Методы и результаты исследования солнечных пятен и окружающей фотосферы с высоким разрешением тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

<=5

с:

На правах рукописи

ОТ; О

УДК 523.94 523.98

АБДУСАМАТОВ Хабибулло Исмаилович ,

МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И ОКРУЖАЮЩЕЙ ФОТОСФЕРЫ С ВЫСОКИМ РАЗРЕШЕНИЕМ

Специальность:

01.03.03. - Гелиофизика и физика солнечной системы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Иркутск - »997

Работа выполнена в Главной астрономической обсерватории РАН-

ОФициальные оппоненты:

доктор физико-математических наук В.М.Григорьев, доктор физико-математических наук В.В.Касинский, доктор физико-математических наук В.Н.Обридко,

Ведущая организация: Главная астрономическая

Защита диссертации состоится " " ноября 1997 г. с часов, на заседай™ диссертационного совета

Д.003.24.01 при Институте солнечно-земной физики СО РАН по адресу: 664.033, Иркутск. 33, аб./ящ. 4026.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке

обсерватория НАН Украины.

ЙСЗФ СО РАН.

Автореферат разослан " " октября 1997 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат ц и:!;!!'>.> математических наук

А. И. Галкин

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Предметом диссертации является исследование с высоким разрешением физических параметров и свойств ■ тонкоструктурных элементов солнечных пятен и окружающей фотосферы и взаимосвязи этих элементов со структурами более крупного масштаба, а также природы и генетической взаимосвязи фотосфсрных структур различного масштаба, и выяснение роли подфотосферной конвекции в образовании этих структур.

К середине 60-х годов, когда было начато данное исследование, стало очевидным, что прежние представления о магнитном поле, структуре пятен и окружающей фотосфере, основанные на наблюдениях с усредненными их характеристиками не отражают истинной, картины происходящих явлений. Развитие последующих исследований выявило значимость и необходимость изучения тонкоструктурных образований,которые являются основной ареной действия физических механизмов, а также получения из наблюдений новых данных о важнейших физических параметрах как •отдельных тонкоструктурных образований, так и совокупности этих образований во всей активной облает. К тонкой структуре относят совокупность образований, имеющих горизонтальные размеры менее 1500 км. Это. прежде всего, светлые и темные образования в тени и полутени пятен, магнитные образования.вокруг пятен (факельные гранулы, магнитные узлы) и окружающая фотосферная грануляция.

Возникновение и стабильность пятна неразрывно связаны с взаимодействием конвективных-движений с магнитным полем. Поэтому пятно нельзя рассматривать как изолированное явление вне связи и взаимодействия его с окружающей фотосферой и с другими проявлениями активности

Основой работы являются разработанные автором новые методы наблюдения и измерения физических параметров- атмосферы Солнца с высоким пространственным и временным разрешением, многолетние ряды высококачественных наблюдений активных областей и окружающей фотосферы. выполненные автором на Пулковском горизонтальном солнечном телескопе АЦУ-5 и специальном астрофизическом комплексе "Памип", установленной на высоте 4330 метров ( Восточный Памир ) с уникальными атмосферными условиями, а также баллонные наблюдения Солнца в стратосфере во время полетов Советской стратосферной солнечной обсерватории..

Актуальность проблемы.

Магнитные поля, формируя и контролируя солнечную плазму,' определяют структуру и динамику многих процессов в атмосфере, перенос вещества и энергии в ней и порождают практически все явления солнечной активности. В пятнах и их окрестностях наиболее ярко проявляются основные процессы солнечной активности вообще и нестационарных явлений в частности.

Большинство проблем физики Солнца и солнечной активности связаны с исследованием тонкой структуры как самого магнитного поля, так и мелкомасштабных элементов его атмосферы, поскольку' Фундаментальные процессы во всех слоях атмосферы, сосредоточены внутри отдельных активных образований, имеющих тонкую структуру. Ввиду того, что при этом достигаются большие перепады-: . в температуре, давлении,, скорости и'в магнитном поле, их тонкая, структура во многих случаях является очень важной в общем балансе энергии. Итак, мелкомасштабные образования атмосферы играют роль универсальных кирпичиков, : из которых' может формироваться наблюдаемое разнообразие структурных образований. Поэтому без детального их исследования ' нельзя получить правильное представление о физическом- характере процессов, протекающих как в атмосфере, так и в различных подфотосферных • конвективных слоях. С исследованием тонкой, структуры активных образований и . их магнитных полей, непосредственно;, связано резание ряда основных проблем физики Солнца, совершенствование прогнозов образования и эволюции активных процессов. '■•

Взаимодействие процессов,' происходящих в конвективных слога и атмосфере, осуществляется через фотооферные структуры, которые, в свою очередь, . являются продуктом, процессов, • протекающих в различных, как. по .-глубине.''..-так и по физическому состоянию неустойчивых слоях конвективной зоны. С исследованием этих структур непосрэдственно связано понимание процесса выноса и механизмов переноса потока вещества и энергии к поверхности. Не зная природы наблюдаемых закономерностей образования и взаимодействия различных фстосфернах структур как в активных, так и в спокойных областях и их связи с физическими процессами,;, происходящими в различных неустойчивых слоях конвективной зоны, трудно понято физику зарождения и всплытия сильных ; магнитных полей и, как следствие, образования и развития ' пятен и' их

устойчивости в иерархических масштабах. Знание физики пятен и окружающей фотосферы и их взаимодействия является весьма ванным для разработки основ прогноза и теории солнечной активности.

Постановка таких исследований требовала усовершенствования солнечных инструментов, разработки новых эффективных методов наблюдения и измерения физических параметров атмосферы Солнца с высоким пространственным и временным разрешением, проведения наблюдений только в высококачественных атмосферных условиях, а также разработки' способов точной двумерной фотометрии негативов и обработки больших объемов такой информации.

Цель работы. Создание' надежной системы наблюдательных данных о тонкой структуре, пятен и окружающей фотосферы < и получение новых достоверных знаний и представлений о них. позволяющих выявить роль различных физических механизмов, лежащих в основе этих явлений.

Поставленная цель требовала решения следующих проблем:

1.Разработать и. реализовать новые эффективные методы наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры •атмосферы Солнца, которые дают возможность получения достаточно высококачественного обширного наблюдательного материала, позволяющего исследовать двумерное поле распределения физических параметров и их высотную структуру с высоким пространственным и временным разрешением.

2: Исследовать магнитное поле, движение вещества, и тонкую структуру полутени и тени пятен, получить новые и уточнить известные данные о них. Определить свойства светлых образований в тонкой структуре полутени и тени. Изучить пространственные поля физических параметров пятна на фотосферном и хромосферном уровнях атмосферы и усыновить степень и форму их взаимосвязи.

3.Исследовать роль подфотосферной конвекции в образовании мезогрануляционной и Грануляционной структур фотосферы в активных и спокойных областях. Изучить влияние магнитного поля пятна на окружающую мс-зогрануляционную структуру. Исследовать свойства и природу тонкой структуры фотосферы и их изменение в малоизученных пространственных масштабах мезогрануляцш.

Научная новизна результатов диссертационной работы заключается в следующем.

1. Впервые установлено, чго наблюдаемая напряженность магнитного поля в светлых волокнах полутени пятен всего па 100

- 400 Гс слабее, чем в темных, гдз наблюдается преимущественная концентрация сильного поля напряженностью до 1700-1900 Гс вблизи внутренней границы полутени. ' Определен угол между направлением вектора поля и поверхностью фотосферы в полутени, который составляем =11° вблизи внешней границы полутени.

2. Установлено, что эвершедовское движение вещества в полутени сосредоточено так же,как и магнитное поле,, в ее темных, волокнах;' движение направлено под очень небольшим углом в «4° к поверхности фотосферы.

3. Впервые установлено важнейшее свойство светлых мостов тени пятен, лежащее в основе их образования: напряженность поля в них ниже, чем в соседних участках (ДВ>300 Гс). Показано, что мосты, являясь неотъемлемой частью тонкой структуры,порождающей их тени, тесно связаны с процессом перестройки и постепенного расщепления ее магнитного шля. :

4. Показано существенное различие физических процессов, протекающих в различных тонкоструктурных элементах полутени и тени, наличие их связи с динамическими явлениями в■ пятнах и определяющая'роль темных образований и их тонкой структуры.

5. Выявлено, что тонкая структура фотосферного поля имеет свое продолжение в верхних хромо.сферных слоях тени пятна.

6. Получены наблюдательные обоснования концепции автора об образовании наблюдаемой грануляционной структуры в виде вторичного явления по отношению к более глубинным образованиям мезогрануляции. Установлено, что большие яркие гранулы и .более темные межгранульные промежутки: на поверхности ' фотосферы преимущественно распределены анизотропно,и представляют собой организованную ячеистую мезогранулящюнную. структуру фотосферы с соответственно чередующимися подъемами горячего и опусканиями холодного вещества, порождаемую конвективным водородным режимом при определяющей роли гелиевого режима.

7. Супергрануляционная,мезо1рануляционная и грануляционная структуры фотосферы впервые рассматриваются как генетически взаимосвязанные, образованные вследствие последовательного разбиения гигантских конвективных потоков на вторичные потоки со следующим характерным масштабом, по мере их всплытия вверх к фотосфере и прохождения ими особо неустойчивых слоев HeiII, Hell и НИ конвективной зоны.

8. Впервые измерена напряженность магнитного поля в

хромосфере непосредственно в самой солнечной вспышке. - ее тонких эмиссионных узлах в линии на ( В„(На) ~ 300 Гс).

9. Обнаружено наличие тесной связи между тонкоструктурным распределением интенсивности излучения в непрерывном спектре и соответствующей напряженностью поля в тени пятен.

Научная и практическая ценность работы. Использование ее результатов.

1. Полученные новые экспериментальные данные о магнитном поле, движении вещества и структуре полутени и тени пятен важны для понимания роли тонкой .структуры в протекающих активних процессах. а также для оценки адекватности существующие теоретических моделей пятна и дальнейшего развития теорий генерации ч выхода сильных магнитных полей в атмосферу.

1. Полученные новые физические параметры тонких структур грануляции и мезогрануляции расширяют наши представления о них и позволяют лучше понять их природу, создают предпосылки для •разработки физической теории фотосферных структур и построения неоднородных моделей фотосферы.

3.- Впервые обнаруженная автором ранее неизвестная атмосферная бленда Х6562.448 А в линии На может существенно повлиять на результаты измерения магнитных полей и лучевых скоростей в хромосфере по линии На как при фотографическом, так и особенно при фотоэлектрическом методах их измерения.

4. Разработанные методы наблюдения и измерения магнитных полей и лучевых скоростей существенно увеличивают возможности фотографического метода наблюдения, а их реализация позволяет производить измерения магнитных полей и лучевых скоростей движения вещества одновременно в различных линиях спектрального диапазона от На до Н5, и тем самым исследовать трехмерную тонкую структуру образований с высоким пространственным и временным разрешением и динамику изменения этой структуры.

5. Разработанные новые критерии количественных объективных оценок параметров оптических характеристик дпевнпй атмосферы важны не только для поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими атмосферными условиями, но и для количественного сопоставления эффективности работы различных оптических телескопов высокого разрешения и места их установки.

6. Разработанные методы точной двумерной фотометрии, реализованные в созданном нами комплексе полуавтоматического цифрового микрофотометра, успешно применены для обработки различных наблюдательных материалов, в частности, для массового измерения контуров фраунгоферовых линий и их смещения.

7. Изобретение автора "Купол оптического телескопа" может быть использовано в двух вариантах: для зашиты солнечных телескопов от климатических воздействий и для исключения температурных неоднороднсстей. образующихся при открытом окне (щели) купола, а также для упрощения кинематики его движения.

8. Разработанная нами анаморфотная оптическая система была успешно применена в короткофокусном спектрографе телескопа комплекса "Памир". В результате в три раза ( только по одной координате -вдоль дисперсии) увеличилась его линейная дисперсия и значительно повысилась точность фотометрических и физических параметров, получаемых посредством изучения контуров линий.

9. Полученные величины смещения длины волны теллурических линий и ход этих смещений в течение дня определяют степень нестабильности нульпункта для измерения лучевых скоростей, а проведенные расчеты стабильности положения солнечных, линий в спектрографе указывают также и на их значительное смещение на фотоприемннке с изменением температуры' и атмосферного давления.

Достоверность и обоснованность полученных в работе результатов определяются высоким качеством использованных наблюдательных материалов, полученных с помощью нескольких крупных оптических солнечных телескопов только в наилучших атмосферных и внеатмосферных (стратосферных) • условиях, обеспечением высокой фотометрической и координатной точности при обработке двумерного участка исследуемой площадки негативов спектрограмм и фотогелиограмм, а также использованием, - в основном, больших объемов информации. Разработанные методы' наблюдения и двумерной фотометрической обработки негативов были реализованы в аппаратуре и на практике доказали свою жизнеспособность. Большинство новых'результатов в дальнейшем были подтверждены независимыми исследованиями других авторов. На эти VI другие работы автора имеется много ссылок как отечественных, так и зарубежных исследователей. ' ■

ОСНОВНЬЕ ПОЛОЖЕНИЯ. ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1. Разработанные новые эффективные методы наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры атмосферы Солнца и их реализация.

2. Результаты исследования фотосферного эффекта Эвершеда. магнитного поля и тонкой структуры полутени пятен:

- установление концентрации эвершедовского потока движения вещества в темных волокнах и определение угла вектора этой скорости с горизонтальной поверхностью («4°);

- установление концентрации сильного поля в темных волокнах ( до 1700-1900 Гс ) и определение угла вектора поля с поверхностью фотосферы («11° вблизи внешней границы полутени);

- непосредственные измерения и обнаружение достаточно сильных попей в светлых волокнах ( напряженностью всего на 100400 Гс слабее, чем в соседних темных волокнах ) и существенное о'тличие физических условий в них от фотосферных.

3. Результаты исследования магнитного поля и тонкой •структуры тени пятен:

- обнаружение важнейшего свойства светлых мостов тени -ослабление доля в них относительно соседних участков тени: определение доли площади тени, занятой всеми яркими . теневыми точками («4%), и установление ее допустимого предела (<1255);

- получение по всему пятну достоверных результатов пространственного распределения магнитного поля и поля лучевых скоростей в верхних слоях хромосферы и вертикального градиента поля и на их основе обнаружение экспоненциального характера проникнорения фотосферного магнитного поля в хромосферные слои.

4. Результаты изучения роли подфотосферной конвекции в образовании мезогрануляционной и грануляционной структу,. фотосферы в активных и.спокойных областях Солнца:

- обнаружение как в активных, так и в спокойных областях Солнца анизотропного пространственного распределения ярких больших гранул и более темных широких межгранульных промежутков и установление квазиперчодической вариации '.параметров их конгломератов в масштабах мезогрануляции;

- обнаружение изотропного пространственного распределения образований мезоструктуры и их основных параметров вдоль-поверхности фотосферы как в активной, так и в спокойной областях;

- получение новых данных, подтверждающих, что яркие гранулы и мезоструктурные явления представляют собой конвективные образования; предложение качественной модели всплывания мезогранульного конвективного потока в фотосферные слои.

5. Методы и результаты исследования всего спектра качества изображения Солнца и динамики его изменений в высокогорных условиях Памира и разработка новых количественных объективных критериев поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими дневными атмосферными условиями.

Апробация работы. Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались на Симпозиуме MAC N 43 "Солнечные магнитные поля" ( Париж. 1970 ), Международном симпозиуме "Проблемы магнитных полей в космосе" ( Крым, 1976 ), Симпозиуме КАПГ "Прогнозы солнечной активности и наблюдения солнечных активных явлений" (Ленинград, 1987 пленумах секции "Солнце" Астрономического Совета АН СССР ( Кисловодск, 1981; Киев, 1934; Алма-Ата, 1987; Ашхабад, 1990 ), Всероссийской конференции по физике Солнца ( Москва, 1995 ). семинарах Рабочей группы "Солнечные инструменты" Астросовета и Совета "Солнце - 'Земля" АН СССР (Иркутск, 1982; Киев, 1S86; Ашхабад. 1988; Ленинград, 19Э0 ), научных семинарах Астрономического института АН Чехословакии, Белградской обсерватории. ГАИШ МГУ, ГАО РАН.

Публикации. Основные научные результаты диссертации опубликованы в 62 работах.

Личный вклад диссертанта. Из 62 работ 25 написаны в соавторстве. В работах [1,6,8] в равном соавторстве выполнены все этапы, от наблюдений до астрофизической интерпретации

полеченных результатов. Все остальные совместные работы выполнены под руководством и при непосредственном участии диссертанта. Ему принадлежат постановка задач, пути и методы их решения, значительная часть работы по их реализации, анализ и формулировка выводов. Текст всех этих совместных работ написан им лично.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, 5 глав и заключения. Общий объем работы 410 страниц, из них 275 основного печатного текста, 103 рисунка и ф-тографий, 12 таилиц. Список литературы содержит 432 наименования на 27 страницах, в том числе работ автора 67.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Первая глава посвящена разработке методов наблюдение и измерения физических параметров, атмосферы Солнца с высоким пространственным и временным разрешением. После критического разбора существующих методов наблюдения магнитных полей на основе эффекта Зеемана; был выбран фотографический метод, который обеспечивает наилучшее пространственное и временное разрешение при измерении сильных концентрированных полей. В предложенном автором методе наблюдения магнитных полей и ■ скоростей по широкому участку спектра призма Волластона впервые устанавливается за щелью внутри спектрографа.Такое расположение призмы позволяет использовать для измерения магнитного поля большое число спектральных линий и существенно улучшает пространственное разрешение по глубине в атмосфере Солнца. Изготовление и применение впервые в солнечных исследованиях ахроматической в области от На до Не пластинки Х/4 резко увеличило возможности фотографического метода и позволило •.производить измерения магнитных полей и лучевых скоростей одновременно в различных слоях как фотосферы, так и хромосферы. Однако недостатком данного метода является то, что одно наблюдение дает лишь один разрез этих параметров по высоте,в то время, как важнейшей задачей является трехмерное исследование их тонкой структуры. Решением этой проблемы является разработка и реализация на солнечном телескопе АЦУ-5 фотографического метода сканирования изображения - метода получения трехмерной информации, суть которого заключается в совместном непрерывном медленном движении диска Солнца по щели спектрографа и ступенчатом передвижении всех четырех кассет с последовательным 'экспонированием их через равные интервалы времени. Благодаря таким серийным съемкам может осуществляться быстрая фиксация Физических процессов и исследование ьысотной структуры двумерной площадки о1" фотосферы до верхних слоев хромосферы, . а также динамики этих структур с большим пространственным и временным разрешением.

Впервые обнаруженная автором раьее неизвестная атмосферная бленда Х6562.448 А может оказать существенное влияние на результаты измерения напряженности магнитных полей и лучевых скоростей в хромосфере по линии Нв. как при • фотографическом,

так и особенно при фотоэлектрическом методах их измерения. При фотографических наблюдениях с помощью разработанного нами фотометрического метода измерения этих параметров, когда контуры линии Ни одного и того же места на обоих спектрах, разведенных призмой Волластона. при- обработке совмещаются, сравнительно легко исключается влиянче данной бленды, а также и влияние асимметричности контура линии На . в отдельных хромосферных тонких структурах на результаты измерения. Однако при обычных магнитографических наблюдениях влияние обнаруженной бленды и асимметричности контура линии На на результаты одновременного измерения магнитных полей и лучевых скоростей по всей активной области практически невозможно исключить. Автором .вычислен широкий диапазон лучевых скоростей в линии На, когда при магнитографических наблюдениях может появиться искаженный сигнал. Поэтому, только разработанный авторок комплексный эффективный метод фотографического наблюдения с последующим измерением значения . этих параметров в линии На фотометрическим путем позволяет получить достоверные результаты для исследования пространственного распредбления магнитного поля и лучевых скоростей во всем пятне в верхних слоях хромосферы.

• -При измерении положения фраунгоферозых линий в качестве спектральных реперов о'бычно используют теллурические линии. Исследование стабильности положения самих этих реперов - семи теллурических линий молекулярного кислорода (ХХ6310-6325 А)-относительно линии одночастотного стабилизированного лазерного луча на протяжении всего светового дня показывает на смещение их дчины волны на 0.005 А в течение дня. Как правило, с ростом зенитного расстояния Солнца теллурические линии смещаются в красную сторону спектра и определяют степень нестабильности нулйпункта.

Исследования стабильности положения солнечных линий на фотоприемнике в дифракционном спектрографе указывают также и на их смещение со временем вдоль направления дисперсии. . Получено, что .виновными причинами смещения положения линий являются термическая деформация дифракционной решетки с изменением ее температуры и изменение показателя, преломления воздуха внутри спектрографа Ä1 = - (аДТ + Дп).Х. Однако, даже при обеспечении достаточной термостабильности ( ДТ « 0 ) спектрографа в течение

линиями являются, в частности, сильные линии Н и К Call и фотосферные линий с большим фактором магнитного расщепления.

В первом случае построенный нами в предположении нормального закона изменения интенсивности ряд логарифмических контуров линий суммарного излучения Нгзг и Кгзг в координатах (ДХг,lgl) не обнаружил по обоим их крыльям никаких видимых изломов хода интенсивности. Во всех случаях имеет место плавное изменение интенсивности крыльев этих линий, '--повышение интенсивности излучения за пределами Н3 и К3 также не наблюдается. Вместе с тем, на памирских спектрограммах иногда тень пятна местами разрешается на отдельные, относительно крупные тонкоструктурные образования. Сравнение фотометрических контуров Н3 и К3, полученных раздельно в темных и светлых деталях тени, также не обнаружило никакой систематической зависимости формы профиля и яркости эмиссионных ядер от типа этих образований. Делается вывод, что в светлых тонкоструктурных образованиях теня физические условия на уровне образования эмиссии Кгзг (Н23г> заметно не отличаются от условий в темных . образованиях.

Во втором случае, если бы физические условия в светлых теневых точках не отличались от фотосферных, то в спектре тени с усредненной.ее структурой должны были бы всегда присутствовать б-компоненты сильного поля и заметная центральная компонента линии. Однако наблюдаемое :нередко отсутствие последней- в спектре тени, как и в случае полутени, указывает, что поля в светлых,и темных образованиях тени вполне сравнимы между собой. Действительно,- сейчас, подтверждено, что поле в ярких точках тени всего на 100-400 Гс слабее, чем в окружающих областях тени.

Ключом к пониманию- пятен, их равновесия и стабильности явилась предложенная нами концепция о структуре их магнитного поля, как. "о скрученной из.нескольких систем (пучков) отдельных жгутов, объединенных .'-в единую слозшую скрученную силовую трубку. В таком представлении важную роль сыграла наблюденная рядом авторов и наш концентрация сильного поля напряженностью не менее 1000 Гс в отдельных изолированных элементарных жгутах-узлах или микропорах диаметром 200-300. км, наблюдаемых только при очень' высоком качестве" изображения; и выдвинутая нами на стыке 60-70-х годов концепция об лх объединении в единую скрученную систему жгутов, формирующих горы и пятна.

Роль и значимость светлых мостов весьма разнообразных форм и яркостей в процессе развития и эволюции пятен и их магнитных полей во многом зависит от их физической природы и генетической связи с пятнами. Вопрос о какой-либо связи между явлениями светлых мостов в тени и магнитными полями к моменту' начала наших исследований еще никем не изучался. Впервые проведенные нами прямые измерения поля вдоль пятна со слабым светлым мостом установили важнейшее свойство светлых протяженных неоднородностей тени пятна, лежащее в основе их образования: напряженность поля в них ниже, чем в соседних участках тени пятна (ДВ > 300 Гс). .Более подробно распределения магнитного поля и движения вещества на фотосферном ( Fei Х6302.499 А ) и хроыосферном ( Ни ) уровнях были изучены вдоль яркого фотосферного светлого моста по серии спектрограмм хвостового многоядерного пятна. В ярком посте .напряженность поля на обоих уровнях атмосферы такая же, как в факелах ( * 400 Гс ). Тонкая структура фотосферного поля имеет свое продолжение в верхних хромосферных слоях тени пятна. Сложное тонкоструктурное распределение яркости в тени почта однозначно связано с распределением напряженности поля: более ярким местам тени соответствуют пониженные значения поля.

Изучая изотропность пространственной ориентации , ярких светлых мостов на большом наблюдательном материале - в 198 группах пятен - получили, что они ориентированы в большинстве Лтечаев вдоль направления солнечного меридиана. Следовательно, можно предположить, что пространственная ориентация ярких, светлых мостов в тени преимущественно перпендикулярна магнитной оси группы и имеет магнитную природу. В этом немаловажную роль могут играть, как правило. незначительно наклоненные к солнечной параллели системы петель магнитных силовых линий, закрепленных в пятнах как одной группы, так и близлежащих групп, и движения их фотосферных оснований.

Критически рассматривая классификацию ярких светлых мостов в пятнах, в частности, тех, которые якобы проектируются на тень пятна, автор приходи^ к выводу, что все они, имея практически одну и ту же физическую природу, генетически связаны с порождающими их пятнами и являются отражением результата различных стадий постепенного расщепления магнитной силовой трубки пягна. В процессе эволюции пятна н раскручивания снлог-ой

трубки с падением азимутальной составляющей поля В? отдельные системы жгутов при незначительном возмущении могут несколько раздвигаться одна относительно другой (или других), образовывая вдоль линии их раздела полости тени с незначительно ослабленным полем, что приводит к образованию узкой светлой цепочки, состоящей из выстроенных в ряд ярких теневых точек, полностью или частично разделяющих тень' на крупномасштабные элементы. Такие цепочки являются устойчивыми образованиями в структуре тени, и пятно в таком относительно стабильном состоянии может находиться еще длительное время в течение суток и более, так как от полного расщепления их все еще удерживает азимутальная составляющая магнитного поля, хотя и значительно ослабленная. Однако часто' взаимораскручивание систем магнитных жгутов продолжится до их полной раскрученности ( В^- = 0 )_; когда эти системы могут отодвигаться друг от друга еще дальше и расщепляться вдоль разделяющей их линии, практически не меняя энергии всей системы, вследствие магнитогидродинамической неустойчивости и подфотосферных процессов. Это приводит к образованию.отдельных изолированных систем магнитных жгутов -осколков тени, разделенных узким светлым промежутком - мостом несколько ослабленного поля, где постепенно по мере его расширения напряженность поля будет падать, а яркость - расти. Светлый мост таким образом в процессе своего образования и эволюции может проходить как бы несколько принципиально разных стадий своего развития, начиная с цепочки генетически связанной с тенью структуры теневых точек и кончая практическим разрывом пятна на осколки с восстановлением квазифотосферных условий между ними. Светлый мост - это . относительно глубокое образование, являющееся органически составной частью структуры тени, тесно связано с динамически!,ш явлениями в пятне и с процессом перестройки и постепенного расщепления его поля, а не является, вопреки некоторым утверждениям, просто лежащим сверху образованием.

Для изучения динамики развития некоторых физических процессов в пятне , со светлым мостом была выбрана развивающаяся группа пятен, снятая во время и после ( через 1 и 13 час ). вспышки в районе моста фотографическим методом сканирования изображения. Величина напряженности магнитного поля в пятне и его общее распределение на фотосферном уровне в области еспшлкч

практически остались без изменения и после вспышки, что говорит об относительной стабильности структуры поля в этих областях. При этом впервые автором была предпринята попытка измерения напряженности магнитного поля непосредственно в самой вспышке -ее тонких эмиссионных узлах, в хромосфере. Поле было измерено в 16 узлах этой и другой вспышки. Его продольная компонента на уровне свечения лиши На в разных эмиссионных узлах вспышки колеблется от 50 до 300 Гс.в то время как на фотосферном уровне первой вспышки находятся относительно сильные, направленные почти поперечно к лучу зрения поля. Их полная напряженность местами близка к 1000. Гс (здесь В„(На)=»300 Гс).

Структура магнитного поля и ■ поля лучевых скоростей одновременно на фотосферном и хромосферном уровнях были исследованы с помощью комплекса разработанных автором надежных методов наблюдения и обработки материалов в лидере и хвостовом пятне одной группы и в сложном пятне другой группы, когда они находились вблизи центра диска Солнца. Благодаря эффективным методам впервые удалось получить не подверженные искажении достоверные результаты исследования -пространственного распределения по всему пятну магнитного поля и лучевых скоростей в верхних слоях хромосферы. В тени конфигурация поля не претерпевает значительных изменений при его проникновении в . хромосферу и соответствует фотосферн'ой даже в элементах тонкой , структуры. Напряженность поля на уровне хромосферы существенно вз отличается от ее значений на уровне фотосферы и между ними существует прямая зависимойь (р « 0.9). Полученные результаты, а также построенная Л1с - В диаграмма и обнаруженная весьма значительная корреляция мевду В - Д1с (р = -0.9) указывают, что' физические условия в тонкоструктурных элементах как.тени, так и полутени в общем определяются структурой и напряженностью поля.

Значения вертикальных градиентов поля, измеренных в тени трех пятен, в целом одинаковы и составляют « 0.2-0.7 Гс/км.3 Изучение распределения значений вертикального градиента поля « пределах тени привело к обнаружению очень важной зависимости: с ростом напряженности поля на уровне фотосферы линейно растет абсолютное значение градиента поля ( р « - 0.9 ),а ходы изофот, изогаусс и изоградиентов поля практически параллельны между •собой. На этом основании, считал поле в хромосфере и в нижней короне бессиловым, можно экстрастлпросать значения ктлболее

уверенно измеряемых фотосферных полей в центральной части теки на бо'льшие высоты вплоть до уровня переходного слоя между хромосферой и короной ( в интервале 0 < Ъ < 2000 км ), путем их аппроксимации экспоненциальным законом:

ъг - г,

- Шг) - В120 е к

где к = 4500+600 км.

Таким образом, полученные нами результата комплексного исследования структуры полутени и тени пятен показывают существенное различие процессов, протекающих в их различных тонкоструктурных элементах,« наличие их связи с динамическими явлениями в пятнах, указывая тем самым на определяющую роль темных образований и их тонкой структуры. Они, в целом, подтверждают реальность нашей концепции о структуре магнитного поля пятна, как о сложной скрученной силовой трубке, состоящей из множества жгутов. . Такая концепция дает возможность объяснения и интерпретации наблюдаемых в пятне тонкоструктурных явлений: концентрации эвер, ^довских движений и магнитных полей в отдельных темных волокнах полутени, пониженные значения полей .в светлых элементах как в полутени, так и в тени,и существенное отличие физических условий в них от фотосферных. наличие ярких теневых точек и их связи со светлыми мостами, а также связи последних.с динамическими явлениями в пятнах. .

В пятой главе-изучается роль подфотосферной конвекции в образовании различных фотосферных структур яркости и скорости в активных и спокойных областях методом исследования двумерной Фотометрии, самых, высококачественных памирских спектрограмм, ■полученных с увеличенной нами в три. раза линейной дисперсией спектрографа, .и. уникальных наилучших стратосферных прямых снимков (Х4600 А), снятых вблизи центра диска Солнца с высоким пространственным разрешением -0.6" и *0.25", соответственно.

Построенные карты Фотометрических характеристик сглаженной («3") структуры фотосферы вблизи пятна и в спокойной области показывают, что пространственное распределение светлых и темных мезообразований в целом является изотропным. Эти образования ни по размеру, ни по соотношению площадей и флуктуаций яркости практически не зависят от наличия или отсутствия пятен вблизи них. магнитное пода пятна, оказывая известное существенное

влияние на непосредственно окружающую пятно грануляционную тонкую структуру, в то же время не оказывает заметного влияния на окружающую мезогрануляционную структуру яркости. Такое явление наблюдается несмотря на то, что непосредственно окружающая пятно фотосфера должна была бы быть более нагретой, вследствие выхода блокированного сильным магнитным полем в глубоких слоях конвективной зоны теплового штока,расходящеюся, вокруг пятка по всей вертикали. Специально проведенная сглаженная («3") двумерная тщательная фотометрия структуры фотосферы на наилучших стратосферных прямых снимках показывает, что изофоты, расположенные непосредственно за внешним краем полутени, имеют неправильную форму и отражают присутствие как ярких, так и темных мезообразований. Не . обнаружено также изменения знака радиального градиента интенсивности излучения вокруг тени. Таким образом, никаких заметных проявлений яркого внешнего и сравнимого с ним по яркости внутреннего светлых колец вокруг полутени и тени в структуре пятна не обнаружено. Следовательно, подавленный тепловой поток распределяется по очень большой площади вокруг пятна, вследстрие очень высокой теплопроводности на глубине блокирования теплового потока. "Размазанный" таким образом по • большой площади вокруг пятна избыток температуры в светлом кольце может быть слишком мал для его фотометрической уверенной регистрации в фотосферных слоях.

Впервые получено, что вертикальные скорости подъема и опускания вещества соответственно, в гранулах и . межгранульных промежутках (Уггоа=430 м/с), а также их корреляция (р =-0.6) с,-тонкоструктурными Флуктуациями яркости ( Д1ггаз = 4.3% ) в_ континууме ( Д1с .) изменяются практически линейно с изменением абсолютной величины яркости (контраста) фотосферных структур ( |Д1С| ), соответственно,до УГ1Л5 = 530 м/с- и р = - 0.8 при |Д1С| > 0.06 и до Угтз = 375 м/с. и р = -0.2 при |Д1С1 < 0.02. Впервые таким образом наиболее достоверно показано, что в ярких, гранулах наблюдается подъем горячего вещества, а в более темны' межгранульных промежутках - опускание холодного вещества с большими скоростями, что говорит об их конвективной природе.

На основе двумерной фотометрии наилучших стратосферных прямых снимков Солнца установлено, что наблюдаемая грануляционная структура фотосферы неоднородна. Гранулы и чс-жгрьнульнис промежутки в мезомасштабах пространственно

распределены анизотропно и представляют собой структуру, организованную по определенному закону: яркие большие гранулы и узкие слабые м^жгранульные промежутки преимущественно концентрируются внутри ячеек мезогранул, а мелкие слабые гранулы и более темные широкие межгранульные промежутки - в промежутках между ними. Впервые полученн ванные количественные результаты, показывающие, что гранулы (на уровнях М>0) в среднем покрывают около 59±2% площади мезогранул, 45% площади фотосферы и 31% площади межмезогранульных промежутков, а межгранульные промежутки ( ДКО ) - соответственно, около 41, 55 и 69%. Отношение доли площадей мезогранул и промежутков между ними, занятых гранулами, равно 1.9±0. 2, а отношение доли площадей межмезогранульных промежутков и мезогранул, занятых межгранульными промежутками. - 1.7. При этом величина этих соотношений резко возрастает в несколько раз соответственно с ростом яркости гранул и с падением яркости межгранульных промежутков. Такая квазипериодическая значительная вариация параметров гранул и межгранульных промежутков вдоль поверхности фотосферы как по яркости, величине вертикальной скорости и размеру, так и по юли занимаемой ими площади мезогранул и межмезогранульных образований позволяет впервые уверенно утверждать, что в мезогранулах в целом значительно преобладают восходящие потоки горячего вещества, а в промежутках между ними - . нисходящие потоки холодного вещества, что указывает на конвективный механизм генерации этих структур.

В пространственных мезомасштабах фотосферкых структур 6"~9" наблюдается наиболее высокая, корреляция (р = -0.69) между флуктуациями яркости в континууме и вертикальными скоростями, которая остается еще достаточно высокой ( р = - 0.66-+ - 0.69 ) и в более широком интервале 3" - 14" масштаба мезоструктур, чем в меньших и бо'льших структурных образованиях. Такая высокая корреляция также' указывает на конвективный механизм генерации мезогрануляционных структур. Итак, только в горизонтальных шкалах грануляции и мезогрануляции температурные вариации и вертикальные скорости сильнее и достаточно хорошд ксррелированк и, следовательно, мезогранульные и гранульные потоки эффективно способствуют транспортировке энергии в поверхностные слои.

Построенная сильно асимметричная бимодальная гистограмма распределения флуктуаций яркости грануляционного поля наглядк"

иллюстрирует присутствие межгранульной и гранульной структур и существенное различие характеристик их конгломератов. Полученный бимодальный профиль " гистограммы при обработке аппроксимируется нами двумя различными нормальными распределениям».одно из которых впервые описывает распределение Флуктуации яркости межгранульных промежутков,а другое - гранул, с достаточно разумными математическими ожиданиями, равными, соответственно,Mi(AI-) = -7% и М2(Д1+) = +8% и "стандартными отклонениями яркостей - 6j(AI.) = 5.5% и 62(ДЬ) = 7.5%. Полные вероятности этих распределений St(Л1_) = 54% и S2(Д1+) = 46% практически соответствуют долям площади фотосферы, занятых межгранульными промежутками и гранулами.

Впервые установлено, что распределение флуктуации яркости грануляционного поля после «3" пространственного сглаживания их яркости существенно изменяется от сильно асимметричного до близкого к нормальному, т.е. амплитуды флуктуаций яркости светлых и темных мезообразований, а также занимаемые ими соответствующие площади практически выравниваются. При этом квазипериоды, полученные о помощью спектра мощности, подтверждают наличие отдельных квазимезоячеек с характерными размерами ~ 3"-12" как вблизи пятна, так и в спокойной области.

Наблюдаемую неоднородную структуру грануляции нельзя рассматривать как следствие действия только одного независимого водородного режима конвекции в подфотосферных слоях, поскольку здесь уже активно действует гелиевый (мезогрануляционный) режим конвекции.Поэтому родившиеся в этом неустойчивом и неоднородном слое гранульные конвективные выбросы по всем своим основным параметрам ( температура, размер, скорость ) полнее проявляются внутри восходящего мезогранульного потока и частично подавляются ( гасятся ) в промежутках между ними. Наблюдаемая грануляционная структура регулируется мезопотоками еще при формировании гранульных ячеек в слое рекомбинации-ионизации водорода конвективной зоны, до их выхода в фотосферу и является следствием расщепления мезогрануляционных потоков на гранульные в подфотосферных слоях и результатом "суперпозиции" генетически связанных ячеек мезогрануляционных и грануляционных масштабов яркости и соответствующей скорости в фотосферных слоях.

Таким образом, мезогранульные потоки играют определяющую роль в формировании гранульных конвективных выбросов с

меняющимися в мезомасшгабах параметрами и в , определении изменения физических свойств тонкой структуры грануляции вдоль поверхности фотосферы. Мезогрануляция, будучи более глубинным конвективным образованием, не является результатом скопления активных или ярких больших гранул, а напротив, определяет их пространственную локализацию. Поэтому наблюдаемая неоднородная грануляционная картина является вторичным явлением по отношению к мезогрануляция.

Полученные результаты дают автору основание предложить качественную модель всплывания мезогранульного потока из более глубокого (около 6000км) конвективно крайне неустойчивого слоя, характеризующегося рекомбинационно-ионизационными процессами гелия. Этот поток, проходя конвективно особо неустойчивый слой «50%-ой ионизации водорода на глубине около 2000 км, испытывает неустойчивость и разбивается на отдельные гранульные ( все еще коррелирующие между собой ) конвективные потоки ( ячейки ). Проникновение всех этих потоков в фотосферные слои и порождает мезгранулу и семейство ее дочерних образований -преимущественно яркие больше гранулы, плотно "упакованные" внутри материнской ячейки.

Автором также предлагается концепция, что наблюдаемые супергранульные и мезогранульные конвективные ячейки' являются родственными образованиями и образуются аналогичным образом вследствие последовательного расщепления в еще более глубоких слоях = 50%-ой двукратной и однократной ионизации гелия, гигантских конвективных потоков, всплывающих с глубин основания (=200000 км) конвективной зоны. При этом расщепление происходит сначала на супергранульные, а затем последние расщепляются на мезогранульные потоки,отражая физические.процессы, происходящие в соответствующих крайне неустойчивых ярусах конвективной зоны.

Итак, единая глобальная конвективная зона вдоль вертикали над ее основанием дробится на три крайне неустойчивых яруса, связанннх с ионизациями гелия (дважды) и водорода. В каждом из этих ярусов последовательно происходит расщепление масштаба всплывающих конвективных потоков, и дополнительно образуются их вторичные потоки со следующим характерным масштабом. Поэтому, конвективным выбросам,проникающим в устойчивые фотосферные слои, свойственны лишь четыре отчетливо различающихся характерных размера с неперекрывающимся диапазоном горизонтальных икал,

соответствующих четырем режимам конвекции. При этом каждому масштабу генетически взаимосвязанных фотосферных структур примерно соответствует аналогичный масштаб активных образований. Это указывает на идентичную иерархическую структуру фотосферы как в активных, так и в спокойных областях, и наличие физических механизмов генерации этих иерархических структур.

В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертационной'работе.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

1. Разработан и реализован ряд новых эффективных методов наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры атмосферы Солнца, которые дали возможность как получения достаточно высококачественного . .обширного наблюдательного материала и его надежной обработки, так и достаточно надежной интерпретации полученных результатов.

2. Получено, что поле напряженностью до 1700-1900 Гс также, как и эьершедовское истечение вещества со скоростью =»4.3 км/с. сконцентрировано в темных волокнах полутени пятен. Определены углы наклона вектороЕ магнитного поля и движения вещества к поверхности фотосферы («11° и »4°, соответственно). Наклоненные под углом =4° темные волокна представляют собой магнитные жгуты, по которым вытекает постепенно нагревающееся холодное вешествс пятна (эвершедовский поток) в окружающую фотосферу.

3. Впервые установлено, что в светлых волокнах полутени,, напряженность поля всего на 100-400 Гс слабее, чем в темных, и., физические условия существенно отличаются от фотосферных.

4. Показано наличие тесной зависимости физических условий в сложной тонкой структуре как полутени, так и тени от структуры и напряженности поля. При этом установлено, что яркие теневые точки, формирующие узкие светлые цепочки при рождении светлых мостов, в сумме занимают- около 455 общей площади тени' V не могут превысить предел, равный всего 12% ее площади.

5. Впервые установлено важнейшее свойство светлых' мостов тени, которое лежит в основе их образования: ослабление поля в них относительно соседних участков, что является результатом перестройки и постепенного расщепления магнитного поля пятна.

6. Применяя разработанные диссертантом эффективные методы.

впервые по всему пятну удалось получить достоверные результаты исследования пространственного распределения магнитного поля и поля лучевых скоростей в верхних слоях хромосферы. Измеренные значения вертикального градиента поля в тени ( =0.2-0.7 Ге/км ) пропорциональны его напряженности на фотосферном уровне, что позволило автору экстраполировать значения наиболее уверенно измеряемых фотосферных полей центральной части тени на большие высоты, вплоть до уровня переходного слоя между хромосферой и короной, путем их аппроксимации экспоненциальным законом.

7. Получено существенное различие физических процессов, протекающих в различных тонкоструктурных элементах пятна ( темных и светлых волокнах полутени, ярких теневых точках, светлых мостах различных стадий развития и темных образованиях тени),и наличие их связи с динамическими явлениями, указывающими на определяющую роль темных образований и их тонкой структуры.

д. Показано,что магнитное поле пятна не оказывает заметного влияния на' окружающую мезогрануляционную структуру фотосферы.

9. Получены новые данные, подтверждающие, что яркие гранулы и мезоструктура .фотосферы представляют собой конвективные образования. Предложена качественная модель всплывания мезогранульного конвективного потока в фотосферные слои.

10. Получены наблюдательные обоснования концепции автора о вторичности наблюдаемого явления неоднородной грануляционной картины по отношению к мезогрануляции, являющейся более глубинным образованием. Яркие большие гранулы и более темные межгранульные промежутки , вдоль поверхности фотосферы пространственно распределены анизотропно и представляют собой организованную ячеистую мезогрануляционную структуру яркости и соответствующей скорости, порождаемую конвективным водородным режимом при определяющей роли гелиевого режима.

11. Обнаружено изотропное . пространственное распределение образований мезоструктуры и их основных параметров вдоль поверхности фотосферы как в активной,так и в спокойной областях.

12. Разработаны и реализованы в высокогорных условиях Памира методы одновременной непрерывной регистрации всего спектра качества изображения Солнца и на основе исследования длительного ряда наблюдений разработаны новые количественные объективные критерии поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими дневными атмосферными условиями.

ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. Абдусаматов X. К. Предварительные результаты исследования напряженности магнитного поля в солнечном пятне с фотосферным мостом // Солнечные данные. 1967. N12. С. 78-84.

2. Абдусаматов X.И.Распределение напряженности магнитного поля в солнечных факелах // Солнечные данные. 1968. N9.С. 84-39.

3. Абдусаматов X. И., Стоянова М. Н. Метод получения трехмерной информации о тонкой структуре солнечных объектов // Солнечные данные. 1968. N10. С.103-107.

4. Abdiissamatov. Н. I.. Krat V.A. Magnetic "knots" In the solar photosphere // Solar Phys. 1969. V.9. P. 420-422:

5. Абдусаматов X. И. Предварительные результаты изучения движения вещества поперек полутени солнечного пятна // Солнечные данные. 1969. N9. С.101-105.

6. .Abdussamatov Н. I., Krat V.A. On small-scale motions In the photosphere and chromosphere of the Sun // Solar Phys.

1970. V.'lL P. 29-30.

■ 7. Абдусаматов X. И. Структура магнитного поля пятна с фотосферным мостом на двух уровнях солнечной атмосферы // Астроном, »урн. 1970. т. 47. С. 82-90.

'8. Abdussamatov Н. I., Krat V.A. On the motion of penumbra filaments in sunspots // Solar Phys. 1970. V.14. P. 132-135.

9. Абдусаматов X. И. О магнитном поле в эмиссионных узлах Еспышек // Солнечные данные. 1971. N9. С. 67-72.

10. Abdussamatov H.I. On the magnetic fields and motions. In sunspots at different atmospheric levels // Solar Phys.'

1971. V. 16. P. 384-397. ' I'll. Абдусаматов X.И..Стоянова M. H.O зависимости магнитного

поля факела от высоты // Солнечные данные. 1971. N10. С. 72-76.

12. Abdussamatov Н.I. Observations of the two-level structure of sunspot magnetic fields // In: Solar magnetic fields. IAU Symp. No.43, Paris. 1970. Ed. by R.Howard. D.Reide? Publ. Сотр.. Dordrecht - Holland.. 1P71. P. 231-234.

13. Abdussamatov H.I. On the physical relation between the magnetic field and tbg brightness in the sunspot umbrae // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1973. V. 24. P. 118-120.

14. Абдусаматов X. И. К вопросу о классификации светлых мостов пятен // Солнечный данные. 1974. N1. С. 91-94.

ls. Абдусаматов X. И., Ферро И. О пространственной ориентации светлых мостов в пятнах // Солнечные данные. 1974. N 3. С. 77 - 82.

16. Абдусаматов X. И. Атмосферная бленда Х656Я.448 Я в линии На и ее влияние на результаты измерений магнитного поля и скорости в хромосфере // Солнечные данные. 1974. N6. С.88-93.

17. Абдусаматов X. И. Об отсутствии областей слабого магнитного поля в тени и полутени солнечных пятен // Солнечные данные. 1975. N4. С.83-86.

18. Абдусаматов X. И. О структуре магнитного поля в волокнах полутени солнечных пятен // В кй.: Проблемы магнитных полей в космосе. М.; Изд. АстроСовета АН СССР. 1976. Ч. 1. С. 195-203.

19. Abdussamatov. Н. I. On the structure of the magnetic field. and brightness In the penumbrae of sunspots // Solar Phys. 1976. V.48. P. 117-119.

20. Абдусаматов X. И. Об угле наклона звершедовского ■ движения в полутени большого многоядерного пятна ' // Солнечные данные,- 1976. 114. С. 74-79.

21. Абдусаматов Х.И. О магнитном поле и поле допплеровских скоростей во время и 'после вспышки в пятне со светлым мостом // Солнечные данные. 1977.. .N4.. С. 52-57.

22. Абдусаматов X. И.. О вертикальном градиенту магнитного поля з тени и полутени,пятен // Солнеч:данные. 1978. N3.C.95-101.

' 23. Абдусаматов X. И., ,.Златопольский А.Г. О смещении длины волны • теллурических .линий, солнечно го спектра в течение дня // Астроном, цирк.'. 1978., N1026. С.5-6.

24. Абдусаматов X.'И. Экспоненциальный ход. магнитного поля с высотой над тенью пятен //. Солнечные; данные. 1979.N4. C.10Í-105.

25. Абдусаматов X. . И. ¿ Стоянова М. Н. Об отсутствии проявления' тонкой структуры тени и полутени солнечных пятен в форме контуров линий Н и .К Call // Солнечные данные. 1979. N9." С. 87 - 90.

26. Абдусаматов Х. И. Структура-магнитного поля сложного пятна и ее связь с движением вещества // Солнечные данные. 1979.. НИ;. С.93-97.

27. Abdussamatov Н. I. On mass fiow In a complex sunspot // Solar Phys. 1980.' V. £5. P. 197-203.

28. Абдусаматов' X. И., Златопольский А.Г. о красном смещении длины волны теллурических линий солнечного спектра с ростом

эффективного давления // Солнечные данные. 1980. ИЗ. С.90-96. -

29. Абдусаматов X. И. О соотношении яркости светлых элементов теьи и занимаемой ими площади // Солнечные данные. 1980. N11. С. 99-100.

30. Абдусаматов Х.И. О термическом смещении изображения солнечного спектра // Астроном, цирк. 1981. И 1194. С. 1-2.

31. Абдусаматов X. И. Авторское свидетельство СССР N968243. , Купол оптического телескопа // Бюлл. изобретений. 1982. Ы 39.

32. Абдусаматов X. К. О термической нестабильности положения спектральных линий солнечного спектра // Солнечные данные. 1982. НЮ. С.81-87.

33. Абдусаматов X.И. О закрытом куполе для горизонтальных и башенных солнечных телескопов // В кн.: Солнечные инструменты, тезисы докладов на семинаре Рабочей группы. Иркутск. 1982. С. 11-12. .

34. Абдусаматов X. И. 0. смещении изображения линий солнечного спектра с изменением атмосферного давления // Солнечные данные. 1982. N12. С. 105-109.

35. Абдусаматов X. И. Оценка эффективности современного наземного оптического солнечного телескопа // Солнечные данные. 1983. N2. С. 63-66.

36. Абдусаматов Х.И. Закрытый купол для горизонтальных и башенных солнечных телескопов // В кн.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука. 1983. вкп.64. С.33-38.

37. Абдусаматов Х.И. Об отсутствии внешнего и внутреннего светлых колец солнечного пятна //Солнеч.данные.1984.N6.С.80-84. .

38. Абдусаматов Х.И. Крупномасштабная структура солнечного пятна и окружающей фотосферы по данным стратосферных наблюдений // Солнечные данные. 1984. N8. С.84-89.

39. Абдусаматов Х.И.Изучение временных изменений структуры солнечных пятен путем .их дифференцирования фотографическим методом // Солнечные данные. 1984. N12. С. 84-88.

40. Абдусаматов Х.И., Златопользкий А.Г., Комиссаров Г.В., Ласкин Н.Н. О качестве дневного изображения на Памире в зимнее время // Астроном, цирк. 1986. N1466. С.1-3.

41. Abdussamatov H.I. Large-scale structure of a sunspot and Its surrounding photosphereZ/Solar Phys. 1986. V. 105.P. 27-33.

42. Абдусаматов Х.ИР, „Златополъский А.Г., Комиссаров Г.В.,

Лашкин H.H. О -качестве изображения Солнца на Памире в зимнее время // Солнечные данные. 1935. N12. С.87-94.

43. Абдусаматов X. И. О выборе оптимального места для установки солнечных телескопов // Тезисы симпозиума КАПГ "Прогнозы солнечной активности и наблюдения солнечных активных явлений" 18-22 мая 1987г. Ленинград. Л.: Наука. 1987. С. 57.

44. Абдусаматов X.И., Златопольский А. Г., Комиссаров Г. В.. Лашкин Н. Н.. Высокогорные наблюдения Солнца памирским открытым солнечным телескопом // Тезисы симпозиума КАПГ "Прогнозы солнечной-активности и наблюдения солнечных активных явлений" 18-22 мая 1987г. Ленинград. Л.: Наука. 1987. С.56.

45. Абдусаматов X.И.,-. Златопольский А: Г. О флуктуациях 'яркости и крупномасштабной структуре фотосферы в активных

областях Солнца // В сб.: .Всесоюзная конференция "Физика Солнца". Тезисы докладов. Алма-Ата. 1987. С. 14. ..■ V " 46. Абдусаматов X. И. Об оценке эффективности места ' установки оптических солнечных телескопов // В сб.: Всесоюзная конференция "Физика Солнца".Тезисы докладов. Алма-Ата. 1987. с. 79.

-47. Абдусаматов;X.И., Златопольский А.Г., Комиссаров Г.В., Лашкин.' H.H. Об условиях ' наблюдений и качестве изображений Солнца на Памире // В сб.: Всесоюзная конференция "Физика Солнца". Тезисы докладов. Алма-Ата. 1987. С.79-80.-

48. Абдусаматов X. У. О выборе оптимального места для установки- оптических солнечных телескопов // Солнечные данные.

1988. N2. С.74-77. ...

49. Абдусаматов X. JL. Корепанов В. С., Маклаков И. В. Анаморфотная оптическая система в короткофокусных солнечных спектрографах //.В кн.; . Методы и инструменты солнечной физики, тезисы . докладов .-.на семинаре . Рабочей группы. Ашхабад. 1988. С. 10 - 12. ■ -

. - 50.. Абдусаматов X.И.. Златопольский А.Г., Комиссаров Г.В., Лашкин H.H. Об условиях.и эффективности солнечных наблюдений на 'Памире.// Солнечные данные'. 1988. N12. С. 112-118.

51. Абдусаматов X.И.Златопольский А. Г., Комиссаров Г.В., .Лашкин H.H., Атмосферные . искажения изображения. Солнца в высокогорных ( 4330 м') условиях Памира// Солнечные данные.

1989. N2. С. 111-119. г

..., 52; Абдусаматов X. И., Корепанон В. С.,; Маклаков И. В. .. Анаморфотная оптическая- система в короткофокусных солнечных

спектрографах // Солнечные данные. 1989. Кб. С.114-118.

53. Абдусаматов Х.И.. Златопольский А.Г., Комиссаров Г.В.. Лашкин H. Н. О динамике изменения качества изображения Солнца на .Памире // Солнечные данные. 1989. N12. С. 102-108.

54. Абдусаматог Х.И.,Златопольский А.Г. О крупномасштабной структуре и флуктуациях яркости фотосферы вблизи пятна // Солнечные данные. 1990. N1. С. 97-104.

55. Абдусаматов Х.И., Златопольский А.Г. Движение вещества и его связь с грануляционной структурой фотосферы // В кн. : Исследования по физике Солнца, тезисы докладов Всесоюзной конференции. Ашхабад.. 1990. С. 10.

56. Abdussamatov H.I., ZlatopolsKy A.G. Motion of matter arid lis relation with the fine structure of photosphere // Abstract booklet XXVIII COSPAR. 1990. The Netherlands. P.224.

57. Абдусаматов X. И., Златопольский A.Г. Крупномасштабная структура фотосферы и ее связь с тонкой структурой nojm грануляции // В кн. : Исследования по физике Солнца, тезисы докладов Всесоюзной конференции. Ашхабад. 1990. С. 40. .

58. Абдусаматов Х.И. Грануляционная структура и ее связь с крупномасштабными структурами фотосферы // Солнечные данные. 1991. К1. С. 88-96.

59. Абдусаматов X.И.. Златопольский А.Г. Движение вещества и его связь с тонкой структурой фотосферы // Солнечные, данные. 1993. N4. С. 67-74.

60. Abdussamatov H. I.. The fine structure of solar granulation and its relatlonshlp to large-scale photospherlc, structures // Astron. and Astrophys. 1993.' V.272. P.580-586.

61. Абдусаматов Х.И., Златопольский A.Г. О мезоструктуре фотосферы в спокойных и активных.областях Солнца // Кинематика к Физика небесных тел. 1995. т. 11. N6. С.43-46.

62. Абдусаматов Х.И. О зависимости суммарной площади ярких точек в тени солнечного пятна от их . яркости // Кинематика и , физика небесных тел. 1997. т.) 3. Ш. С. 60-63.

отпечатано > типографии п11яф ран 188350. гатчина л^шнградгк >п обл., орлова роща ък.1<й, тр.130, у.-«зля. 1.5; 29.0v.i997 г.

,езидиум ВА) России

(•ти-:«мне от" 9 Ш. г., N9 Щр/^

лрисудил ученую с гепень ДОК ТОРА

- ¿--с СО Ькг /

щаук

Нг^ал .ги-.к^пра&ления ВАК Россик ]

/ У

а 4 : /

/ .' ^ е/ / у ^

российская академия наук главная астрономическая обсерватория

На правах рукописи

УДК 523.94 523.98

АБДУСАМАТОВ Хабибулло Исмаилович

методы и результаты исследования солнечных пятен и окружающей фотосферы с высоким разрешением

Специальность 01.03.03. — Гелиофизика и физика солнечной системы

Диссертация

на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт-Петербург 1997

Содержание

введение 7

глава 1. методы наблюдения и измерения физических параметров атмосферы солнца с высоким пространственным и временным разрешением 25

1.1. Выбор и разработка методов наблюдения тонкой структу-

ры магнитных полей на Солнце.............. 25

1.2. Пулковский горизонтальный солнечный телескоп АЦУ-5 с четырехкамерным изотермическим дифракционным спектрографом........................ 33

1.3. Метод получения трехмерной информации о тонкой струк-

туре солнечных объектов.................. 36

1.4. Методика измерения напряженности магнитных полей и

лучевых скоростей движения вещества на разных уровнях атмосферы Солнца......................40

1.5. Атмосферная бленда А6562.448А в линии Нп и ее влияние на результаты измерений магнитного поля и лучевой скорости в хромосфере ................... 45

1.6. Методы одномерной и двумерной фотометрии спектрограмм и прямых снимков Солнца............. 53

1.7. О красном смешении длины волны теллурических линий

солнечного спектра с ростом эффективного давления . . 62

1.8. О термической нестабильности положения спектральных

линий солнечного спектра................. 70

1.9. О смещении изображения линий солнечного спектра с из-

менением атмосферного давления............. 80

1.10. Закрытый купол для горизонтальных и башенных солнечных телескопов...................... 84

глава 2. высокогорные наблюдения солнца на памирском открытом солнечном телескопе 93

2.1. Астрофизический наземный комплекс «Памир»...... 94

2.2. Анаморфотная оптическая система в короткофокусном спектрографе наземного комплекса «Памир»....... 101

2.3. Об оценке эффективности работы наземного оптического

солнечного телескопа.................... 108

2.4. О выборе оптимального места для установки оптических

солнечных телескопов высокого разрешения....... 112

2.5. Объективная многоканальная непрерывная регистрация качества солнечного изображения различной длительности 118

2.6. Атмосферные искажения изображения Солнца в высоко-

горных условиях Памира.................. 128

2.7. Об условиях и эффективности солнечных наблюдений на

Памире ............................ 136

2.8. О динамике изменения качества изображения Солнца на

Памире............................ 143

глава 3. эффект эвершеда и тонкая структура магнитного поля в полутени солнечных пятен 154

3.1. Первые результаты изучения движения вещества поперек полутени солнечного пятна — фотосферного эффекта Эвершеда......................... 155

3.2. Об угле наклона эвершедовского движения вещества в по-

лутени большого сложного пятна............. 165

3.3. О структуре магнитного поля в волокнах полутени пятен 176

3.4. Структура магнитного поля в полутени большого сложного пятна и ее связь с движением вещества....... 187

3.5. Об оценке вертикального градиента магнптного поля в полутени пятен........................ 192

3.6. О структуре полутени и соотношении площадей, занятых

светлыми и темными волокнами.............. 194

3.7. Изучение временных изменений тонкой структуры пятен

путем их дифференцирования фотографическим методом 203

глава 4. магнитное поле и тонкая структура тени пятен 211

4.1. О зависимости суммарной площади ярких точек в тени пятен от их яркости..................... 211

4.2. Об отсутствии проявления неоднородной тонкой структу-

ры тени пятен в форме контуров линий Я к К СаП . . 216

4.3. Об отсутствии областей слабого магнитного поля в тени

пятен ............................. 221

4.4. О тонкой структуре магнитных образований в окрестно-

стях пятна....................................................225

4.4.1. Магнитные узелки - микропоры......................225

4.4.2. Факельные гранулы....................................232

4.5. Магнитное поле, движение вещества и структура пятна

со светлым мостом...................... 239

4.5.1. Исследование структуры слабого светлого моста . 241

4.5.2. Структура яркого светлого моста на двух уровнях

атмосферы Солнца ................. 244

4.6. О магнитном поле и поле допплеровских скоростей во вре-

мя и после вспышки в пятне со светлым мостом..... 255

4.7. О магнитном поле в тонких эмиссионных узлах двух вспы-

шек .............................. 262

4.8. К вопросу о классификации ярких светлых мостов в тени

пятен ............................. 269

4.9. О пространственной ориентации светлых мостов в пятнах

и возможных причинах образования различных светлых мостов............................. 272

4.10. Структура магнитного поля пятен на двух уровнях солнечной атмосферы...................... 282

4.11. О магнитном поле и тонкой структуре тени сложного пятна............................. 291

4.12. О физической связи между магнитным полем и интенсивностью излучения в тени пятен............ 295

4.13. О вертикальном градиенте магнитного поля в тени пятен 299

4.14. Экспоненциальный ход магнитного поля с высотой над тенью пятен ......................... 305

глава 5. роль подфотосферной конвекции в образовании различных фотосферных структур 312

5.1. О крупномасштабной структуре и флуктуациях яркости фотосферы вблизи пятна.................. 313

5.2. О мезоструктуре фотосферы в спокойных и активных областях Солнца....................... 325

5.3. Об отсутствии ярких светлых колец на внутренней и внешней границах полутени пятен............. 331

5.4. Движение вещества и его связь с тонкой структурой фотосферы ............................ 336

5.5. Тонкая структура грануляции и ее связь с крупномасштабными структурами фотосферы............ 346

5.6. Изменение свойств тонкой структуры грануляции в масштабах мезогрануляции................... 354

5.7. Роль подфотосферной конвекции в образовании различных фотосферных структур................ 370

заключение 379

список литературы 384

введение

При исследовании любого образования на Солнце мы повсеместно сталкиваемся с явлением его структуризации и с объединением солнечных структур меньших масштабов в большие и наоборот, что указывает на генетическую взаимосвязь между структурами разных масштабов. Современные представления о физических процессах в фотосфере свидетельствуют о сложных взаимосвязях между магнитным полем, конвекцией, радиацией и волнами. В последные годы мы стали лучше понимать физическую связь между мелкомасштабными и крупномасштабными структурами. Постепенно становится также ясно, что нет четкой границы между спокойным и активным Солнцем, наоборот, оба этих аспекта представляют единую динамично изменяющуюся картину.

В середине 60-х годов, когда было начато данное исследование, стало ясно, что весь ход развития физики Солнца и получение все более надежных наблюдательных данных, и их осмысление свидетельствует о том, что прежние представления о магнитном поле, структуре пятен и других явлений активной области, а также о тонкой структуре окружающей фотосферы, основанные на наблюдениях с усредненными их характеристиками, не отражают истинной картины происходящих явлений. Стало очевидной актуальность изучения важнейших физических параметров тонкоструктурных элементов различных объектов и их совокупности как выявления и сосредоточения основных действующих сил как в активных областях, так и на всей солнечной поверхности. Поэтому наши интересы при выполнении этой работы были сконцентрированы прежде всего на исследовании наиболее мелкомасштабных тонкоструктурных образований солнечной атмосферы ( магнитные узлы - микропоры, яркие факельные гранулы, темные и

светлые волокна полутени, светлые образования в тени пятна, тонкие эмиссионные узлы вспышек и т.п.), из которых, как из универсальных кирпичиков, формируются затем все наблюдаемое разнообразие крупномасштабных явлений с тонкой структурой, таких как пятна, вспышки и другие проявления активной области. Поэтому без детального исследования этих кирпичиков - основных составляющих любого активного образования, нельзя получить правильного представления о физическом характере процессов как в атмосфере, так и в различных подфотосферных слоях конвективной зоны Солнца.

В 60-х годах и в последующих десятилетиях центр тяжести исследований в физике Солнца был сосредоточен на изучении магнитогидро-динамических явлений, при этом выяснилось решающая роль тонкоструктурных магнитных полей в механизме возникновения и развития основных действующих сил в активных процессах на Солнце. Почти все многочисленные проявления солнечной активности непосредственно связаны со сложной и многообразной структурой магнитных полей. Ввиду того, что при этом в атмосфере солнечных образований достигаются большие перепады в температуре, давленип, скорости и в напряженности магнитного поля, их тонкая структура во многих случаях является определяющей в общем баллансе энергии. Теперь ясно, что в очень мелких пространственных масштабах могут быть сконцентрированы фундаментальные процессы на Солнце.

Однако, основное поле проявления магнитогидродинамических процессов сосредоточено в активных областях, представляющих сложный комплекс зарождения, развития и взаимодействия таких различных явлений как пятна, вспышки, факелы и т.п., основным источником и механизмом возбуждения которых является магнитное поле. Именно здесь магнитные поля разной интенсивности, проявляя себя в образовании пятен и являясь первоисточником энергии солнечных вспышек.

формируют и контролируют солнечную плазму, определяют структуру и динамику многих процессов в атмосфере Солнца, перенос вещества и энергии в ней и порождают все явления солнечной активности.

Ключом к пониманию многих солнечных явлений и равновесия и стабильности большинства структурных образований явилось предложенное нами концепция о структуре магнитного поля активных образований как о системе скрученных магнитных жгутов, погруженных более или менее вертикально в фотосферные слои. В появлении и развитии этих представлений важную роль сыграла наблюденная еще в конце 60-х годов рядом авторов [12,13,15,194] и нами [281] концентрация сильного магнитного поля напряженностью не менее 1000 Г с в отдельных элементарных тончайших магнитных жгутах - узлах или микропорах диаметром 200 — 300 км, наблюдаемых только при идеальном очень высоком качестве изображения, и выдвинутая нами на стыке 60 - 70-х годов концепция [65,260,281,400] об их объединении в единую скрученную систему жгутов, формирующих поры, пятна и другие активные образования. Эта концепция получила дальнейшее развитие в теоретическом и экспериментальном аспектах п не потеряла своей актуальности и в настоящее время, так как с ростом технических возможностей, совршенствованием аппаратуры, разработкой новых подходов к проблеме и интерпретаций полученных данных и возможностью выявления все более мелких деталей она дает возможность их объяснения и моделирования. В последние десятилетия эти представления получили дальнейшее развитие в работах Стенфло и других исследователей [22-25 и др.] и стало очевидным, что тончайшая (диаметром до 100 км) неоднородность структуры солнечных образований и концентрация сильных магнитных полей (напряженностью порядка 1000 Гс) в жгуты соответствующего размера является естественным фундаментальным свойством солнечной плазмы.

Развитие этих концепций побудило исследователей физики Солнца к новым взглядам на самые различные вопросы возникновения, эволюции и строения активных областей в целом и пятен - как скрученных магнитных силовых трубок, состоящих из нескольких навытых друг на друга систем (пучков) магнитных жгутов, в частности. Наиболее ярко действие магнитного поля проявляется в процессе появления и развития пятен. В них и их окрестностях сконцентрированы основные процессы солнечной активности вообще и нестационарных явлений в частности. Отсюда идут наиболее мощные геоэффективные электромагнитные излучения. Именно пятна играют единственную в своем роде роль в общей сложной системе магнитного поля на Солнце, они не только служат точками выхода петель силовых линий, но и являются областями наибольшего значения напряженности магнитного поля. Вследствие этого на протяжении длительного времени не уменьшается повышенный интерес к проблемам, связанным с появлением и развитием солнечного пятна.

В 60-х годах был установлен целый ряд важных наблюдательных фактов, существенно изменивших наше представление о природе пятен и характере их эволюции. Обнаружение таких явлений как неоднородность структуры магнитного поля как по поверхности, так и по высоте в пятне [1-6], «грануляционная» структура тени пятен [7-11], концентрация сильных магнитных полей в магнитных узелках - микропорах [12-15,281], тонкая структура полутени п эвершедовских движений [7,16-19,166] и др. показало, что фундаментальной особенностью магнитного поля в пятне является сильно выраженная структурная неоднородность [20-21]. Это существенно изменило наши представления о природе пятен и характере их эволюции. При этом неоднородность структуры пятен сопровождается большим разнообразием физических условий, о чем свидетельствовало обнаружение таких фактов как одно-

временное существование линий как низкого, так и высокого потенциалов возбуждения и различие напряженности магнитного поля в элементах, ответственных за образование линий ионов и линий нейтральных атомов, а также особенности магнитного расщепления спектральных линий и др. Наконец, непосредственные изображения тени и полутени на прямых снимках пятен также указывают на существование крайне сложной и неоднородной тонкой структуры и различных резко различающихся физических условий в них.

Все это представляет солнечное пятно классической проблемой как для физики Солнца, так и для магнитной гидродинамики, и несмотря на множество полученных за несколько десятилетий интереснейших наблюдательных данных и несомненный прогресс в построении теоретических моделей, мы до сих пор сталкиваемся с рядом трудностей в понимании происходящих явлений. Поэтому исследование природы тонкой структуры магнитного поля и связанной с ней столь же тонкой структуры распределения скоростей, сосредоточенной во множестве регулярно расположенных мелкомасштабных (< 1", в поперечнике) волокнистых структурах пятен, магнитных и структурных образованиях окружающей фотосферы, оставалось весьма важной и трудной задачей в физике Солнца.

Возникновение пятна и его стабильность неразрывно связаны с взаимодействием конвективных движений с магнитным полем. Поэтому, не зная физической природы наблюдаемых закономерностей образования, развития и взаимодействия различных четко выделенных фотосфер-ных структур как в активных, так и в спокойных областях Солнца и их связи с физическими процессами, происходящих в глубоких слоях неустойчивой конвективной зоны, трудно понять физику зарождения, всплытия сильных магнитных полей и, как следствие, образования и развития пятен и их устойчивости в иерархических масштабах. Точ-

ное знание строения и физики пятна и окружающей фотосферы и их взаимодействия является весьма важным и необходимым фактором для разработки основ прогноза и теории солнечной активности.

Как уже было упомянуто ранее, основной областью наших интересов при выполнении данной работы являлось исследование проявления тонкой структуры в распределении яркости, скорости и магнитного поля в различных структурных образованиях, возникающих на Солнце. При этом особое внимание мы уделяли изучению динамических и яркост-ных характеристик солнечных пятен и исследованию тонкоструктурных характеристик магнитного поля и лучевых скоростей в отдельных элементах тени и полутени и исследованию особенностей их тонкой структуры, а также исследованию основных геометрических свойств магнитного поля и поля скоростей, и процессов взаимодействия потоков вещества с магнитным полем в пятнах. Однако, солнечное пятно нельзя рассматривать изолированным объектом от окружающей среды вне связи и взаимодействия его с примыкающей фотосферой и с другими проявлениями активности. Такой подход весьма важен также и в связи с тем, что внешняя граница полутени пятна тесно связана с фотосферой и является динамическим образованием. Поэтому, в не меньшей степени нас интересовали выяснение особенности влияния магнитного поля пятна на структуру примыкающей к нему фотосферы, изучение тонкоструктурных магнитных образований в окрестностях пятна и взаимосвязи и взаимодействия пятна и окружающего его пространства, а также проведение сравнительного анализа структуры фотосферы в спокойных и активных областях.

Взаимодействие процессов, происходящих в подфотосферных конвективных слоях и атмосф