается устройство разработанного спектрополяриметра, предназначенного для измерения лучевых скоростей и продольного магнитного поля с помощью эффекта Зее-мана В приборе осуществлена идея пространственной модуляции анализируемого излучения, при этом не требуется изменений в оптической схеме спектрографа, и, что важно, можно обойтись одним фотоприемником Появляется возможность осуществить разные режимы работы одним прибором (магнитограф, Стокс-метр, лямбда-метр), не прибегая к радикальным изменениям в оптической и электронной схемах Описывается последовательность действий, в которой вычисляются карты магнитного поля и лучевых скоростей Приводятся основные формулы для расчета соответствующих физических величин Обсуждается вопрос оценки шумов и реальной точности получаемых магнитограмм, при использовании низкоскоростной астрономической ПЗС-матрицы

В главе так же уделено внимание программному пакету для анализа спек-трополяриметрических данных Принципиальной особенностью спектрального анализа при помощи ЭВМ является необходимость наличия возможности вмешаться в процесс обработки данных на любом этапе выполнения задачи Программный пакет решает задачу построения пространственных и пространственно-временных диаграмм лучевой скорости, продольного магнитного поля и интенсивности излучения При этом учитывается специфика

оптических схем, при которых были получены спектрограммы Еще одной задачей является анализ полученных диаграмм — выделение колебаний определенной частоты и измерение их свойств (амплитуды скорости, пространственной локализации, скорости распространения волн и т п ) В параграфе обосновывается выбор языка программирования, на котором реализован пакет (Interactive Data Language) Важным этапом при редукционной обработке данных является так называемая "коррекция за плоское поле" — учет неодинаковой чувствительности элементов ПЗС матрицы к интенсивности регистрируемого излучения Сложность процедуры восстановления кадра плоского поля при работе со спектрографом состоит в том, что необходимо получить подходящую серию спектрограмм с помощью имеющегося оптического тракта телескопа В ином случае утратится информация об интерференции и других эффектах, возникающих на }злах оптической системы, а так же может измениться освещенность поверхности фотодетектора и длина волны излучения Последние обстоятельства немаловажны, так как чувствительность элементов матрицы зависит от частоты электромагнитного излучения, а зависимость регистрируемой интенсивности света от "загрязненности" фотодетектора может быть нелинейной Предложенная методика коррекции за плоское поле с использованием вейвлет-фильт рации поясняется на примере реальных серий спектрограмм

Вторая глава представляет собой обзор проведенных ранее исследований колебаний в солнечных пятнах, освещает основные идеи, предложенные различными исследователями для объяснения их природы Обсуждаются современные экспериментальные сведения и обозначены актуальные направления для дальнейших исследований

О распространяющихся волнах в пятнах известно давно, но нх происхождение остается открытым вопросом Последнее во многом связано с отсутствием надежных оценок некоторых важных свойств этих явлений Анализ, проведенный различными исследователями, приводит к разным выводам в вопросе о природе колебаний Актуальная задача - выявить пути, каким образом методики анализа, наблюдений и их интерпретаций приводят к расхождениям Одним из важных пунктов при ее решении является накопление наблюдательного материала Недостаток данных с подходящим временным разрешением отчасти является причиной, почему далеко не все из проводивших-

ся ранее исследований ставили целью детальное изучение таких параметров волнового процесса как скорость распространения и пространственная локализация При этой проблеме существует не менее важная — методическая Колебания, наблюдаемые на Солнце, имеют широкий частотный диапазон, и при их исследовании всегда возникает вопрос об идентификации наблюдаются свойства одного или нескольких процессов7 Последнее в значительной степени определяет успех дальнейшего понимания природы движения солнечной плазмы

Третья глава диссертации посвящена исследованию пространственно-временных характеристик колебательных процессов в хромосфере солнечных пятен, описываются наблюдательный материал и методика анализа, обсуждаются результаты в контексте работ, выполненных другими авторами

В первом параграфе главы описывается методика, по которой были получены серии спектрограмм на горизонтальном солнечном телескопе Саянской Солнечной Обсерватории В работе использовались данные 2002, 2004 и 2005 годов Всего была проанализирована 21 временная серия для 11 солнечных пятен Время каждой серии составляет около одного часа, при каденции 0 2-5 секунд За счет используемого метода возможны одновременные наблюдения продольного магнитного поля, лучевой скорости и интенсивности в линии Ге I и лучевой скорости и интенсивности в линии На

Второй параграф дает сведения об использовавшемся методе частотной фильтрации для анализа свойств колебательных процессов Суть ее состоит в том, что при обратном вейвлет преобразовании исходного сигнала учитываются (фильтруются) только выбранные периоды колебаний (временные масштабы), и, соответственно, в восстановленном сигнале будут присутствовать только они Для фильтрации сигнала лучевой скорости и интенсивности в качестве базисной функции использовался вейвлет Морле шестого порядка Именно частотная фильтрация дает возможность обнаружить цуговый характер распространяющихся волн, а так же измерить скорость распространения волнового фронта и пространственную длину волны Методы, основанные на классическом Фурье преобразовании, в данном случае трудноприменимы, поскольку упомянутые выше характеристики волнового процесса зависят от времени

Третий параграф посвящен характерным особенностям, которые слу-

жат признаками распространяющихся волновых движений в наблюдательных данных Как известно, трехминутные колебания лучевой скорости в хромосфере пятна представляют собой обычное явление для большинства пятен Однако четко отличимые бегущие волны встречаются не часто При подборе соответствующего масштаба пространственно-временных диаграмм лучевых скоростей, бегущие волны выглядят как наклоненные полосы, причем по их наклону к горизонтальной оси можно судить о скорости распространения волн чем больше наклон, тем ниже скорость распространения, и наоборот, чем меньше наклон, тем выше скорость распространения В случае стоячих волн на диаграмме присутств} ют горизонтальные полосы Если распространяющийся волновой фронт симметричен, то картина будет представлять собой "шеврон" (см рис 1а) В полученных наблюдательных данных шевронные структуры обычно появляются цугами, состоящими из двух-четырех колебаний В часовой временной серии может быть два-три таких цуга В некоторых сериях они отсутствуют вообще Термины ''шеврон" и 1 шевронные структуры" употребляемые в данной работе, относятся исключительно к пространственно-временным диаграммам лучевой скорости и интенсивности, полученным для фиксированного положения входной щели спектрографа (на серии фильтрограмм, представленной как фильм, процесс распространения волны выглядит иначе концентрические полосы, идущие от тени к периферии пятна) На достаточно обширном наблюдательном материале было показано, что шевронные структуры на полутоновых диаграммах лучевой скорости являются надежным индикатором распространяющихся волн в солнечной атмосфере

В четвертом параграфе представлено исследование характеристик основных волновых мод в хромосфере пятна их пространственной локализации и горизонтальной скорости распространения

В ходе анализа данных было выявлено, что распространяющиеся в пятне трехминутные колебания локализованы в тени и не проникают в полутень, тогда как бегущие волны с пятиминутным периодом, возникая в тени, прослеживаются вплоть до внешней границы полутени Как показано в работе, принципиальным для анализа пространственной локализации бегущих волн, а так же для измерения их скорости распространения, является использование методов частотной фильтрации Последние предоставляют возможность

выделить интересующую частоту колебания и достоверно измерить характеристики процесса Для отчетливого выделения бегущих волн полутени на пространственно-временных диаграммах, нужно устранить из сигнала частоты выше 4 5 мГц (трехминутные колебания в тени) и ниже 2 мГц (осцилляции потока Эвершеда во внешней полутени) После такой фильтрации на диаграмме отчетливо видны колебания с пятиминутным периодом Именно пятиминутная мода показывает четко выраженный процесс распространения волн в полутени пятна, таким образом, разумно ее и считать основной модой бегущих волн полутени

Диаграммы распределения мощности лучевой скорости показывают сложную структуру Трехминутные колебания локализованы в центральной части тени пятна, тогда как пятиминутные колебания наблюдаются как в тени, так и в полутени, и даже за пределами пятна Временная локализация отфильтрованных мод четко демонстрирует, что трехминутные и пятиминутные колебания могут и появляться совместно, и происходить в различные моменты времени, а их максимумы мощности не совпадают Прямая взаимосвязь между ними не прослеживается Этим не подтверждаются выводы других авторов о том, что распространяющиеся пятиминутные колебания в полутени могут являться простым продолжением трехминутных колебаний в тени Мощность трехминутных колебаний резко падает за внутренней границей полутени, что так же не свидетельствует в пользу гипотезы о прямой связи между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени Пространственная локализация трехминутных "шевронов" обычно совпадает с продольной составляющей магнитного поля

Проекция скорости распространения волн на плоскость, перпендикулярную лучу зрения, может быть определена из анализа положения и формы "шеврона", а так же по фазовой задержке между колебаниями двух пространственных элементов Измеренные значения для 11 солнечных пятен (21 временная серия) более чем в два раза превышают общепринятую величину, и этот факт ставит новые вопросы о природе наблюдаемого явления Как видно на примере рис 2, фазовая скорость, определенная по временной задержке между колебаниями двух пространственных элементов, является высокой и равна 60 км/с (принимается, что 1" соответствует 725 км на Солнце) Схожее значение получено и по оценке наклона "шеврона" (рис 16) Скорость распро-

и X

ю

V ~ 62 км/с

-о.з ИТ +о.з

км/с

14" V я 60 км/с

i 8

00 гч

а) б)

Рис. 1. К определению фазовой скорости волны. Фрагмент пространственно-временной диаграммы лучевой скорости для пятна а) МОАА 791, трехминутный период, выделенный с помощью вейвлет фильтрации; б) 1ЧОАА 661, пятиминутный период, выделенный с помощью вейвлет фильтрации. Черные области соответствуют подъему вещества, белые - опусканию

0.30 Г

0.15 \/

17"

7

О о.оо-О-

0

Й -0.15

1 -о.зо

Л-

Р

тк!'

у ■

; 1

V; \а

о

10

20

время, минуты

30

40

Рис. 2. Фазовая задержка между колебаниями в двух пространственных точках пятна НОАА 661 (7" и 17" от центра тени). Пятиминутный период выделен с помощью вейвлет

фильтрации

странения волны остается постоянной по мере движения от тени к периферии пятна наклоны "шевронов" на диаграммах мало меняются со временем

В пятом и шестом параграфах показано, что наблюдаемые в предыдущих исследованиях эффекты понижения частоты и скорости распространения волн в атмосфере пятна являются следствием совместного действия разных частотных мод и исчезают при введении частотной фильтрации Рассматриваются два сценария для объяснения наблюдаемых колебательных движений Пространственная локализация волновых процессов и высокие скорости распространения плохо согласуются с общепринятым объяснением -физической волной, распространяющейся из тени к периферии пятна (сценарий "trans-sunspot wave"), - и не противоречат той точке зрения, что явление представляет собой иллюзорную картину, появляющуюся в результате фазовой задержки между волнами, распространяющимися вверх в атмосфере пятна (сценарий 'Visual pattern")

В заключении сформулированы основные выводы диссертационной работы, которые базируются на данных, полученных с помощью созданного спектрополяриметра Результаты проведенного исследования пополняют наши знания о природе колебательных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитного поля и расширяют основу для создания теорий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы Принципы, лежащие в основе разработанного спектрополяри-метрического прибора и методик анализа данных, могут использоваться для спектрального анализа на других инструментах

Основные положения диссертации отражены в следующих работах

[1] Kobanov N I, Kolobov D Y, Makarchik D V Umbral Three-Minute Obcillationb and Running Penumbra! Waveb // Sol Phys — 2006 — November - Vol 238 - Pp 231-244

[2] Kolobov D Y, Kobanov N I, Gngoryev V M Different modeb for bpectropolarimetnc measurementb // IAU Symp 233 Waves & Obcillationb In The Solar Atmosphere Heating And Magneto-Seismology / Ed by V Bothmer, A A Hady - 2006 - Pp 447-448

[3] Кобанов Н И, Григорьев В М, Колобов Д Ю Способ получения магнитограмм солнечной поверхности Патент 2280880 РФ МПК С01У 1/00 // БИ 2006 №21

[4] Колобов Д Ю, Кобанов Н И Опыт применения ферроэлектрических жидких кристаллов в спектрополяриметрических исследованиях Солнца // Труды Байкал молодеж шк по фундам физике (БШФФ-2004) — 2004 - С 191-193

[5] Колобов Д Ю , Кобанов Н И Распространяющиеся волны в хромосфере солнечных пятен // Солнечно-земная физика — 2006 — Т 9 — С 151154

[6] Колобов Д Ю, Кобанов Н И, Бородин А Н Стенд для исследования электрооптических фазовых модуляторов//Труды Байкал молодеж шк по фундам физике (БШФФ-2003) - 2003 - С 143-145

9с

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН Заказ № 11 от 16 января 2008 г Объем 16 с Тираж 150 экз

Введение.

1 Спектрополяриметр для исследования солнечных магнитных полей и лучевых скоростей

1.1 Принципы работы и оптическая схема.

1.2 Построение карты магнитного поля.

1.3 Оценки шумов и реальной точности получаемых магнитограмм

1.4 Пакет программ для обработки данных спектрополяриметра.

2 Колебательные процессы в солнечных пятнах (аналитический обзор)

2.1 Общетеоретические представления.

2.2 Современные экспериментальные исследования.

3 Исследование пространственно-временных характеристик колебательных процессов в хромосфере солнечных пятен

3.1 Наблюдательный материал.

3.2 Частотная фильтрация сигнала лучевой скорости и яркости

3.3 "Шевроны" как индикатор распространяющихся волн.

3.4 Характеристики основных волновых мод в хромосфере пятна.

3.4.1 Пространственная локализация различных частотных мод.

3.4.2 Фазовые скорости распространяющихся волновых движений.

3.5 Интерпретация наблюдений

3.6 Сценарии для объяснения наблюдаемых волновых процессов в тени и полутени солнечных пятен.

3.6.1 Возможность прямой связи колебаний в тени и бегущих волн полутени

3.6.2 Общий подфотосферный источник.

Актуальность проблемы

Исследование распространяющихся волн в солнечной плазме необходимо для понимания процессов обмена энергией между разными слоями солнечной атмосферы и в итоге подводит нас к фундаментальной проблеме нагрева короны. Солнечное пятно является наиболее подходящим объектом для таких исследований, поскольку предоставляет экспериментатору довольно широкий ассортимент физических условий: темная и холодная тень соседствует с более горячей полутенью и окрестностями, вертикальное магнитное поле в центре пятна переходит в почти горизонтальное в полутени, где наблюдаются мощные квазистационарные течения, именуемые эвершедовскими.

На сегодняшний день установленным фактом является наличие периодических движений в хромосфере солнечного пятна. Хорошо изучены характерные частоты этих колебаний и предложены различные модели, раскрывающие их природу. Тем не менее, наиболее острым и часто обсуждаемым вопросом является возможная связь между трехминутными осцилляциями в тени пятна и бегущими волнами полутени. Широко распространено мнение о том, что пятиминутные колебания в полутени являются прямым физическим продолжением трехминутных колебаний в тени на хромосферном уровне. В тоже время, наиболее дискуссионным остается вопрос о количественных характеристиках: скорости распространения волнового фронта и пространственно-временной локализации. Последнее определяет представления о связи различных колебательных мод в пятне. Сложная динамика процессов не позволяет оценить эти параметры непосредственно из диаграмм скорости (как при наблюдении с фильтрами, так и со спектрографом). Декларируемые разными исследователями скорости распространения лежат в широком диапазоне значений (8-70 км/с) и применяемые методики зачастую либо не надежны, либо не дают информации о том, колебаниям каких частот присущи измеряемые параметры.

Причина подобных затруднений обусловлена природой изучаемого явления — в солнечной атмосфере могут одновременно сосуществовать колебательные процессы различных периодов и пространственных масштабов. Очевидно, для их изучения нужен метод, позволяющий отличить свойства одних колебаний от других и снизить к минимуму влияние субъективного фактора при оценке конкретных параметров. Как показано в данной работе, частотная фильтрация сигнала решает эту проблему.

Достаточно актуальной задачей является получение подходящих экспериментальных данных. Считается очевидным, что колебания в пятнах связаны с магнитным полем: физическую интерпретацию сравнительно проще проводить для пятен правильной формы с развитой полутенью, имеющих менее сложную топологию магнитного поля.

Цель работы

Цель работы заключается в решении следующих основных задач:

1. Получить наблюдательный материал, позволяющий адекватно оценивать основные параметры распространяющихся волновых процессов в атмосфере солнечных пятен.

2. Определить характерные особенности, которые могли бы служить признаками распространяющихся волновых движений в наблюдательных данных.

3. Проанализировать, имеются ли основания полагать о наличии прямой связи между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени на хромосферном уровне.

4. Получить количественные оценки характеристик распространяющихся волн для выделенных частотных мод.

Научная новизна работы:

1. Разработан спектрополяриметр и создан пакет программ, с помощью которого обработаны полученные данные, позволяющие произвести надежные оценки свойств распространяющихся колебательных процессов в солнечных пятнах.

2. В работе впервые широко применен метод частотной фильтрации к исследованию пространственно-временных характеристик колебательных движений в солнечных пятнах.

3. Результаты по измерению скорости распространения волн, а так же по анализу их пространственно-временной локализации являются новыми и вносят принципиальные изменения в общее представление о колебаниях в пятнах. Впервые было показано, что наблюдаемые ранее эффекты понижения частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна являются следствием совместного действия разных колебательных мод и исчезают при введении частотной фильтрации.

Достоверность результатов, представленных в диссертации, обеспечивается адекватным использованием собственного наблюдательного материала и применением современных методик его обработки, а так же подтверждается самыми современными данными с космического аппарата Hinode. Результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в ведущих рецензируемых журналах, доложены на международных и российских конференциях.

Научное и практическое значение работы:

1. Полученные результаты пополняют наши знания о природе колебательных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитного поля и расширяют основу для создания теорий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы.

2. Измеренные характеристики разных колебательных мод в пятне важны для лучшего понимания физики процессов и способствуют созданию более реалистичных численных моделей.

3. Принципы, лежащие в основе разработанного спектрополяриметриче-ского прибора, применимы для ряда экспериментальных задач физики Солнца и окажутся полезными при исследовании различных аспектов солнечного магнетизма (в том числе при освоении ИК диапазона). Созданный программный пакет благодаря функциональной гибкости пригоден для проведения спектрального анализа на других инструментах, где используется спектрограф, и может быть адаптирован для работы с данными, полученными с новыми оптическими схемами.

На защиту выносятся следующие результаты:

1. Создан спектрополяриметр для измерения продольного магнитного поля и лучевых скоростей с оптимальным использованием светового потока. Разработан пакет программ для обработки данных спектрополя-риметра и построения пространственно-временных диаграмм лучевых скоростей, яркости и магнитного поля, с возможностью их последующего анализа на предмет существования колебательных процессов.

2. Показано, что "шевронные" структуры на пространственно-временных диаграммах лучевой скорости являются надежным индикатором распространяющихся волновых процессов в солнечной плазме и характерны для большинства исследованных пятен правильной формы.

3. Исследована пространственная локализация разных частотных мод в хромосфере пятна. Показано, что пространственно-временные характеристики распространяющихся трехминутных колебаний в тени пятна исключают их прямую связь с бегущими волнами полутени.

4. Установлено, что горизонтальная фазовая скорость составляет 40-70 км/с для трехминутных колебаний в тени пятна, и 30-70 км/с для бегущих волн полутени. Ранее наблюдаемое понижение частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна объяснено совместным действием разных частотных мод.

Апробация работы. Основные результаты работы докладывались на международных симпозиумах: "Waves Sz Oscillations In The Solar Atmosphere:

Heating And Magneto-Seismology", Порламар (IAUS247, 2007); "Solar Activity and its Magnetic Origin", Каир (IAUS233, 2006), а так же школах молодых ученых "Взаимодействие полей и излучения с веществом", Иркутск (БШФФ, 2004), "Волновые процессы в проблеме космической погоды", Иркутск (БШФФ, 2003). Доклады по результатам диссертации были заслушаны на семинарах отдела физики Солнца ИСЗФ СО РАН (Иркутск), а так же на семинаре Национальной Астрономической Обсерватории Китайской Академии Наук (Пекин, 17.11.2006).

Публикации. По теме диссертации опубликовано 6 работ.

Личный вклад автора. В совместных исследованиях автору принадлежит равное участие на всех этапах: от постановки наблюдательного эксперимента и анализа данных до получения выводов и написания статей.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка литературы (149 наименований), и двух приложений. Содержит: страниц - 100, таблиц - 2, рисунков - 29.

Заключение

Главные результаты проделанной работы базируются на данных, полученных с помощью созданного спектрополяриметра. Прибор позволяет работать в различных режимах: магнитографа, Стокс-метра, лямбда-метра. Программный пакет решает задачу построения пространственных и пространственно-временных диаграмм лучевой скорости, продольного магнитного поля и интенсивности излучения. Оптимизированный алгоритм позволяет на порядок сократить время обработки данных по сравнению с имевшимися программными средствами, а так же делает доступной работу с сериями большего пространственного и временного разрешения.

На достаточно обширном наблюдательном материале было показано, что шевронные структуры на полутоновых диаграммах лучевой скорости являются надежным индикатором распространяющихся волн в солнечной атмосфере.

В ходе анализа данных было выявлено, что распространяющиеся в пятне трехминутные колебания локализованы в тени и не проникают в полутень, тогда как бегущие волны с пятиминутным периодом, возникая в тени, прослеживаются вплоть до внешней границы полутени. Как показано в работе, принципиальным для анализа пространственной локализации бегущих волн, а так же для измерения их скорости распространения, является использование методов частотной фильтрации. Последние предоставляют возможность выделить интересующую частоту колебания и достоверно измерить характеристики процесса.

Показано, что наблюдаемые в предыдущих исследованиях эффекты понижения частоты и скорости распространения волн в атмосфере пятна являются следствием совместного действия разных частотных мод и исчезают при введении частотной фильтрации.

Установлено, что горизонтальная фазовая скорость, измеряемая двумя способами (по наклону "шеврона" и по величине фазовой задержке сигнала), составляет 40-70 км/с для трехминутных колебаний в тени пятна, и 30-70 км/с для бегущих волн полутени. Измеренные значения более чем в два раза превышают общепринятые величины, и этот факт ставит новые вопросы о природе наблюдаемого явления.

Пространственная локализация наблюдаемых волновых процессов и высокие скорости распространения плохо согласуются с общепринятым объяснением - физической волной, распространяющейся из тени к периферии пятна ("trans-sunspot wave"), - и не противоречат точке зрения, что явление представляет собой иллюзорную картину, появляющуюся в результате фазовой задержки между волнами, распространяющимися вверх в атмосфере пятна ("visual pattern").

Результаты, полученные в исследовании, пополняют наши знания о природе колебательных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитного поля и расширяют основу для создания теорий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы. Принципы, лежащие в основе разработанного спектрополяриметрического прибора и методик анализа данных, могут использоваться для проведения спектрального анализа на других инструментах.

Автор выражает благодарность научному руководителю д.ф.-м.н. КобановуН.И. за непрерывный интерес к работе, консультации и полученный опыт, за счет которого данная работа стала возможной; д.ф.-м.н. Григорьеву В.М. за ценные замечания и поддержку. Автор признателен коллективу ИСЗФ за сохранение традиций отечественной исследовательской школы.

1. Abdelatif Т. Е., Lites В. W., Thomas J. Н. The interaction of solar p-modes with a sunspot. 1.- Observations // ApJ. — 1986. — December. — Vol. 311. — Pp. 1015-1024.

2. Adobe Systems, Inc. POSTSCRIPT Language Reference Manual.— Addison-Wesley, Reading, Massachusetts, 1985.

3. Alissandrakis С. E., Georgakilas A. A., Dialetis D. Dynamic phenomena in the chromospheric layer of a sunspot // Sol. Phys. — 1992. — March. — Vol. 138. Pp. 93-105.

4. Balthasar H., Wiehr E. Oscillations of Evershed velocities and asymmetries 11 A&A. 1990. - October. - Vol. 237. - Pp. 243-246.

5. Beckers J. M., Schultz R. B. Oscillatory Motions in Sunspots // Sol. Phys. 1972. - Vol. 27. - P. 61.

6. Beckers J. M., Tallant P. E. Chromospheric Inhomogeneities in Sunspot Umbrae // Sol. Phys. 1969. - Vol. 7. - P. 351.

7. Bhatnagar A., Tanaka K. Intensity Oscillation in Hcv-Fine Structure // Sol. Phys. 1972. - Vol. 24. - P. 87.

8. Biermann L. // Vierteljahrsschr. Astr. Gesellsch. — 1941.— Vol. 76.— P. 194.

9. Bogdan T. J., Judge P. G. Observational aspects of sunspot oscillations // Royal Society of London Philosophical Transactions Series A.— 2006. — February. Vol. 364. - Pp. 313-331.

10. Bommier V., Rayrole J. Search for polarimetric sensitivity in the first observations with THEMIS spectropolarimetric mode MTR (August 1998 campaign) // A&A. 2002, - January. - Vol. 381. - Pp. 227-240.

11. Bray R. J.7 Loughhead R. E. Sunspots. — The International Astrophysics Series, London: Chapman & Hall, 1964, 1964.

12. Brisken W. F., Zirin H. New Data and Models of Running Penumbral Waves in Sunspots // ApJ. 1997. - March. - Vol. 478. - P. 814.

13. Brown S. A., Folk M., Goucher G., Rew R. Software for Portable Scientific Data Management // Computers in Physics. — 1993.— Vol. 7, no. 3.— Pp. 304-308.

14. Brynildsen N., Kjeldseth-Moe O., Maltby P., Wilhelm K. Nonlinear Sunspot Transition Region Oscillations in NOAA 8378 // ApJ. — 1999. — June. — Vol. 517. Pp. L159-L162.

15. Chitre S. M. The structure of sunspots // MNRAS. — 1963. Vol. 126. — P. 431.

16. Christopoulou E. В., Georgakilas A. A., Koutchmy S. Oscillations and running waves observed in sunspots // A&A. — 2000. — February. — Vol. 354. Pp. 305-314.

17. Christopoulou E. ВSkodras A., Georgakilas A. A., Koutchmy S. Wavelet Analysis of Umbral Oscillations // ApJ. — 2003.-July.- Vol. 591. — Pp. 416-431.

18. Danielson R. E., Savage B. D. Oscillatory Modes of Energy Transport in Solar Magnetic Regions // IAU Symp. Structure and Development of Solar Active Regions / Ed. by К. O. Kiepenheuer. Vol. 35. - 1968. - P. 112.

19. Deubner F. L. Magnetic and Doppler Oscillations in Active Regions // IAU Symp. 35: Structure and Development of Solar Active Regions / Ed. by К. O. Kiepenheuer. 1968. - P. 230.

20. Edmonds Jr. F. N., McCullough J. R. The Evidence for an Oscillatory Component in Solar Granulation Brightness Fluctuations // ApJ. — 1966. — May. Vol. 144. - P. 754.

21. Fanning D. J. IDL programming techniques 2nd ed. — IDL programming techniques - 2nd ed. /David W. Fanning. Fort Collins, Co. Fanning Software Consulting, 2000, 2003, 2003.

22. Fludra A. Transition region oscillations above sunspots // A&A. — 2001. — March. Vol. 368. - Pp. 639-651.

23. Galloway D. J. The origin of running penumbral waves // MNRAS.— 1978. August. - Vol. 184. - Pp. 49P-52P.

24. Gelfreikh G. В., Grechnev V., Kosugi Т., Shibasaki K. Detection of Periodic Oscillations in Sunspot-Associated Radio Sources // Sol. Phys.— 1999. — March. — VoL 185.- Pp. 177-191.

25. Georgakilas A. A., Christopoulou E. В., Koutchmy S. Oscillations and running waves observed in sunspots. II. Photospheric waves // A&A.— 2000. November. - Vol. 363. - Pp. 306-310.

26. Giovanelli R. G. Oscillations and Waves in a Sunspot // Sol. Phys.— 1972. Vol. 27. - P. 71.

27. Giovanelli R. G. Waves and Oscillations in the Chromosphere in Active and Quiet Regions // IAU Symp. 56: Chromospheric Fine Structure / Ed. by R. G. Athay. 1974. - P. 137.

28. Giovanelli R. G., Harvey J. W., Livingston W. C. Motions in solar magnetic tubes. Ill Outward wave propagation in sunspot umbras // Sol. Phys. — 1978. - July. - Vol. 58. - Pp. 347-361.

29. Gonzalez A. G., Gratton J. Magnetoacoustic surface gravity waves // Sol. Phys. 1991.-August.-Vol. 134. - Pp. 211-232.

30. Goupillaud P., Grossman A., Morlet J. Cycle-Octave and Related Transforms in Seismic Signal Analysis // Geoexploration. — 1984. — Vol. 23. Pp. 85-102.

31. Grigoryev V. M., Kobanov N. I. Two-band spectral filtering in instruments for measuring solar magnetic fields // A&AS. — 1997. — April. — Vol. 122. — Pp. 293-297.

32. Gurman J. В., Leibacher J. W. Linear models of acoustic waves in sunspot umbrae // ApJ. 1984. - August. - Vol. 283. - Pp. 859-869.

33. Gurman J. В., Leibacher J. W., Shine R. A. et al. Transition region oscillations in sunspots j j ApJ. — 1982. — February. — Vol. 253. — Pp. 939948.

34. Hammerschlag R. H., Zwaan C. An Efficient Wind Shield for the Protection of Telescopes // PASP. 1973. - August. - Vol. 85. - P. 468.

35. Harrison R. A. Solar soft X-ray pulsations // A&A. — 1987.—August. — Vol. 182. Pp. 337-347.

36. Henze W., Tandberg-Hans sen E., Reichmann E. J., Athay R. G. SMM/UVSP observations of the distribution of transition region oscillations and other properties in a sunspot // Sol. Phys.— 1984. — March.— Vol. 91. Pp. 33-44.

37. Jain RRoberts B. Magnetoacoustic surface waves at a single interface // Sol. Phys. 1991. - June. - Vol. 133. - Pp. 263-280.

38. Kaiser G. A Friendly Guide to Wavelets. — New York: Birkhauser, 1994. — 300 pp.

39. Kentischer Т. J., Mattig W. Oscillations above sunspot umbrae. // A&A. — 1995. August. - Vol. 300. - P. 539.

40. Kneer F., Mattig W., v. Uexkuell M. The chromosphere above sunspot umbrae. Ill Spatial and temporal variations of chromospheric lines // A&A. - 1981. - October. - Vol. 102. - Pp. 147-155.

41. Kobanov N. I. The study of velocity oscillations in the solar photosphere using the velocity substraction technique // Sol. Phys.— 1983.— January. Vol. 82. - Pp. 237-243.

42. Kobanov N. I. On spatial characteristics of five-minute oscillations in the sunspot umbra // Sol. Phys. 1990. - January. - Vol. 125,- Pp. 25-30.

43. Kobanov N. I. The properties of velocity oscillations in vicinities of sunspot penumbra // Sol. Phys. 2000. - September. - Vol. 196,- Pp. 129-135.

44. Kobanov N. I., Kolobov D. Y., Makarchik D. V. Umbral Three-Minute Oscillations and Running Penumbral Waves // Sol. Phys.— 2006.— November. Vol. 238. - Pp. 231-244.

45. Kozhevatov I. E., Cheragin N. P., Ioshpa B. A. et al. New Izmiran solar spectromagnetograph // ESA SP-506: Solar Variability: From Core to Outer Frontiers / Ed. by J. Kuijpers. — 2002. — December. — Pp. 951-954.

46. Leighton R. B. Observations of Solar Magnetic Fields in Plage Regions. // ApJ. 1959. - September. - Vol. 130. - P. 366.

47. Leighton R. B. // IAU Symp. 12: Aerodynamic Phenomena in Stellar Atmospheres / Ed. by R. N. Thomas. 1960. - Pp. 321-325.

48. Leighton R. В., Noyes R. W., Simon G. W. Velocity Fields in the Solar Atmosphere. I. Preliminary Report. // ApJ. — 1962. — March. — Vol. 135. — P. 474.

49. Lites B. W. Observation of Vertical Phase Delays of Chromospheric Oscillations Above Sunspot Umbrae // Bulletin of the American Astronomical Society. — Vol. 13 of Bulletin of the American Astronomical Society. 1981. - March. - P. 909.

50. Lites В. W. Photoelectric observations of chromospheric sunspot oscillations. II Propagation characteristics // ApJ.— 1984. — February. — Vol. 277,- Pp. 874-888.

51. Lites B. W. Photoelectric observations of chromospheric sunspot oscillations. Ill Spatial distribution of power and frequency in umbrae // ApJ. - 1986. - February. - Vol. 301. - Pp. 992-1004.

52. Lites B. W. Photoelectric observations of chromospheric sunspot oscillations. IV The CA II H line and He I 10830 A // ApJ. - 1986.-February. - Vol. 301. - Pp. 1005-1017.

53. Lites B. W. Sunspot oscillations Observations and implications // NATO ASIC Proc. 375: Sunspots. Theory and Observations / Ed. by J. H. Thomas, N. O. Weiss. - 1992. - Pp. 261-302.

54. Lites B. W., Chipman E. G. The vertical propagation of waves in the solar atmosphere. I Observations of phase delays // ApJ. — 1979. — July. — Vol. 231.- Pp. 570-588.

55. Lites B. W., Chipman E. G., White O. R. The vertical propagation of waves in the solar atmosphere. II Phase delays in the quiet chromosphere and cell-network distinctions // ApJ.— 1982. — February. — Vol. 253.— Pp. 367-385.

56. Lites B. W., Thomas J. H. Sunspot umbral oscillations in the photosphere and low chromosphere // ApJ. 1985. - July. - Vol. 294. - Pp. 682-688.

57. Maltby P., Brynildsen N., Fredvik T. et al. On the sunspot transition region // Sol. Phys. 1999. - December. - Vol. 190. - Pp. 437-458.

58. Maltby P., Brynildsen N., Kjeldseth-Moe O., Wilhelm K. Plumes and oscillations in the sunspot transition region // A&A. — 2001. — July. — Vol. 373. Pp. L1-L4.

59. Marco E., Aballe Villero M. A., Vazquez M., Garcia de La Rosa J. I. Spatial changes of the oscillatory pattern in sunspot penumbrae at the photospheric level. // A&A. 1996. - May. - Vol. 309. - Pp. 284-290.

60. Miles A. J., Allen H. R., Roberts B. Magnetoacoustic-gravity surface waves. II Uniform magnetic field // Sol. Phys. — 1992. — October. — Vol. 141. — Pp. 235-251.

61. Miles A. J., Roberts B. Magnetoacoustic-gravity surface waves. I Constant Alfven speed // Sol. Phys. - 1992. - October. - Vol. 141. - Pp. 205-234.

62. Moore R., Rabin D. Sunspots // ARA&A. — 1985.- Vol. 23,- Pp. 239266.

63. Moore R. L. On the Generation of Umbral Flashes and Running Penumbral Waves // Sol. Phys. 1973. - Vol. 30. - P. 403.

64. Moore R. L. Dynamic phenomena in sunspots // The Physics of Sunspots / Ed. by L. E. Cram, J. H. Thomas. 1981. - Pp. 259-311.

65. Moore R. L., Tang F. Umbral oscillations and penumbral waves in H alpha // Sol. Phys. 1975. - March. - Vol. 41. - Pp. 81-88.

66. Mullan D. J.; Yun H. S. Can Oscillations Grow in a Sunspot Umbra? // Sol. Phys. 1973. - Vol. 30. - P. 83.

67. Musman S. ALFVEN Waves in Sunspots // ApJ.- 1967.-July. Vol. 149,- P. 201.

68. Musman S., Nye A. H., Thomas J. H. Observations of Penumbral Waves in the Photosphere // Bulletin of the American Astronomical Society. — 1976.-March. P. 344.

69. Musman S., Nye A. #., Thomas J. H. Observations of penumbral waves in the photosphere // ApJ. 1976. - June. - Vol. 206. - Pp. L175-L178.

70. Nye A. H., Thomas J. H. The nature of running penumbral waves // Sol. Phys. 1974. - October. - Vol. 38. - Pp. 399-413.

71. Nye A. H., Thomas J. H., Cram L. E. Dynamical Phenomena in Sunspots Part Two - a Moving Magnetic Feature // ApJ. — 1984. — October. — Vol. 285.-P. 381.

72. Oliver R., Ballester J. L. Oscillations in Quiescent Solar Prominences Observations and Theory (Invited Review) // Sol. Phys.— 2002.— March. Vol. 206. - Pp. 45-67.

73. Orrall F. Q. Observational Study of Macroscopic Inhomogeneities in the Solar Atmosphere.VI. Photospheric Oscillations and Chromospheric Structure. // ApJ. 1965. - April. - Vol. 141. - P. 1131.

74. Orrall F. Q. Observational Study of Macroscopic Inhomogeneities in the Solar Atmosphere. VIII. Vertical Chromospheric Oscillations Measured in K3 // ApJ. 1966. - March. - Vol. 143. - P. 917.

75. О'Shea E., Muglach КFleck B. Oscillations above sunspots: Evidence for propagating waves? // A&A. 2002. - May. - Vol. 387. - Pp. 642-664.

76. Parker E. N. The Nature of the Sunspot Phenomenon. I: Solutions of the Heat Transport Equation // Sol. Phys. 1974. - Vol. 36. - P. 249.

77. Parker E. N. The Nature of the Sunspot Phenomenon. II: Internal Overstable Modes // Sol. Phys. 1974. - Vol. 37. - P. 127.

78. Phillis G. L. H alpha oscillations in sunspot umbrae // Sol. Phys. — 1975. — March. Vol. 41. - Pp. 71-79.

79. Povel H. P., Keller С. V., Yadigaroglu I.-A. Two-dimensional polarimeter with a charge-coupled-device image sensor and a piezoelastic modulator // Appl. Opt. 1994. - July. - Vol. 33. - Pp. 4254-4260.

80. Proctor M. R. E. Magnetoconvection // NATO ASIC Proc. 375: Sunspots. Theory and Observations / Ed. by J. H. Thomas, N. O. Weiss. — 1992.— Pp. 221-241.

81. Ramsey H. E. Use of a Birefringent Element to Separate Magnetic Polarity // Sol. Phys. 1971,- Vol. 21. - P. 54.

82. Rayrole J. Contribution a l'etude de la structure du champ magnetique dans les taches solaires // Annales d'Astrophysique. — 1967. — February.— Vol. 30. P. 257.

83. Rew R. К., Davis G. P. Netcdf: An interface for scientific data access // IEEE Computer Graphics and Applications. — 1990.— Vol. 10, no. 4.— Pp. 76-82.

84. Rice J. В., Gaizauskas V. The Oscillatory Velocity Field Observed in a Unipolar Sunspot Region // Sol. Phys. — 1973. Vol. 32. - P. 421.

85. Rimmele T. R. On the temporal behaviour of the Evershed effect. // A&A. 1994. - October. - Vol. 290. - Pp. 972-982.

86. Rimmele T. R. Sun center observations of the Evershed effect // ApJ.— 1995. May. - Vol. 445. - Pp. 511-516.

87. Roberts B. Overstability and cooling in sunspots // ApJ.— 1976.— February. Vol. 204. - Pp. 268-280.

88. Rouppe van der Voort L. H. M., Rutten R. J., Siitterlin P. et al. La Palma observations of umbral flashes // A&A. — 2003. — May. — Vol. 403. — Pp. 277-285.

89. Scherrer P. H., Bogart R. S., Bush R. I. et al. The Solar Oscillations Investigation Michelson Doppler Imager // Sol. Phys.— 1995.— Vol. 162,- Pp. 129-188.

90. Scheuer M. A., Thomas J. H. Umbral oscillations as resonant modes of magneto-atmospheric waves // Sol. Phys.— 1981. —May. — Vol. 71.— Pp. 21-38.

91. Schliiter A., Temesvary S. The Internal Constitution of Sunspots // IAU Symp. Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics / Ed. by B. Lehnert. Vol. 6. - 1958. - P. 263.

92. Severnyi А. В. Preliminary Communication on Short-Term Oscillations of Solar Magnetic Fields. // Soviet Astronomy.— 1967. — December. — Vol. 11.-P. 383.

93. Sigwarth M., Mattig W. Velocity and intensity oscillations in sunspot penumbrae. // A&A. 1997. - August. - Vol. 324. - Pp. 743-749.

94. Small L. M., Roberts B. On running penumbral waves: Tech. rep. / Ed. by T. D. Guyenne, J. J. Hunt: 1984. — November.

95. Staude J. A unified working model for the atmospheric structure of large sunspot umbrae // A&A. 1981. - July. - Vol. 100. - Pp. 284-290.

96. Stenflo J. O. The measurement of solar magnetic fields j j Reports of Progress in Physics. — 1978. — June. — Vol. 41. — Pp. 865-907.

97. Tanaka K. Chromospheric Oscillation in the Ho; Plage // Bulletin of the American Astronomical Society. — 1972. — June. — P. 393.

98. Tanenbaum A. S., Wilcox J. M., Howard R. Five-Minute Oscillations in the Solar Magnetic Field // IAU Symp. 43: Solar Magnetic Fields / Ed. by R. Howard. 1971. - P. 348.

99. Teplitskaya R. ВGrigoryeva S. A., Skochilov V. G. j j Sol. Phys.— 1978. January. - Vol. 56. - P. 293.

100. Thomas J. H. Theories of dynamical phenomena in sunspots // The Physics of Sunspots / Ed. by L. E. Cram, J. H. Thomas. 1981,- Pp. 345-358.

101. Thomas J. H. Umbral oscillations in sunspots // A&A. — 1984. — June. — Vol. 135.-P. 188.

102. Thomas J. H. Oscillations in sunspots // Australian Journal of Physics. — 1985. Vol. 38. - Pp. 811-824.

103. Thomas J. H., Lites B. W., Gurman J. В., Ladd E. F. Simultaneous measurements of sunspot umbral oscillations in the photosphere, chromosphere, and transition region // ApJ.— 1987. — January. — Vol. 312.-Pp. 457-461.

104. Thomas J. H., Scheuer M. A. Umbral oscillations in a detailed model umbra // Sol. Phys. 1982. - July. - Vol. 79. - Pp. 19-29.

105. Thomas J. H., Weiss N. 0. The theory of sunspots // NATO ASIC Proc. 375: Sunspots. Theory and Observations / Ed. by J. H. Thomas, N. O. Weiss. 1992. - Pp. 3-59.

106. Title A. MFrank Z. A., Shine R. A. et al. High resolution observations of the magnetic and velocity field of simple sunspots // NATO ASIC Proc. 375: Sunspots. Theory and Observations / Ed. by J. H. Thomas, N. O. Weiss. — 1992,- Pp. 195-219.

107. Torrence C., Compo G. P. A Practical Guide to Wavelet Analysis // Bulletin of the American Meteorological Society, vol. 19, Issue 1, pp.6178. 1998. - January. - Vol. 79. - Pp. 61-78.

108. Tsiropoula G., Alissandrakis С. E., Mein P. Association of chromospheric sunspot umbral oscillations and running penumbral waves. I. Morphological study // kkk. 2000. - March. - Vol. 355. - Pp. 375-380.

109. Turova I. P. On umbral flashes in different sunspot groups // Sol. Phys. — 1984.-March.-Vol. 91.-Pp. 51-54.

110. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein N., Mein P. On the Nature of Chromospheric Umbral Flashes And Running Penumbral Waves (Abstract) / / Hellenic Astronomical Society Sixth Astronomical Conference / Ed. by P. Laskarides. — 2004. — January. — P. 50.

111. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein N., Mein P. Sunspot Umbral Oscillationsand Running Waves // The Dynamic Sun: Challenges for Theory and Observations. — Vol. 600 of ESA Special Publication. — 2005. — December.

112. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein N., Mein P. Observational characteristics and association of umbral oscillations and running penumbral waves // Ah A. 2006. - September. - Vol. 456. - Pp. 689-695.

113. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein N., Mein P. Dual-line analysis of sunspot oscillations // Memorie della Societa Astronomica Italiana. — 2007. — Vol. 78. P. 98.

114. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein N., Mein P. Dual-line spectral and phase analysis of sunspot oscillations // A&A.— 2007.—March. — Vol. 463.— Pp. 1153-1163.

115. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein P. Ca II 8542 A sunspot oscillations observed with THEMIS // A&A. 2002. - January. - Vol. 381. - Pp. 279289.

116. Uchida Y., Sakurai T. Oscillations in sunspot umbras due to trapped Alfven waves excited by overstability // PAS J. 1975. — Vol. 27. — Pp. 259-274.

117. Uexkiiell M. V., Kneer F., Mattig W. The chromosphere above sunspot umbrae. IV Frequency analysis of umbral oscillations // A&A. — 1983. — July. - Vol. 123. - Pp. 263-270.

118. Vernazza J. EAvrett E. H., Loeser R. Structure of the solar chromosphere. Ill Models of the EUV brightness components of the quiet-sun // ApJS. — 1981. - April. - Vol. 45. - Pp. 635-725.

119. White O. R., Wilson P. R. On the Height of Formation of H-Alpha in the Solar Chromosphere // ApJ. 1966. - October. - Vol. 146. - P. 250.

120. Zhugzhda I. D., Dzhalilov N. S. Magneto-acoustic-gravity waves on the sun. I Exact solution for an oblique magnetic field. II - Transformation and propagation // A&A. - 1984. - March. - Vol. 132. - Pp. 45-57.

121. Zhugzhda I. D., Dzhalilov N. S. Magneto-acoustic-gravity waves on the sun. Ill The theory of running penumbral waves // A&A. — 1984. — April. — Vol. 133. - Pp. 333-340.

122. Zhugzhda I. D., Locans V., Staude J. Seismology of sunspot atmospheres // Sol. Phys. 1983. - January. - Vol. 82. - Pp. 369-378.

123. Zhugzhda Y. D., Dzhalilov N. S. Magneto Acoustic Gravity Waves on the Sun Part Two - Transformation and Propagation // A&A. — 1984. — March. - Vol. 132. - P. 52.

124. Zirin H., Stein A. Observations of Running Penumbral Waves // ApJ.— 1972. December. - Vol. 178. - P. L85.

125. Астафьева H. M. Вейвлет-анализ: основы теории и примеры применения // Успехи физических наук. — 1996. — Т. 166, № 11. — С. 1145-1170.

126. Блаттер К. Вейвлет-анализ. Основы теории: Пер. с нем. — М.: Техносфера, 2004. 280 с.

127. Витязев В. В. Вейвлет-анализ временных рядов. — Изд-во С.-Петерб. ун-та, 2001.- 58 с.

128. Григорьев В. М., Кобанов Н. И. Солнечные магнитографы // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физики Солнца. — 1980. — Т. 52. С. 155.

129. Григорьев В. М., Кобанов Н. И. Метод бихроматического изображения в исследованиях Солнца // Изв. ВУЗов РАДИОФИЗИКА. 1996. — Т. 39, № 10. - С. 1315.

130. Ефремов В. И., Парфиненко Л. Д., Соловьев А. А. Исследование долго-периодических колебаний лучевых скоростей в пятне и вблизи солнечного пятна на разных уровнях фотосферы // Астрон. журн. — 2007. — Т. 84, № 5. С. 450-460.

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

132. Жугжда Ю. Д., Лоцанс В. Резонансные колебания в солнечных пятнах // Письма в АЖ. 1981. — Т. 7, № 1. — С. 25.

133. Кобанов Н. И. Измерения дифференциальной лучевой скорости и продольного магнитного поля на Солнце с помощью П.З.С.- фотоприемников // ПТЭ. 2001. - Т. 4. - С. 110.

134. Кобанов Н. И., Григорьев В. М., Колобов Д. Ю. Патент 2280880 РФ. МПК G01V 1/00. // БИ. 2006. №21.

135. Кобанов Н. И., Макарчик Д. В. Пульсирующие эвершедовские течения и распространяющиеся волны в солнечном пятне // Астрон. журн. — 2004. Т. 81, № 11. - С. 1045-1056.

136. Лебедев Н. Н., Григорьев В. М., Клочек Н. ВКобанов Н. И. А.С. 335652 СССР. МПК G01V3/14. // БИ. 1972. № 13.

137. Могилевский Е. И., Обридко В. Н., Шельтинг Б. Д. Временные колебания магнитного поля в ядрах солнечных пятен // Астроном, циркуляр.- 1972. -Т. 669.-С. 1.

138. Могилевский Е. И., Обридко В. И., Шельтинг Б. Д. Спектр низкочастотных колебаний магнитного поля солнечных пятен и низкочастотная модуляция радиоэмиссии активных областей Солнца // Изв. ВУЗов РАДИОФИЗИКА. 1973. - Т. 16, № 9. - С. 1357.

139. Наговицын Ю. А., Наговицына Е. Ю. Квазипериодические колебания солнечных пятен на временных шкалах десятки минут и сотни часов / / Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца,- 2006.- С. 73.

140. Обридко В. Н. Солнечные пятна и комплексы активности. — Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1985. — 256 с.

141. Осак Б. Ф., Григорьев В. М., Круглое В. И., Скоморовский В. И. на-зввние // Новая техника в астрономии. — 1979. — Т. 6. — С. 84.

142. Соловьев А. А., Киричек Е. А. Магнитная структура, равновесие, устойчивость, и долгопериодические собственные колебания солнечныхпятен // Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца. 2006. - С. 49.

143. Теплицкая Р. Б., Турова И. П., Куклин Г. В. О наблюдаемых режимах колебаний в хромосфере над солнечными пятнами // Письма в АЖ. — 1980.-Т. 6, № 1.-С. 46.

144. Теплицкая Р. В., Турова И. П., Фирстова Н. М. // Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. — 1979. — Т. 49.— С. 21.

145. Шелътинг Б. Д. Пространственные структуры и колебания магнитного поля и скорости на Солнце. — Автореферат канд. диссертации. Москва, 1978.