Исследование пятен и их проявления в атмосфере Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

»

НАЦИОНАЛЬНАЯ АКАДЕМИЯ НАУК РЕСПУБЛИКИ КАЗАХСТАН

Институт ионосфер»

На правах рукописи

О Б А. Ш Е В С А К Е Н

'ИССЛЕДОВАНИЕ ПЯТЕН И ИХ ПРОЯВЛЕНИЯ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА Специальность 01.оз.02 - Астрофизика

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени •доктора физико-математических наук

АЛМЭТЫ - 1994 г.

РГ" од

- Ь МАР 1995

удк 523.9-1/3

Работа выполнена а Астрофизическом институте ' имени акад. В.Г.Фесенкоза

Национальной Академии Наук Республики Казахстан

Водуиая организация - Астрономический институт

Академии Наук Республики Узбекистан

Официальные оппоненты:

доктор физ. -иат. наук Григорьев В.м. Доктор физ.-мат. наук Коломеец Е.В. Доктор физ.-мат. наук 'Сомов Б.В.

Защита состоится " " <'«•* 199_) г. в час,

на заседании регионального специализированного совета д. 53,07.01 при Институте ионосферы HAH PK по адресу:

480068, Алыаты, Каменское плато, Институт ионосферы.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ионосферы HAH PK.

Автореферат разослан "_и ^_ 199 г.

Ученый секретарь регионального специализированного совета кандидат физ.- мат. наук

Б.А.Туркеева

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Предметом диссертации являются исследования ос1К"чшх структурных элементов солнечной атмосферы: пятен, вспкшск и корональ-ных конденсаций, а также исследование специального телескопа -фотогелиографа (авторское свидетельство 315151, 1971г.) и методики учета рассеянного света. Изучается вопрос о температуре солнечной короны, стационарное состояние которой определяется мощностью потерь на излучение. Работа основана на многолетних однородных наблюдательных материалах, полученных на различных телескопах специальной солнечной обсерватории, созданной диссертантом в горах Заилийского Алатау на высоте порядка 2000 и над уровнем моря.

Актуальность проблемы. Исследование физической природы основных структурных элементов солнечной атмосферы не теряло своей актуальности на всех этапах наблюдений Солнца. Объясняется это осознанием того, что большое количество процессов на Земле, включая физические явления, происходящие в ее атмосфере, состояние околоземного космического пространства, динамика и структура межпланетной среды в СольпеЯ степени определяются "метеорологией" солнечной атмосферы.

Явления и разнообразные процессы, наблюдаемые в различных слоях солнечной атмосферы, тесно связаны с возникновением на Солнце магнитных полюсов разной полярности. Эти магнитны« полюса на уровне фотосферы проявляются в виде солнечных пятен и их групп. Пятно является весьма своеобразным объектом, состоящим из двух совершенно разных в физическом отношении областей - тени и полутени с достаточно резкими границами. Изучение их как атмосферного и магнитного образований остается первостепенной и важной задачей, далекой от своего окончательного решения.

г? пространстве пятен и их групп в хромосфере и короне образуется довольно сложная магнитная структура разной степени упорядоченности, здесь возникают наиболее драматические события, известные как солнечные вспышки, представляющие собой мощные энергетические явления. В области солнечной короны магнитные поля групп пятен формируют целый ряд структур, определяя наблюдаемую геометрию явлений и их физическое состояние..

Исследование физической природы солнечных пятен и их особенностей необходимо не только для изучения их разнообразных проявлений в атмосфере Солнца, но и для понимания механизма их возникновения.

Солнечные пятна часто возникают группами. Пятна, образующие группы, как правило, имеют разные полярности и напряженности магнитного поля, произвольные формы и размеры, непростые взаимные расположения. Благодаря магнитному взаимодействию группа в целом обладает удивительными свойствами, которые связаны с необратимыми энергетическими потерями. При этом из активной области в течение достаточно малого интервала времени каждый раз

гэп ор

уходит энергия 10° -10 эрг в различных каналах: в виде движений масс, потоков тепла и ускоренных частиц и излучения, в той числе в линии На - оптические вспышки. В настоящее время не существует однозначной интерпретации этого мощного энергетичес-ого явления. Трудно точно оценить количество выделяемой при вспышке энергии в различных каналах. Поэтому наряду с теоретическими исследованиями этого явления необходимы упрошенные полуэмпирически е расчеты, позволяющие проводить массовый анализ данных на основе наблюдаемых параметров солнечных вспышек ( площадь - Э, длительность - Т, энергия - Е ).

Др./гая обширная область исследований в работе связана с изучением температурной зависимости суммарной излучательной

способности корональной плазмы по данным излучения ионов наиболее распространенных элементов (Н. Не, С, N. ,Чс, 81, .4, Са, Ке1), а также с температурой корональной конденсации и контуром зеленой корональной линии. Указанные направления исследований остаются первостепенной и актуальной задачей физики Солнца. Эти направления развиваются на специальной солнечной обсерватории под руководствоми и при непосредственной участии автора диссертации, в которой подведены итоги наблюдательных и теоретических исследований за тридцатилетний период.

цель рабопы состоит в исследовании физической природы и особенностей солнечных пятен на основе высококачественного наблюдательного материала, в разработке феноменологической теории солнечных вспышек, а также в определении температуры корональной конденсации и солнечной короны. В соответствии с целью работы возникли следующие задачи:

1) выявление новых особенностей классического „ффекта . Вильсона, их анализ и интерпретация;

2) исследование относительной интенсивности излучения пятна - фотосферы в двух областях непрерывного спектра (Х.5190 А -Х6400 А) с целью определения температуры солнечных пятен разных размеров;

3) создание феноменологической теории солнечных вспьшек на основе наблюдаемых параметров, таких как площадь светящегося объема, продолжительность и энергия. Постриение диаграмм временного ряда, образованного моментами возникновения вспышек в отдельных областях, изучение их структурных особенностей;

4) изучение температурной зависимости суммарной излучатель-ной способности высокотемпературной корональной плазмы по данным наблюдений излучения ионов наиболее распространенных элементов с целью обнаоужения устойчивой температуры солнечной короны;

5) исследование распределения интенсивности линии Л.5303А на лимбе над активными областями и влияние электрических полей на форму и пирину контура зеленой линии;

6) разработка и внедрение телескопа-фотогелиографа оригинально': конструкции и реконструкция оптической схемы Больного Внезаткенного Коронографа.

научная ноиизна. Приведенные в диссертации результаты разбивают и вскрывают новые, неизвестные ранее свойства солнечных пятен, вспышек и корональной конденсация: исследована излуча-тельная способность корональной плазмы в зависимости от температуры и определена форма контура корональной линии. Получены следуюиие результаты:

1. Впервые обнаружены новые закономерности в проявлении эффекта Вильсона, выяодящие за рамки классического представления, а именно: эффект асимметричен и существует восточно-западная асимметрия; величина эффекта максимальна на восточной части диска Солнца; точка нулевого значения величины эффекта Вильсона смещена к западу. Определена глубина залегания пятна по отношению к фотосфере;

2. в результате фотометрического изучения отношения интенсивности излучения "пятно-фотосфера" на базе высококачественного однородного материала определена температура более сотни солнечных пятен разных размеров. Выявлен факт независимости температуры пятен от их размеров. Малые и большие пятна имеют одинаковую температуру, равную 4100К ± 140К;

3. Предложена феноменологическая теория солнечных вспышек, которая позволяет выяснить характерные особенности их развития. В рамках феноменологического подхода получены различные соотношения, которые согласуются с данными наблюдений: максимальная площадь светящегося объема прямо пропорциональна продолжитель-

ности свечения, коэффициент пропорциональности есть коэффициент температуропроводииости вещества, равный 3.2 Ю15 сг?/с. Полная энергия вспышек в линии На пропорциональна максимальной площади в степени 3/2. Исследовано свойство временного ряда вспышек; показано, что процесс возникновения вспышек в активной области

является неоднородным и в реальной структуре временного ряд*

*

существуют серии, образующие группы из нескольких вспышек (до десяти);

4. Получена суммарная кривая излучения ионов тяжелых элементов, которая характеризуется не только криволинейностью, но и неоднозначностью связи ее с температурой. Обнаружены два пика излучения: один большой пик при температуре 2 Ю5 К и второй, малый пик, при (1.5+2) 10® К, соответствующий температуре солнечной короны;

5. Впервые изучено влияние электрических полей на иирину и форму корональной линии \5303A. Показано, что форма контура заметно отличается от гауссовой при уе / vт г.о.5, особенно в крыльях линии. Произведен расчет температуры корональной конденсации при определенной геометрии и физических условиях с целью объяснения распределения интенсивности линии А.5303А над активными областями;

6. Разработана новая схема телескопа-фотогелиографа (на уровне изобретения), предназначенного для получения однородного наблюдательного материала с высоким пространственным разрешением и проведена реконструкция оптической схемы Большого внезатмен-ного коронографа.

Научная и практическая ценность работы определяется тем, что ее результаты носят как фундаментальный, так и прикладной характер, они будут использованы для разработки физической теории солнечных образований и могут быть применены на практике.

Ряд основных результатов: новый факт, установленный по эффекту Вильсона, выходяыий за рамки классического представления, несет весьма важную информацию о структуре солнечного пятна; независимость температуры пятна от его размера - факт, который займет центральное место в физике солнечных пятен; впервые в рамках феноменологической теории получены различные соотношения между наблюдаемыми параметрами вспышек, в том числе выражение для полной энергии Е » Бт3/2. применимость этого подхода к наблюдениям обуславливает его г.рактическую ценность; проведена оценка коэффициента теплопроводности вещества солнечных вспышек; новым вкладом также является обнаружение существования двух пиков излучения в короне; впервые предложен метод расчета распределения интенсивности линии Л5303А на лимбе над активными областями при определенной геометрии и физических параметрах корональной конденсации, а также предложен метод расчета контура корональной линии А.5303А при наличии слабого электрического поля.

Некоторые из сформулированных в диссертации положений оказались приоритетными, так как позже использовались в работах других авторов: результаты по эффекту Вильсона (Куклин Г.,ИСЗФ СО РАН; Хейна и др.,ЧССР; Голлдос М., Израиль); по вспыоечным группировкам (Огирь м.,КрАО; Якимец М., Польша; и др.). Ряд результатов диссертации использован в монографиях и обзорах: Обридко В. "Солнечные пятна и комплексы активности", М. ."Наука", 1985; количественные данные феноменологической теории вспышек вошли в справочный фонд мировой науки: Аллен Г., "Астрофизические величины", 1970 г. по тэме диссертации написана монография совместно с Вильковиским Э.Я., "Физика корональных структур", Алма-Ата, "Наука", 1979 г.

Г~>стоверность и обоснованность полученных в работе результатов определяются привлечением большого количества высокока-

мественного однородного наблюдательного материала и анализом точности полученных данных.

На защиту выносятся положения:

1. совокупность наблюдаемых особенностей эффекта Вильсона, выходящие за раюси классического представления: - эффект асимметричен, существует восточно-западная асимметрия, максимальное значение величины эффекта наблюдается в восточной части диска в пределах углов 40° - 50° Е; - угол наклона оси пятна к востоку составляет 34° ± 14° Е; - тень солнечного пятна лежит ниже уроз-ня фотосферы на 818 ± 214 км.;

2. Данные о контрасте солнечных пяген в двух областях непрерывного спектра, полученные на основе фотометрического изучения отношения интенсивности излучения "пятно-фотосфера", исправленного за рассеянный свет. Определена температура каждого пятна и построен график температура - размер (площадь тени пятна), который показывает, что температура солнечных пятен не зависит от их размеров и составляет в среднем 4I00K ± I40K;

3. Разработка феноменологической теории солнечных вспышек, которая позволяет изучать особенности ее развития и оценить полную энергию, коэффициент теплопроводности, имеющие больпое практическое значение.

Построение диаграмм временного ряса вспышек для отдельных активных областей, которые показывают, что интенсивность потока событий не постоянна во времени, и в реальной структуре временного ряда существуют серии, не зависящие от индивидуальных особенностей активных областей;

4. Установленные два типа распределения интенсивности линии Л.5303А на лимбе над активными областями, и метод расчета этого распределения при определенной геометрии и физических параметрах корональной конденсации.

Предложенный метод изучения влияния электрических полей на шфину и форму контура линии короны Х5303Л;

5. Результаты расчета суммарной излучательноЯ способности корональной плазмы в зависимости от температуры и характерной особенности кривой, позволивши определить устойчивые температуры t»2-iosk и т=1.5-ю®к, соответствующие температуре солнечной короны.

Апробация работы. Основные результаты, приведенные в диссертации, прошш апрЬбащш в виде статей, опубликованных в отечественных и зарубежных изданиях; докладов на ряде совещаний и симпозиумов всесоязного м ыовдународного уровня, в том число: Консультативное совещание АН соцстрак по физике Солнца (Иркутск, 1976 г., Варшава 1979 г.), Всесоюзная школа по коснофизике (Апатиты, 1986 г.), Всесоюзное совещание по физике Солнца (Самарканд, 1971 г. ), Всесоюзная конференция по физике Солнца (Кисловодск, 1980 г.), Международное совещание по ГКС (Крыл,IS8I г.), Всесоюзная конференция по физике Солнца (Алма-Ата, 1987 г.); и отражались на семинарах ведущих обсерваторий СНГ: КрАО уан, сибисзф СО РАН, ГАЩ ЫГУ, Астрономическом институте АН УэССР, Астрономическом институте АН ЧССР и афи им. В. Г. Фесеннова HAH PK.

публикации и личный вклад автора. основные научные результаты, вошедшие в диссертацию, опубликованы в монографии и 27 работах. В работах, выполненных совместно, автору принадлежат постановка задачи, программы наблюдений, включая совместное обсуждение и оформление результатов в видб статей.

„. Автор принимал актиьноэ участие в наблюдениях, создал со своим аспирантом оригинальный телескоп - фотогелиограф (авторское свидетельство СССР 3I5I5I, 1971г.) и осуществил реконструкцию оптической системы Большого внезатменного коронографа для получения однородного наблюдательного материала

ю

высокого качества с большим пространственным разрешением. В диссертации приведены результаты собственных исследований автора и некоторые результаты совместных работ, которые были получены при определяющей или равноценном вкладе соискателя.

структура и объем диссертации, диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка литературы. Содержит 210 страниц, включая ю таблиц, 49 рисунков и список литературы из 280 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ во введении обсуждаются основные методы изучения явлений на Солнце, дается обоснование необходимости, актуальности исследования, приводится определенная информация о новой солнечной обсерватории и сведения об инструментах, очень кратко излагается содержание диссертации и научные результаты. Приводится список публикаций по диссертации и перечислены основные положения исследований, представляемых автором к защите.

глава первая посвящена конструктивным особенностям и исследованию оптической схемы телескопа - фотогелиографа, специально созданного для получения высококачественного и однородного наблюдательного материала различных образований на Солнце, с большим пространственным разрешением, особенно солнечных пятен, а также методике наблюдений, обработке и учету рассеянного света.

При конструировании телескопа было обращено особое внимание на снижение инструментального нагрева и общего рассеянного света, что достигалось, в основном, за счет несущей конструкции телескопа, улучшающей тепловой режим, и наличием искусственной луны, уменьшающей общий рассеянный свет. Несущая конструкция телескопа выполнена в виде решетчатой фермы. Оптическая схема

телескопа - фотогелиографа в некоторых частях подобна оптической схеме внезатменного коронографа. Система работает на главной оптической оси, что также улучшает качество телескопа.

Главный объектив - визуальный ахроматический дублет с воздушной прослойкой. Диаметр объектива - 200 мм., фокус - 3000 мм. в фокусе главного объектива установлена искусственная луна конусной формы, на вершине которой находится диафрагма, вырезающая отдельные участки активной области. Основная часть све-

I

тового пучка отражается зеркальной поверхностью конусообразного элемента, что уменьшает до некоторой степени обший рассеянный свет. В качестве увеличивающей линзы использован объектив диаметром 60 им., с фокусным расстоянием 94 мм. После увеличивающей линзы пучок идет внутри светозаштного кожуха, эквивалентный фокус телескопа - фотогелиографа порядка 26000 мм., разрешение составляет 0"8.

Для объективной оценки качества изображения, получаемого телескопом, была исследована его частотно-контрастная характеристика и показана применимость фотогелиографа к изучению малоконтрастных тонкоструктурных элементов солнечных образования размерами порядка 0"8, имеющих контраст больше 0.03. , Оптимальная конструкция телескопа плюс хорошие астроклиматические условия местности дают возможность получать снимки фотосферы и фотосфер-ных образований высокого качества с предельным разрешением, почти совпадающим с теоретической разрешающей способностью объектива. Описанная конструкция телескопа - фотогелиографа признана изобретением и на нее выдано авторское свидетельство. Фотографирование проводилось с помощью камеры в видимой области спектра, отдельные участки которого вырезались интерференционными фильтрами с шириной полосы й\ = 120А в длинах волн А.5190А, \6400a. Диаметр изображения на пленке составляет 255 мм

(1"=0.15 мм). Размер изображения и эмульсия (Микрат 300) позволяют получать нормальное почернение с экспозицией около миллисекунды при данной апертуре телескопа.

Для массовой фотометрической обработки из большого обьема однородного наблюдательного материала были отобраны лучшие снимки 118 пор и пятен разных размеров в указанных длинах волн. Во все значения измеренных относительных интенсивностей излучения пор и пятен введены поправки за общий рассеянный свет, который имеет разные составляющие, требующие соответственно и разных методов коррекций.

Величина рассеянного света на диске Солнца определялась на основе наблюдаемого распределения интенсивности ореола при определенной форме функции индикатрисы с учетом закона потемнения к краю Солнца. Поправка за рассеянный свет в условиях высокогорья имеет в основном инструментальную природу и составляет 3.0% - 3.5% для Л5190А и 2.0% - 2.5% для Л.6400А от интенсивности излучения центра солнечного диска. Для исправления наблюдаемых интенсивностей за рассеянный свет, обусловленный эффектом замывания, решалось двумерное интегральное уравнение типа свертки и при это» ядро уравнения проставлялось суммой двух гауссиан (инструмент плюс атмосфера). Параметры функции замывания изображения определялись по профилям тонхоструктурных элементов в тени пятна. Большие поправки получены в основном для малых пятен с площадями Эя < ю мдп. Поправки из-за различия спектров пятен и фотосферы составляют для \5I90A - 1.5%, для А.6400А - 0.5% от интенсивности излучения центра солнечного диска.

Здесь же приводится описание преобразователя почернений негатива в логарифмы интенсивности на базе микрофотометра МФ-4, соданного специально для массовой обработки наблюдательного

материала. Характеристическая кривая негатива апроксимируется анодно-сеточными характеристиками двух электронных триодов. Даны расчеты элементов и характеристика схемы.

во второй главе представлены методы и результаты обработки наблюдательного материала. Изучен контраст пор и пятен с 4 идп. * S < 324 мдп. на гелиоцентрических расстояниях 0.18 * cos j < l.oo в длине волны Я5190А и с 5 мдп.< S <96 мдп. на гелиоцентрических расстояниях 0.15 < cos 7 < 0.99 в длине волны Х6400А. Всего 118 пятен, из них 80 в области А.5290А *60А и 38 пятен в области А.6400А ± 60А. Среднее значение контрастов пор и пятен, расположенных в центральной зоне солнечного диска, составляет 1Я /1ф (5190А) - 0.75 i 0.14, И 1я /1^ (6400А) - 0.121 i 0.012, что дает для А9- 0.47 ± 0.03. Кривая изменения 1я /1ф с длиной волны в А.4000А - Х7000А, построенная по данным разных авторов, показывает довольно плавное увеличение 1я /1^ с ростом длины волны при почти постоянном значении величины Д6. Полученное из наблюдений Л9 при 6600К соответствует яркостной температуре тени пятен Тд » 4I00K t I40K. Достаточно хорошее качество наблюдательного материала, а также -плательный учет всех поправок позволили провести анализ вопроса о соотношении температуры и размеров пятен. Проведенное сопоставление показало, что, по крайней мере, для теней с S > ю мдп. нет определенной зависимости между температурой и площадью ядер пятен.

Значение 1я /1ф для пятен, расположенных на разных гелиоцентрических углах, указывает на уменьшение контраста тени пятен к лимбу. Закон потемнения при определенных предположениях (однородная модель пятна, функция источника есть функция Планка и известен закон потемнения) дает возможность оценить температурное распределение с оптической глубиной. Здесь впервые была предпринята попытка количественного учета вклада излучения от

ярких элементов пятна с тем, чтобы получить распределение температуры п холодной компоненте тени. Используя средние характеристики яркого элемента и кривой центр - лимб вариации их интенсивности, можно учесть вклад излучения горячей компоненты в общую интенсивность излучения тени пятна для различных гелиоцентрических расстояний. Распределение температуры в холодной компоненте совпадает с теоретическим распределением при условии лучистого равновесия с ТЭф =3800К.

Температурное распределение холодной компоненты тени было использовано для построения магнитогидростатической модел пятна. Было вычислено газовое и электронное давления с глубиной, которые нг одятся в удовлетворительном согласии с данным; других исследователей.

в третьей гпаве приводятся результаты детальных исследований классического эффекта Вильсона и его проявлений на разных частях диска Солнца. Измерения включают 111 пятен. Наблюдаемые значения величины эффекта Вильсона показывают, что большие по абсолютной величине полокительные значения встречаются, в основном, на восточной половине диска и составляют больше 2/3 от общего числа: большие по абсолютной величине отрицательные значения - на западной части диска и составляют 3/4 от общего числа исследованных пятен. Если на восточной ча^ги диска отношение числа положительных значений величины эффекта к числу отрицательных - порядка 8:1, то в западной части это отношение составляет 0.9:1. Наблюдения, таким образом, определенно указывают на существование восточно-западной асимметрии в проявлении эффекта Вильсона, то-есть эффект асимметричен. Для исследования конкретного вида зависимости эффекта Вильсона от гелиоцентрического угла значения величины эффекта были усреднены внутри интервалов угла с шагом 10 отдельно для восточной и загг^оЯ частей диска

Солнца. Такой подход дал возможность обнаружить определенный ход изменения значена я ветчины эффекта Вильсона по диску Солнца. Наблюдаемая зависимость вполне удовлетворительно описывается выражением, в котором правая часть существенно отличается от классического представления

д(7) - 1/2 ( BL/B - Вц/В ) = h/B sin(7 + ф) + с ,

где BL и Вц - ширины полутени пятна со стороны лимба и центра, В - ширина полутени, не искаженная эффектом проекции, h - параметр, определяющий глубину залегания пятен.

По наблюдаемым точкам методом наименьших квадратов было определено значение параметров, входящих в уравнение, а также угол наклона пятна к востоку. Этот угол составляет 34°Е ± 14°Е, и глубина залегания пятен равна 818 ± 214 км. Максимальное положительное значение величины эффекта наблюдается в пределах углов 40°Е - 60°Е, а отрицательное, в основном, на западной половине диска; точка нулевого значения величины эффекта смещена от центра видимого диска Солнца к западу. .

в четвертой главе обсуждаются предложенная феноменологическая теория оптических вспышек, временная последовательность возникновения вспышек в отдельной активной области. Солнечная вспышка - это мощное энергетическое явление. Одним из источников этой энергии считается накопление энергии за счет деформации магнитного поля активных областей. С этой точки зрения были изучены структуры и поведение активных областей с 18 по 24 августа 1971г., с 14 по 18 сентября 1977г., с I по 9 августа 1972г. и гомологических вспышек за 9 и 10 ноября 1979г.

На стабильность структуры магнитного поля активной области в верхней атмосфере Солнца указывают данные гомологических вспышек 9 и 10 ноября 1979 г. Анализ двух различных по интенсчв-

ности, но по многом похожих и имеющих аналогичную конфигурацию и структуру метровых радиовсплесков приводят к -включению, что топология магнитного поля на уровне хромосферы и короны сохраняется в области до и после вспышек, по крайней мере, в течение суток.

Предположение о роли деформации магнитного поля как источника энергии солнечных вспышек пока не приводит к успеху в понимании этого сложного явления. Во-первых, время накопления энергии достаточно велихо, во-вторых, время сброса накопленной энергии не всегда коррелирует с моментом возникновения вспышек. Однако факт деформации в какой-то мере может быть использован при разработка физической теории явлений.

В настоящее время не существует однозначной интерпретации этого мошного энергетического явления, что в определенном смысле сдерживает систематический анализ данных наблюдений. В создавшейся ситуации необходимы полуэмпирические расчеты, позволяющие вести массовую обработку, исходя из наблюдаемых параметров вспышек, с учетом особенности их развития как оптического явления. Несмотря на заметное различие, вспышки обнаруживают одинаковый и типичный ход развития: а) кривые изменения яркости и площади светящегося объема имеют ярко выраженную асимметрию и характеризуются относительно крутым подъемом и более медленным спадом; скоррелированные во времени изменения свечения площади происходят почти синхронно, причем точка максимума площади отстает от точки максимума свечения по фазе; б) энергия оптических вспышек пропорциональна скорости изменения светяшегося объема, то-есть, при возгорании вспышка возрастает в объеме, а при угасании уменьшается: в) площадь светящегося объема тем больше, чем больше продолжительность свечения. Солнечные вспышки, таким образом, характеризуются тремя наблюдаемыми величинами: площадью светя-

иегося объема ( S ), продолжительностью свечения ( Т ) и частьв общей энергии, трансформированной в излучение He( Е ).

Весьма важно установить зависимость энергии излучения вспышки от наблюдаемых параметров. Автором развито феноменологическое описание оптических вспышек, позволившее найти функциональные зависимости между тремя параметрами ( S, Т, Е ). При этом нет необходимости выяснять, где и каким образом возникает энергия и какова ее природа. Нам достаточно знать, что в обьеке вспышки выделяется энергия в виде излучения в линии На (фильтро-грамма).

В рамках такого подхода впервые получено соотношение для кривой развития площади светящегося объема вспышки со временем

S ( t ) « (. 1 - t/T - e-t/T ),

достаточно хорошо описывающее наблюдения.

Максимальная площадь светящегося обьема пропорциональна продолжительности свечения вспышки Sm - kl. Этот факт является следствием проявления во вспышках классической теплопроводности, коэффициент к, определенный впервые из наблюдений, составляет 3.2-Ю15см2/сек. Время сдвига по фазе точки максимума площади относительно точки максимума свечения пропорционально Т, Для полной энергии вспышки получено выражение

Е ( И ) ~ S3/2

v а ' m '

то есть, энергия пропорциональна максимальной площади в степени 3/2. По этой формуле вычислена энергия излучения вспышек разных баллов, которая изменяется почти на порядок при переходе от балла к баллу и находится в согласии с данными спектральных наблюдений.

Здесь оценена энергия вспышек импульсного типа по времени flash phas"., исходя из теории точечного взрыва в неоднородной

атмосферэ. Вычисленные значения плоаади фронта ударной волны на уровне точки взрыва со временем качественно п^зторяэт наблюдаемый ход изменения площади отдельных узлов оптических вспыиек, характер кривых совпадает и в начальный момент подчиняется закону Э - с1/2.

За время существования активной области регистрируется большое количество вспызэх - от нескольких десятков до сотен. Определенный интерес представляет изучение свойств временного ряда, образованного моментами возникновения вепыиек в отдельных активных областях, и его струхтурных особенностей. Установлено, что процесс является неоднородным по времени (интенсивность потока по вре^ни непостоянна) и в реальной структуре времен'ого ряда существуют серии. Появление серий в структуре ряда явно выражено во всех активных областях независимо от их индивидуальных особенностей.

пятая глава начинается с изучения распределения интенсивности излучения линии короны Х5303А на лимбе непосредственно над группами пятен. Обнаружено, что над активными областями встречаются два типа распределения: в первом случае непосредственно над группой пятен имеет место иахсимум интенсивности излучения; во втором, наоборот, наблюдается ее ослабление (провал). Проведен расчет распределения интенсивности линии Х5303А .¡ри определенной геометрии и физических параметрах конденсации. Различие в поведении распределения интенсивности линии на лимбе над группами пятен связано с температурой ядра корональной конденсации.

Осуществлен большой обьем расчетов радиационных потерь корональной плазмой в зависимости от температуры с учетом излучения ионов наиболее распространенных элементов ( II, Не, С, N. Ме, Мв, Б!. Б. Са, Ге) на основе методики, разработанной в лаборатории спектроскопии ФИАН СССР им. Лебедева. Он включал в себя

расчет ионизационного равновесия, расчет температурной зависи--кости излучения для какдого иона - различных элементов и расчет суммарных радиационных потерь.

Кривая радиационной потери имеет некоторые характерные особенности. Обращает на себя внимание немонотонность кривой в зависимости от температуры - наряду с нормальными участками возрастания есть участки убывания, и существуют два гожа излучения: большой - в области 'г «. 2 lohl, и малый - в области Т* (1.5 г 2) 106К, соответствующие температуре солнечной короны.

_ В этой главе также рассмотрено влияние электрически:: полей на форму и ширину контура линии короны ^БЗОЗА. Ширина наблюдаемого контура' эмиссионной линии обусловлена как тепловой скоростью излучающих ионов, так и их направленным движением. Рассчитанный контур линии ?^5303А заметно отличается от гауссовой формы при Vj-, / v,f t 0.5, особенно в крыльях линии.

В заключении диссёртации приведены основные итоги работы, научная и практическая ее ценность, личный вклад автора и апробация.

Основные публикации по теме диссертации: А. Публикации в виде монографии:

1. З.Я.Вильковиский, С.О.Обашев "Физика корональных структур". // Изд. "Наука" Каз.ССР, Алма-Ата, 1979, 85 с.

Б. Статьи:

2. S.Q.Obashev, The Hijh Altitude Solar Station peak Alma-Ata. //Solar Physics, 1971, v.16, pp.493-496.

3. S.O.Obashev, R.Kh.Gainullina, T.M.Minasyants, G.S.Hinasyants, The Angle o~ inclination of the Sunspot Synnetry axis to the Solar suilace.// Solar Physics, 1982, v.78,pp.59-66.

4. С.О. Обашев, Р.Х.Гайнуллина, Т.Н.Минасянц, Г.М.Минасянц. Асимметрия эффекта Вильсона. //Вестник АН Каз.ССР, 1981, лз,

С. 34-38.

5. с.О.Обашев. О начальной фазе развитая хроыосферной вспышки. //Астрон.н., 1965, т.42, с.1017-1021.

6. с.О.Обашев, Г.С. Минасянц. Соотношение между температурой и размерами ядер солнечных пятен. //Астрон. цирк., 1974. &з50, с. 1-2.

7. С.О. Обашев, Г.В.Бешонов, Г.с.Минасянц. Нагнитостатическая иодель солнечных пятен. // Труды VIи консультативного совещания АН соц. стран по физике солнца. Ы., *наука", 1976, с.75-79.

8. с.О. Обашев, г.С.Минасянц. К физике солнечных Пятен. // Труды АФИ АН каз.ССР, 1977, Т.30, С.3-13.

9. Г.С.Минасянц, С. О.Обашев. Фотогелиограф .// Труды АФИ АН Каз. ССР, 1973, т. 22, с. 18-26; СОЛНеЧНЫО ДЭННЫе4 1972, яз, с. 98-100.

ю. с.О. Обашев. Кривая изменения площади и продолжительность жизни хромссферных вспышек. // Солнечная активность. И., "Наука", 1968, .¡23, С. 87-94.

и. С.О.Обашев. Полная энергия хромосферных вспышек. Солнечная активность. // М., "Наука", 1968, йз, с.95-97.

12. С.О.Обашев. Энергетическая классификации хромосферных вспышек. Солнечная активность.//м.,"Наука",1968, яз,с.98-99.

13. С.О.Обашез, Г.С.Минасянц, Н.Г.Макаренко, о распределении солнечных вспышек во времени в отдельных группах пятен. // Астрон. цирк., 1970, М581, С.5-6.

14. с.О.Обашев, Г.С.Минасянц, Н.Г.Макаренко. Структура временного ряда, образованного вспышками в отдельных трупах пятен. //Труды АФИ АН Каз.ССР, 1973, т.23, с.103-122.

15. э.Я.Е ¡льховиский, С.О.Обашев. Излучательная способность и

температурная структура корональной плазмы.//Астрон. к. 1971, -Т.--48, С. 747-757.

16. -с.о. Обашев. о роли тяжелых ионов и теплопроводности в охлаждении корональной конденсации. //Изв. АН Каз. ССР, Сор. ф.М. н. , 1964, Т. 7, С. 91-110.

17. с.О.Обашев,Э.Я.Вильковиский,А.С. Зубцов, влияние электрических полей на форму контуров корональных линий. //Труды пятой всесоюзной ежегодной зимней школы по космофизико, Апатиты, 1968, с. 258-261; Труды АФИ АН Каз.ССР, 1969,Т.15,С.10-15.

18". - с. О. Обапев, Г. с.Минасянц. Первый опыт использования Большого коронографа для фотосферы. JJ Солноч. данные, 1973, й2,

С. 113-116.

19. с.О.Обашев, Г.с.Минасянц. Телескоп фотогелиограф.//Авторское свидетельство СССР й 315151 от 21 сентября 1971.

20. с. О.Обашев, А. с. Кайдаш. Преобразователь почернений негативов в логарифмы интенсивностей. // Труды АФИ АН каз.ССР, 1973, т. 23, с. 144-150.

21. с.О.Обашев. О классической теплопроводности в солнэчных вспышках. // Письма в АЖ, 1992, т.18, j68, С. 731-734.

22. Ishkov V., Slogilevsky Е., Obashev S., Minasyants G. Sonse characteristics o£ the évolution of the flare-achive complexes observed in September 1977, Eep.UAG-83, Р.1., USA-,1985, p.189-201.

23. Chertok I., Obashev S., at al. Eelationship of the dinanical events in optical and Ead.Ranges during the flares of November 9 and 10, 1979. Publ-Debrezen Heliophys. Observatory., 1983, No.5, p.73-83.

24. обашев с.О. Некоторые особенности свечения короны в линиях в окрестное и солнечных пятен., Изв. Астрофизического t Института АН КазССР, 1961, Т.12, С.78-81.

25. обзсев С.О. О возиожнсЯ связи г:ехду различнш:и параметрами солнечных зспжек. Труди Астрофпз. ин-та АН ка?"С?, 1969, Т. 15, С. 27-37.

26. Обппев С.0., Ннлованов В. И. Фотометрия пятен в непрерывном спектре. Солнечные данные, 1977, JS 5, с. 9-1-99.

27. ВильковискиЯ Э.Я., Обапев С.О. Расчет моделей солнечной короны. Труды Астрофиэ. ин-та АН КазССР, 1977, Т.30, С. 57-65.

28. Бпльковискип Э.Я., Нинасянц Т.М., Минасянц Г.С., Обаиоз С.О. о i ведении эмиссионной линии короны \5зоза над активными областями.

Труды Астрофиз. ш-та АН КазССР,1983, т.41, с.зо-зб.

/

с е к е н ивл ли

КУН ДАКГАРН дЗНЕ ОНШ АТИ0С4ЕРАДЛГН ЭРЕХЕГТЕСТШН ЗЕРГГКУ

Кептеген оакклаулар нати--:ес1нэ еск аэр.~.еу и-риеинда ¿ильсон зффект:с1не баилаяисты кзда вандыликтар,дактар геленкеЫн!н ор-таиа твмпературасы.жэне ол тэмгсзратуранын лак влпек!не баилшш-сы 20К екен{ аникталды.Дак топтарн Квн1ст1г1нд5 ви1 кеодесет1н югбылыстын б!р!,ол-оталыс.Б1р!нв1 рэт оталыстин феноменология-лак теориясы усь'нылып.оталнстын »аркыраитйн келомш1н ауданн, уакыт аралнгы кэне энергия шамаси арасындаги баиланыстар табыл-ды.Оталыс ае^нын аилу втк1аг1Ет1к коэффициент! мелшерленд1.Со-нымен катар оталыс уакыт кезендзр1нен куоылгая т!збек жэнз онин кгрь'лнм ерэкшел!ктер1 карастырнлды.Кун тэи1с1нде кеп кзэдесетЫ 10 элеыенттзрд!ц кедзлдэтиген эр иондаранын сэуле выгару каси-леттер! косалып есептел'1п ол шаманки тзкче^итурага баиланысти еэге?1п отиратннн жэне онда кун так!с 1 не сэикес температура кеа-дзсетпП аникталды.Дакгарга баиланнстн кун'тэе!с1ндз кеод9свт1н кеи-б1'р кубыластардвд табигаттарыда аергтелд!.

IliV¿CSTIQA'flOK OF JlT.ioPOTo A«D THil-i KAKIPJSIATIOii;» Hi

Tiiji oU;i A riXoPHiirtii

Doctor's thesis are devoted, to or.e of the important current problems of the solar activity-sunsj.ots and their r.anif estatiorvs in the solar atnosphere layers..New objective laws behind out of the classical representation,on the V/ilson effect are established. The Vilson effect,used before only as a method of determining the physical depression of sunspots,is used to estimate a quite differ-on.!; paranster- "he su:ispot syiu.etry axis inclination an^le to the solar surface vr.d jnoir uean co r.perature that does't depent on spot sizo.ii phenoaenalocical" description of solar flares is ;;u;xc--sted.Ic'u ; . in .d „hat thu L3t.nl I'lar . energy is proportional to the maxinum shining voluae area and the area is proportional to the flare shining duration.The flare substance temperature conductivity coefficient is estimated.A tine raw of flare raising none.i-ts in some activity regions and its structural features are studied.A solar corona summarize radiate ability curve deduced from the radiate date of the ions of ten widely distiibuted elenents is investigated in dependence on tecperature.It's established temperature .corresponding to the solar corona.An intencity distribution of the green coronal line on the liab over sunspot groups is studied.