Структуры солнечной атмосферы на разных временных и пространственных масштабах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

На правах рукописи

Парфиненко Леонид Данилович

СТРУКТУРЫ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ НА РАЗЛИЧНЫХ ВРЕМЕННЫХ И ПРОСТРАНСТВЕННЫХ МАСШТАБАХ

Специальность 01.03.03 - Физика Солнца

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

9 ИЮН 2011

Санкт-Петербург - 2011

4849745

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор ОБРИДКО ВЛАДИМИР НУХИМОВИЧ;

доктор физико-математических наук КОБАНОВ НИКОЛАЙ ИЛЛАРИОНОВИЧ;

доктор физико-математических наук ЯСНОВ ЛЕОНИД ВАСИЛЬЕВИЧ.

Ведущая организация: Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Защита состоится 24 июня 2011г. в 11ч. ЗОмин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (ГАО РАН) в Большом конференц-зале обсерватории по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д. 65.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан 18 мая 2011г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертационная работа посвящена исследованиям различных структур солнечной атмосферы с высоким пространственным и спектральным разрешением. Основой работ по исследованию колебательных процессов в солнечных пятнах, являются новые методы регистрации и цифровой обработки солнечного спектра, многолетние ряды наблюдений, полученные на пулковском солнечном телескопе с помощью быстродействующего видеомагнитографа и цифровых камер. При исследовании долгопериодических колебаний пятен использованы длинные серии магнитограмм и доплерограмм солнечных пятен, полученные с космических аппаратов 80Н0/МБ1 и 800/НМ1.

Основой работ по изучению морфологии и динамики тонкой структуры солнечной атмосферы являются новые эффективные средства и методы получения высокого пространственного разрешения. Для систематического исследования тонкой структуры фотосферы создан новый телескоп «открытого типа», с коротким ходом лучей большой апертуры, установленный на высоте 4330м на Восточном Памире. С его помощью автором получены высококачественные фотографии и спектры солнечных структур на протяжении цикла солнечной активности в 1977-1989гг. В работе также использован уникальный наблюдательный материал, полученный автором с коллегами на стратосферной солнечной обсерватории «Сатурн».

Актуальность

Несмотря на значительный прогресс в изучении Солнца, не существует полного понимания причин, порождающих те или иные солнечные структуры и их взаимосвязь. Процесс образования структур охватывает практически все слои атмосферы Солнца, проявляясь в разных объектах (пятна, поры, факелы, яркие точки тени пятна, темные гелиевые точки и т.д.) и происходит на масштабах от 10км (силовые магнитные трубки) до 10бкм (протуберанцы, комплексы активности, корональные дыры). Поэтому выявление новых структур, изучение их морфологии, эволюции как в спокойных областях (СО), так и в активных областях (АО) солнечной атмосферы, является важной задачей для современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем крайне актуальная задача, поскольку колебательные процессы пронизывают все структурные элементы

з

фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. Исследование колебательных процессов в солнечных пятнах и в окружающей их фотосфере представляет особый интерес для солнечной физики, поскольку эти области заняты достаточно сильным (преимущественно вертикальным) магнитным полем. Волновые и колебательные свойства такой среды существенно отличаются от аналогичных свойств атмосферы, свободной от магнитного поля. До недавнего времени внимание исследователей было сосредоточено на изучении относительно короткопериодических (с периодами в 3-5минут) МГД-колебаний в солнечных пятнах. Но наряду с этими, достаточно хорошо изученными осцилляциями, в солнечных пятнах и их окрестностях наблюдаются долгопериодические (с периодами от получаса до нескольких десятков часов) колебания физических параметров, которые, в частности, проявляются во временных вариациях магнитного поля и лучевых скоростей. Это явление не может быть выявлено при кратковременных (15-30 минут) сеансах наблюдений, здесь необходимо получить достаточно длительные и однородные временные ряды, характеризующие изменение параметров плазмы и магнитного поля исследуемых объектов. Анализируя спектр наблюдаемых колебаний и характер распространения в данной среде тех или иных типов волн, можно восстановить физическую структуру изучаемой системы и произвести диагностику ее параметров.

Солнце можно изучать с гораздо более высоким пространственным и спектральным разрешением, чем остальные звезды. Поэтому детальное исследование структур солнечной атмосферы имеет важный общий астрофизический интерес с точки зрения понимания природы активности звезд.

Актуальность исследованиям Солнца придает и то, что солнечная активность многогранно влияет на земные процессы, а также на окружающее космическое пространство. Современное

высокотехнологическое общество все сильнее зависит от «космической погоды», которой управляет Солнце.

Цели

Основными целями диссертационной работы являются: Всестороннее исследование малоизученного низкочастотного спектра колебаний солнечных пятен в широком диапазоне периодов, от нескольких минут до десятков часов. Также изучается с высоким пространственным и

временным разрешением морфология и динамика структур солнечной атмосферы.

Цель достигается благодаря созданию и внедрению в практику наблюдений новых солнечных инструментов и методов получения астрономической информации. Используются результаты наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн», солнечного телескопа «Памир» (АНК-451), пулковского телескопа АЦУ-5 и данные космических аппаратов SOHO/MDI и SDO/HMI.

Основные положения, выносимые на защиту

I. Новые инструменты и методы получения информации о Солнце с высоким пространственным и временным разрешением:

1). Разработка и реализация концепции «открытого» мобильного солнечного телескопа «Памир», позволившего исследовать структуру фотосферы с более высоким, чем прежде, пространственным разрешением на протяжении целого цикла активности Солнца \Solar physics, 1985, v. Ю2,р.67].

2). Создание и внедрение в практику наблюдений нового типа спектрогелиографа-магнитографа \Астрономический журнал, 1996, т.73, №1, с. 103; Solar physics, 2003, v.213, p.291], позволившего получить новые результаты по структурам в Hei >.10830 и по быстрым изменениям магнитного поля пятен во время хромосферных вспышек.

3). Разработка и применение для исследования Солнца методики определения лучевых скоростей одновременно на нескольких уровнях атмосферы Солнца Г Астрономический журнал. 2007, т. 84, №5, с. 450; Оптический журнал, 2008, т.75, №3, с.9]. С ее помощью доказано различие физической природы 3-5 минутных и низкочастотных колебаний пятен.

II. Новые научные результаты, полученные с помощью вышеназванных инструментов и методик, а также с использованием наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн» и космических аппаратов SOHO/MDI и SDO/HMI:

1). В спектре мощности яркости фотосферы выявлены компоненты, соответствующие размерам 10.0", 4.5", 2.4". Эти размеры хорошо укладываются в масштабы образований солнечной фотосферы:

мезогранул, скоплений гранул (протогранул) и гранул, соответственно \Solar physics. 1997,v. 170, р.205].

2). Впервые подтвержден на независимом материале предварительный вывод K.Harve (1985), что изменение числа темных гелиевых точек на диске Солнца происходит в противофазе с 11 -летним циклом активности пятен [Solar physics. 1991,v. 132. p. 195].

3). По синхронным наблюдениям на телевизионном магнитографе ГАО, коронографе КрАО и памирском телескопе открыт новый тип фотосферных нитяных мостов, состоящих из ярких гранул. Мосты возникают в областях взаимодействующих пятен, совпадают с хромосферными дуговыми волокнами и ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В периоды сильных вспышек в интервале нескольких минут в структуре продольного магнитного поля активной области могут происходить сильные изменения \Solar physics, 1985, v. 102, р.67].

4). Доказано, что долгопериодические колебания пятен не являются эффектом земной атмосферы [Астрономический журнал, 2007,т. 84, №5, с. 450]. Это новое физическое явление, природа которого отличается от природы 3-5 минутных осцилляций в пятнах, которые обусловлены распространяющимися внутри силовой трубки пятна медленными магнитозвуковыми волнами. Долгопериодические - отражают вертикально-радиальные смещения пятна в целом, как устойчивого, уединенного образования, возникающие под действием внешних возмущений [Космические исследования, 2009, №4, с.311].

5). По наземным (в лучевых скоростях) и космическим снимкам (в магнитном поле) в колебательных спектрах пятен впервые выявлены моды в полосах 40-45, 60-80, 135-170, 220-250,480-520 минут. Мощность колебаний в них быстро падает с ростом частоты, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний [Астрономический журнал. 2007, т. 84, №5, с. 450; Solar physics, 2010, v. 267. Issue2. р.279].

6). Впервые установлено, что предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 13-22час. (800 -1300 минут). Мода существует в виде цугов длительностью 1-2 суток (время жизни супергранулы). Ее период нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с.307, 2010; Космические исследования, 2011, у.49,

7). Обнаружена еще более низкочастотная колебательная мода с периодом 35-48 часов (2100-2880 минут), но она не может рассматриваться как предельная собственная мода пятна, поскольку ее период не зависит от величины магнитного поля, а амплитуда иногда оказывается ниже амплитуды моды 13-22 часа. Вероятно, это квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГА О РАН, СПб, с.307, 2010: Космические исследования, 2011, у.49, №3\

Научная новизна

• Впервые доказана высокая эффективность термостабилизированных «открытых» наземных телескопов большой апертуры с коротким ходом лучей, позволяющих благодаря высокому разрешению исследовать солнечные структуры на качественно новом уровне.

• Телевизионный магнитограф выявил быструю перестройку конфигурации продольного магнитного поля активной области во время протонных вспышек. Наблюдения одновременно на нескольких уровнях атмосферы Солнца показали, что физическая природа 3-5 минутных и долгопериодических колебаний пятен различна.

• По наземным и космическим наблюдениям получено доказательство существования нового физического явления - низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен. Впервые найден весь спектр низкочастотных колебаний пятна как целого. Открыта предельная собственная низкочастотная мода колебаний, существующая в полосе 13-22 часа. Ее период существенно и нелинейно зависит от напряженности магнитного поля в пятне.

• Установлена синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени солнечного пятна. Тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование, несмотря на наличие в ней тонкой структуры магнитного поля.

Практическое значение

• Обнаруженные низкочастотные собственные колебания магнитных элементов солнечной фотосферы открывают новые возможности для диагностики физических и геометрических параметров активных

образований на Солнце, например, для определения нижней магнитной границы пятна.

• Телевизионный спектрогелиограф - магнитограф позволяет по наземным наблюдениям в линии Не1 110830 изучать в нижней хромосфере проявления корональных структур (границы корональные дыр). Можно проводить наблюдения колебательных процессов продольной составляющей магнитного поля, лучевых скоростей и яркостей пятен одновременно в нескольких спектральных линиях.

• Впервые разработанный и примененный удаленный доступ на основе WEB-технологии к солнечному телескопу, позволяет любому пользователю Интернета получать на стандартный компьютер цифровое изображение Солнца в момент связи с телескопом, с возможностью активного управления параметрами изображения в реальном масштабе времени.

Апробация

Основные результаты диссертационной работы докладывались на ряде международных и всероссийских научных конференций, на симпозиумах MAC по физике Солнца, на семинарах рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН. Среди них:

• Семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН, Иркутск, 1982

• Всесоюзная конференция «Физика Солнца», Алма-Ата, 1987

• Семинар рабочей группы « Солнечные инструменты» Астросовета АН, Ашхабад, 1988

• Международная конференция «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательные и теоретические аспекты, С.Петербург, Пулково, 2329.06.1998

• Конференция «Крупномасштабная структура солнечной активности», Пулково, 21-25 июня 1999

• Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги», Пулково, С.Петербург, 17-22 сентября, 2000

• Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», 28.05-1.06.2001, С.Петербург, Пулково

• Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society at Munich, September 10-15,2001

• Международная конференция «Расширение и связь опорных координатных систем с использованием ПЗС наземной техники», 10-13.10.2001,

s

Николаев, Украина

• Международная конференция «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля», 17-22.06. 2002г., Пулково

• Международная конференция «Климатические и экологические аспекты солнечной активности», 7-11.07.2003, Санкт-Петербург, ГАО РАН

• Международный научный семинар «Физика Солнца и звезд», Калмыцкий госуниверситет, Элиста, март 2005

• IX Пулковская Международная научная конференция «Солнечная активность как фактор Космической Погоды», Санкт-Петербург, 4-9 июля 2005

• X Пулковская Международная научная конференция «Квазипериодические процессы на Солнце и их геоэффективное проявление», Санкт-Петербург, июль 2006

• Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности », 28 сентября - 2 октября 2006г., CAO РАН, п. Нижний Архыз.

• XI Пулковская Международная научная конференция «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геоэффективных проявлений», Санкт-Петербург, 2-7 июля 2007

• XII Пулковская Международная научная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика», Санкт-Петербург, 7-12 июля 2008

• First Middle East-Africa, Regional IAU Meeting, Cairo, Egypt, April 5-10, 2008

• Всероссийская международная конференция по физике Солнца « Год астрономии: солнечная и солнечно-земная физика» Санкт Петербург, 2009

• Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика», Санкт-Петербург, 2010

• American Geophysical Union, Fall Meeting 2010, abstract #SH23C-1877

Симпозиумы MAC:

• IAU Symposium №138 «Solar photosphere: structure convection and magnetic fields», Kiev, USSR, may 15- 20, 1989

• IAU Symposium № 223 «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity», St. Petersburg, Russia, June 14-19, 2004

Различные аспекты работы, положенные в основу диссертации, прошли

экспертизу и выполнялись по программам фундаментальных исследований

отдела физики Солнца ГАО РАН. Они были поддержаны грантами

Российского Фонда Фундаментальных Исследований: 02-07-90068, 02-0790254, 06-02-03025-6, 07-02-05006-6, 08-02-05008-6, 10-02-05002-6, а также

9

Государственной научно-технической программой «Астрономия», программой №30 Президиума РАН «Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля» (2005-2009), Американским астрономическим обществом (1994г.), грантом Научной программы СПб НЦ РАН 2008г., программой РАН П-19. Объем и структура работы

Диссертация состоит из введения, двух частей, состоящих из пяти глав, заключения и списка литературы из 250 наименований. Общий объем диссертации 310 страниц, в том числе 137 рисунков и 28 таблиц.

Публикации

Основные научные результаты диссертации опубликованы в 74 работах, из которых 50 (по NASA ADS) в реферируемых журналах, в том числе 11 в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации. Остальные публикации - это труды симпозиумов МАС(2), труды международных и всероссийских астрономических конференций(20), труды ЛГУ(1), сборники «Известия ГАО РАН»(9) и бюлл. «Солнечные данные»(27), монографии(2).

Личный вклад автора

Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из отдела физики Солнца ГАО РАН (в основном), КрАО, СпбГУАП. Работа по созданию памирского солнечного телескопа выполнялась при участии большого коллектива технических специалистов, главным образом КОМЗа (ЦКБ «Фотон»). В работах по созданию нового оборудования большую пользу автору оказало КБ и Опытное Производство ГАО РАН. 26 работ выполнены без соавторов. В остальных работах автору принадлежит аппаратурная часть и получение наблюдательного материала. В обработке и анализе результатов автору принадлежит равный вклад наряду с соавторами.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы, определены основные цели и задачи диссертации, сформулированы основные положения, вынесенные на защиту, кратко описано содержание работы.

В первой части диссертации рассматриваются инструменты и методы, разработанные и примененные для изучения структур солнечной атмосферы.

Глава 1. Светоинформационные астрономические системы, использованные для исследования Солнца.

В п. 1.1. рассматриваются вопросы оптимального построения астрономической информационной системы, основными звеньями которой являются: сам объект исследования, т.е. Солнце, земная атмосфера (дневной астроклимат обсерватории), комплекс телескоп-павильон, спектрограф, светоириемник (телевизионная трубка или матрица), устройство обработки и регистрации информации. Показано, что с появлением цифровых методов регистрации изображения самым «узким» местом становятся первые звенья светоинформационной системы - астроклимат и телескоп. В п. 1.2. рассматриваются телескопы, с помощью которых выполнялись исследования. Во введении рассматриваются три основных способа применяемые при исследовании атмосферы Солнца. Затем кратко описывается Памирский мобильный солнечный телескоп открытого типа на

Рис.1. Телескоп «Памир» в рабочем положении. Приведены фрагменты снимка активной области и спектрограммы. В течение сезонов 1977 -1989гг на телескопе получен очень большой фотографический и спектральный материал по тонкой структуре солнечной фотосферы.

альтазимутальной монтировке. Автор был научным руководителем работ по разработке концепции и созданию этого телескопа (изготовитель - Казанский оптико-механический завод), предназначенного для систематического изучения тонкой структуры атмосферы Солнца спектральными и фотографическими методами. Кратко описаны астроклиматические исследования, проведенные автором на Памире в 1975г при выборе места для установки телескопа. Показано, что причина высокого качества наблюдательного материала, полученного на протяжении 1977-1989гг, заключена главным образом в оптимальной конструкции телескопа. Это короткие оптические пути, проходящие высоко над грунтом, открытая продуваемая ветром термостатированная (инварная) рама телескопа, высоко установленного над землей на подъемной платформе, это эффективные электронные анализатор качества и автоматическая фокусировка, это удаление на 15м от телескопа источников тепловых помех - электронной аппаратуры и самого наблюдателя в отдельно стоящий вагон-операторскую. Затем коротко рассмотрен наземный вариант солнечного 100-см телескопа-рефлектора «Сатурн 1», выполненный на базе телескопа стратосферной обсерватории и разработанный для него малогабаритный высокодисперсионный солнечный спектрограф со скрещенной дисперсией. Последним рассмотрен пулковский солнечный телескоп АЦУ-5, спектрограф которого состыкован с разработанным автором телевизионным спектрогелиографом-магнитографом. На телескопе с помощью цифровых приемников выполняются исследования колебательных процессов в пятнах.

В главе 2 в п.2.1. и 2.2. рассматривается разработанный автором прибор - телевизионный спектрогелиограф-магнитограф, вначале его аналоговый вариант на суперортиконе, а затем цифровой вариант на CCD видеокамере. Благодаря примененному методу двух электронных «щелей» и преобразованию стандартного телевизионного сигнала от видеокамеры с частотой строк 15625гц в малокадровый сигнал с частотой строк 50гц, удалось просто и эффективно решить сложную на то время проблему вычитания двух спектрогелиограмм, получаемых строго одновременно с одним светоприемником (электронный, без механической развертки изображения, вариант метода Лейтона). Видеокарта области на Солнце размером (240"х260") получается за 18 сек. Для сравнения видеомагнитограф Китт-Пик (США) - 30 сек, панорамный магнитограф СибИзмира - 300 сек, вектор-магнитограф - 30-50 минут. Телевизионный спектрогелиограф-магнитограф универсальный прибор, позволяющий получать, например, полутоновые магнитограммы, спектрогелиограммы и

доплерограммы активных образований в атмосфере Солнца в любой длине волны видимого и ближнего ИК спектра. Для видеомагнитографа разработано специализированное программное обеспечение, что позволяет всесторонне исследовать колебательные процессы в атмосфере Солнца.

В главе 3 рассматриваются новые методы организации процесса астрономических наблюдений

В настоящее время все большее значение приобретает автоматизация процесса получения астрономической информации. Появились наземные робот телескопы. Имеются телескопы с удаленным доступом. Нами также проведена работа в этом направлении. Памирский солнечный телескоп является по существу прообразом робот телескопа. В нем предусмотрен аналоговый программатор, с помощью которого телескоп без участия астронома может получать спектры и фотографии Солнца по команде электронного анализатора качества весь световой день. В п.3.1. изложены результаты работы по созданию удаленного доступа к солнечному телескопу на основе Интернет-технологий (грант РФФИ 0207-90068). Главная идея Web-технологий - применение гипертекстовой модели к информационным ресурсам, распределённым в сети. Технология World Wide Web построена по схеме "клиент-сервер". Программа-клиент выполняет функции интерфейса пользователя и обеспечивает доступ практически ко всем информационным ресурсам Internet. Ресурс - это не только пассивная документация. Ресурсом может быть и активное приложение, за которым может стоять, например, телескоп. Преимущества Web-технологий для построения системы, обеспечивающей удалённый доступ к какому-либо оборудованию, заключаются, прежде всего, во всемирной распространённости Web, в возможности ее применения любыми пользователями сети Интернет.

Во второй части диссертации излагаются результаты исследования солнечных структур.

Глава 4 посвящена изучению морфологии и динамики тонкой структуры солнечной фотосферы

В п. 4.1. речь идет об организации тонкой структуры солнечной фотосферы.

Для исследования фотосферных структур от гранульного до супергранульного масштабов было обработано несколько лучших снимков фотосферы Солнца, полученных во время 3-го полета стратосферной обсерватории «Сатурн» 30 июля 1970г с высоты 20км. На этих снимках

13

практически отсутствует влияние земной атмосферы на качество изображения и достигнуто теоретическое разрешение телескопа с диаметром параболического зеркала 50 см - 0".25. Для оценки вероятности неслучайности присутствия того или иного структурного элемента был использован критерий Фишера - превышение пиками СМ некоторого доверительного уровня, построенного над средней мощностью процесса. В спектре мощности четко выделяются три пика, соответствующие значениям 10".0, 4".5 и 2".4 (рис.2). Размеры их хорошо укладываются в пределы размеров известных образований в солнечной фотосфере: мезогранулы, скопления гранул и гранулы соответственно. Наиболее устойчивым минимальным масштабом является гранульная сетка 1".5 - 2".4. Высоты более высокочастотных пиков существенно ниже 2 а и соответствующие им образования в значительной степени носят случайных характер. Принято считать, что между гранулой и супергранулой существует промежуточный масштаб, определяемый как мезогранула. Однако мы получили, что наряду с масштабом образований с размерами 10" - 15", достаточно уверенно выделяется масштаб образований 3"- 5" как при статистическом анализе, так и при рассмотрении изофот. Этот масштаб соответствует скоплению

Таблица 1. Структурные образования фотосферы

N масштаб размеры средний время жизни

«спокойного (дуговые размер

Солнца» секунды) (км)

1 гранула 1".5-2".4 1300 5т - 16т

2 протогранула 3"-5".5 3000 5т - 45т

(скопление

гранул)

3 мезогранула 8"-15" 9000 >2Ь

4 супергранула 35"-45" 29000 24ь

гранул эволюционирующих путем фрагментации и имеющих тенденцию расширяться, так называемые «взрывающиеся гранулы». Это свойство делает протогранулы похожими на мезогранулы и супергранулы, которые, как известно, также показывают расходящиеся горизонтальные движения гранул от центра образования к периферии. Можно выделить четыре масштаба структурных образований солнечной фотосферы (см. таблицу 1). Приведенные в таблице масштабы особенно наглядно проявляются в возбужденных областях фотосферы. В этом случае магнитное поле подчеркивает структуру различных образований за счет увеличения концентрации на их границах.

номер гармоники

Рис.2. Выделяются компоненты соответствующие масштабам 10.0", 4.5", 2.4" (мезогранула, скопление гранул и грануляция)

В п. 4.2. приведены результаты исследования темных гелиевых точек по ИК линии Hei Ш830А.

В ярких рентгеновских точках (ЯРТ), где особенно велика коротковолновая эмиссия, излучение в линии Hei Я.10830А ослаблено и поэтому ЯРТ выглядят в гелии на диске Солнца как темные точки, которые так и называются -темные гелиевые точки (Hel dark points). Более внимательное рассмотрение показывает, что название темные гелиевые точки условно, поскольку они имеют часто неправильную форму и тонкую внутреннюю структуру. Из гистограмм видно, что размеры темных гелиевых точек заключены в пределах 3-30", при этом максимум их приходится на 6-12". Детали размером менее 3" нами не рассматривались, хотя они многочисленны и наряду с большими слабыми деталями образуют хромосферную гелиевую сетку. По существу весь диск Солнца покрыт сплошной гелиевой сеткой со средним размером ячеек около 40". На изображениях Солнца, полученных в мае 1986г, можно насчитать около 250 крупных гелиевых точек. Всего видно порядка 1100 темных гелиевых образований размером 3-30". В гелиевой хромосфере, видимой на краю солнечного диска в излучении, высота которой по снимкам в Hei XI0830А составляет около 2600км, также заметны структурные элементы колонкообразного вида с шириной 1.7-3.5" и высотой 3.5-4". Эти образования, как и элементы гелиевой сетки, можно, по видимому, отождествить со спикулами, так и со скоплениями их в узелках сетки. В целом можно сказать, что почти во всех темных гелиевых точках

наблюдается преимущественное движение вниз со скоростью в несколько км/сек.

Сравнение с другими обсерваториями показывает, что наш метод использования для получения спектрогелиограмм черно-белых видеокамер с небольшими ССБ матрицами для большинства задач вполне конкурентоспособен и обладает большой универсальностью. Кроме высококачественного изображения наш прибор дает для каждой точки изображения фотометрический профиль исследуемой линии. Важным фактом является то, что количество темных гелиевых точек на диске Солнца меняется с циклом солнечной активности и это изменение происходит в противофазе с изменением чисел Вольфа. Впервые об этом сообщила К.Харви для интервала времени 1976-1984гг. Наши независимые наблюдений темных гелиевых точек в 1986-89гг подтвердили этот факт и позволили изучить их тонкую структуру.

В п. 4.3. представлены исследования сложных групп пятен, связь вспышечной активности с быстрыми изменениями продольных

магнитных полей, а также изучены светлые мосты в пятнах. Была изучена вспышечная активность большой группы пятен, прошедшая центральный меридиан 15 июля 1982г на широте 15°. Материалом послужили На фильмы, полученные на коронографе Крымской астрофизической обсерватории, и снимки фотосферы, полученные на астрономическом комплексе «Памир». Для анализа предвспышечной ситуации использовались серии карт продольных магнитных полей, полученные на пулковском видеомагнитографе с 12 по 18 июля. Изучение магнитограмм выявило, что в тонкой структуре магнитного поля наблюдались быстрые изменения. Новым фактом является уточнение интервала времени (несколько минут), в течение которого могут происходить резкие изменения продольного магнитного поля при сильных вспышках. Анализ материалов наблюдений позволил сделать следующие выводы:

1. Протонные вспышки 12 июля могут быть следствием взаимодействия трех различных ветвей активной области. По некоторым признакам они сопутствовали процессу объединения двух из этих ветвей. Район взаимодействия был наиболее вспышечно активен.

2. Ленты протонных вспышек, как и волокна, яркие флоккульные цепочки, располагались над светлыми коридорами из ярких точек внутри тени и полутени пятен.

3. Ведущая Т^-полярность в рассматриваемой группе отличалась более тонкой структурой, чем Б-полярность и большой устойчивостью.

4. В периоды сильных вспышек в интервале нескольких минут происходят заметные изменения структуры продольного магнитного поля. Проведен анализ вспышечной ситуации в гр.286 6 июня 1980г. Было получено 52 карты продольного магнитного поля, равномерно распределенные между 9'42т и 16ь04т местного времени. Показано, что резкое всплытие сателлитной северной полярности около лидера не привело, как можно было бы ожидать, к увеличению вспышечной активности. Сильное изменение в противофазе южной и северной полярности также происходит не в момент увеличения числа вспышек, опережая его на два с лишним часа. На момент максимума вспышечной активности приходится одновременное уменьшение площадей северной и южной полярностей. В результате анализа морфологии и динамики сложных групп пятен получено, что:

1. Грануляционные мосты в фотосфере образуются в пятнах, расположенных в области нестационарного магнитного поля.

2. Обнаружен новый тип пекулярных фотосферных нитевидных мостов, эти мосты являются цепочками ярких гранул, и распространяются в окрестностях пятен.

3. Нитевидные мосты образуются в областях развития и соединения пятен и их ориентация перпендикулярна нейтральной линии.

4. Положение и ориентация грануляционных и нитевидных фотосферных мостов совпадает с положением и ориентацией хромосферных арочных волокон и фибрильных струй тонкой хромосферной структуры, т.е. эти мосты направлены вдоль силовых линий магнитного поля.

Глава 5 посвящена изучению колебательных процессов в пятнах и окружающей фотосфере.

Всего при исследовании колебательных процессов в пятнах обработано 215 разных серий наблюдений, из них: 161 серия наземных наблюдений на телескопе АЦУ-5 (длительность от 30 мин. до 10ч.) и 55 серий космических наблюдений 80Н0/МЭ1 и 8ВО/НМ1 (длительность серий до 360ч.).

В п.5.1. речь идет о короткопериодических колебаниях.

Сохраняя историческую последовательность, рассматриваются работы, выполненные еще в 90-е годы с помощью аналогового видеомагнитографа на телевизионной трубке изокон до современных исследований, проводимых с помощью цифровой техники.

В п.5.1.1. рассмотрены первые положительные результаты исследования короткопериодических колебаний в пятнах, которые были получены на

17

аналоговом видеомагнитографе в 1994г. Из проведенного анализа наблюдений колебаний магнитного поля в пятнах можно сделать следующие выводы:

Выделение слабого сигнала флуктуации магнитного поля в тени солнечного пятна осложняется его сильной зашумленностью - прежде всего атмосферным дрожанием пятна на щели спектрографа.

Применение разработанных нами методов обработки наблюдений, в том числе и коррекция атмосферного дрожания, позволило выделить в некоторых пятнах 3-х и 5-ти минутные периоды колебаний м.п. Колебания с периодом 3 -х минут носят характер возбужденных цугов в небольших площадках тени пятна.

В п.5.1.2. рассматриваются колебания магнитного поля в солнечных пятнах по пяти группам солнечных пятен в июне-июле 1999г. Установлено, что при таких исследованиях особенно существенен учет атмосферного дрожания. В п. 5.1.3. продолжено рассмотрение колебания лучевых скоростей и магнитного поля в тени солнечных пятен по наблюдениям 1998-2002гг., повышая достоверность результата с помощью разных методов освобождения сигнала от паразитных эффектов. Лучевые скорости определялись одновременно по трем спектральным линиям, образующихся на разных высотах фотосферы Солнца Fei Х6496.47А, Fei Я.6494.99А, Ва+ Ä.6496.91A. Показано, что низкочастотные колебания покрывают большую часть пятна, и что в тени и полутени амплитуды колебаний резко падают с высотой. Уже на высоте образования линии Fei 16494.99А (604 км) колебания в тени пятна отсутствуют.

В п.5.1.4. речь идет об исследовании колебаний лучевых скоростей в активных областях Солнца, выполненных с помощью цифровых камер. Их применение позволило получить длинные однородные серии спектрограмм существенно лучшего качества по сравнению с изображениями спектра, получаемыми на видеомагнитографе. Достаточно сказать, что, если размер CCD матрицы видеокамеры 5 x7мм, то CMOS датчик цифровой камеры уже 24x36мм.

На основе проведенного исследования особенностей поведения лучевых скоростей на различных высотах можно сделать следующие выводы. В слабо возбужденной, как и в спокойной фотосфере в основном наблюдаются 5-минутные колебания лучевых скоростей. Пространственно они проявляются в виде всплесков максимумов мощности с расстояниями между крайними из них ~ 38", т.е. размера супергранулы. Область локализации колебаний составляет при этом ~ 6-9". По мере приближения к пятну, область локализации «размывается» - становится бимодальной и мощность

18

колебаний в них падает. Эта особенность характерна для сильно возбужденной области (вблизи пятна), причем, на низких высотах фотосферы проявляется более отчетливо. Вблизи границы с полутенью пятна характер колебательного процесса резко меняется: возбуждаются и усиливаются низкочастотные моды колебаний, особенно выделяются моды с периодами 7 и 13-минут.

Таким образом, усиление напряженности магнитного поля в фотосфере существенным образом изменяет характер колебаний лучевых скоростей не только в солнечных пятнах, но и в их окружении.

В п. 5.2. рассмотрены долгонериодические колебания пятен

П. 5.2.1. посвящен исследование долгопериодических колебаний лучевых скоростей в пятне и вблизи солнечного пятна на разных уровнях фотосферы.

Представлены результаты исследований, проведенных с целью проверки теоретических предсказаний модели мелкого солнечного пятна. Наблюдения проводились в мае 2006 года на телескопе АЦУ-5 ГАО РАН в Пулкове. Исследовались колебательные процессы в солнечном пятне и его ближайших окрестностях на основе спектрограмм хорошего качества. Благодаря достаточно продолжительным сеансам наблюдений, достигавшим 4 часов при регистрации со скважностью 15-30 секунд, удалось достоверно выявить низкочастотную область колебаний магнитных элементов с периодами от 40 до 80 минут. Низкочастотная мода в смысле пространственного распределения реализуется на масштабах мезогрануляции (10"-12"). Получено, что амплитуда низкочастотной моды в солнечном пятне быстро убывает с высотой: будучи отчетливо выраженной, на уровне 200 км, она становится едва заметной на высоте 500км. (см. рис.3). Колебания низкочастотной моды устойчиво прослеживаются в течение всего сеанса наблюдений (до 4 часов). Полученные результаты подтверждают выводы модели мелкого пятна, описывающей собственные колебания магнитного элемента как целого (вертикально-радиальные колебания) около некоторого положения устойчивого равновесия.

В п.5.2.2. рассмотрены особенности проявления долгопериодических и короткопериодических колебаний солнечных пятен в оптическом и радиодиапазонах.

В данном параграфе проведен сравнительный анализ долгопериодических колебаний в активной области №10875 по наблюдениям 2 мая 2006г. в оптике (ГАО РАН) и в радиодиапазоне (радиогелиограф Набияма) на волне 1.76 см. Полученные вейвлет-спектры показывают наличие практически

19

одного и того же периода колебаний в пределах 80-100 мин, как в оптических, так и в радио данных. По обоим данным регистрируется затухание амплитуды колебаний около 7 часов 1ТГ, вблизи промежутка между наблюдениями. Результаты данной работы указывают на целесообразность продолжения кооперативных исследований колебательных процессов в разных диапазонах спектра.

Рис.3. Зависимость спектральной мощности колебаний в пятне от высоты в полосах частот (3.8-4.2) MHz и (0.1-0.7)MHz, соответственно для 5-ти минутной и 80-ти минутной моды.

В п. 5.2.3. рассмотрены особенности высотного распределения мощности коротко- и долгопериодических колебаний в пятне и в окружающих магнитных элементах. Настоящий раздел посвящен детальному исследованию одного из принципиальных различий между высокочастотными и низкочастотными колебаниями солнечных пятен на основе исследования в спектрах пятна доплеровских смещений линий, образующихся на разных высотах атмосферы. Были обработаны длительные (4 часа) и однородные ряды цифровых спектрограмм участка солнечного спектра в диапазоне Â6493.8A - Â.6499.7A. Эта область целиком помещается на матрице размером 22.2 х 14.8 мм, примененной нами в то время цифровой камеры, и содержит семь солнечных спектральных линии, образующихся на высотах от 190км до 535км, и одну теллурическую линию, используемую для контроля. В солнечном пятне мощность колебаний резко падает с высотой, и основная гармоника имеет обертоны: fl= 0.2 МГц, Î2 = 0.6 МГц и О = 0.9-1.5 МГц (периоды 83, 28 и 20-12 минут, соответственно). Это явление прослеживается для всех дат наблюдений. Особый интерес представляет сопоставление высотной зависимости мощности долгопериодических

350-

100

150 200 250 300 350 400 450 500 550 h km

колебаний в пятне и в около пятенных областях, точнее, в «островах» возбуждения, в магнитных элементах, окружающих пятно. В отличие от пятна, в около пятенном пространстве амплитуда колебаний низкочастотной 60-80-мин. моды уменьшается с высотой значительно медленнее, чем в пятне, где она падает в 3-4 раза уже к высотам ~ 250 км. Это, на наш взгляд, важный физический эффект, свидетельствующий о том, что в количественном отношении свойства солнечных пятен и магнитных элементов (в частности, вертикальный градиент магнитного поля) могут отличаться. Физическая природа долгопериодических колебаний состоит в том, что солнечное пятно, как целостный объект, находясь в состоянии устойчивого равновесия, способно под воздействием внешних возмущений (вероятно, шума супергрануляции) испытывать колебания около данного равновесного положения.

П. 5.2.4. посвящен методу прямого измерения доплеровских смещений и эффекта Зеемана по цифровым спектрограммам Солнца. В данном разделе более подробно описан разработанный в ГАО РАН метод прямого измерения доплеровских смещений и зеемановского расщепления спектральных линий по цифровым спектрограммам солнечного пятна и прилегающих к нему слоев фотосферы. Показано, что при обработке полученных этим методом достаточно длительных (до 4-х часов) рядов наблюдений удается надежно установить, что в солнечном пятне и в окружающих его магнитных элементах наблюдаются не только широко известные 3-5 минутные колебания, но и низкочастотная составляющая часть колебательного спектра, с периодами от 40 до 80 минут, которая до недавнего времени оставалась практически неисследованной.

В случае колебаний с периодами порядка часа и более мы имеем дело с квазипериодическими вертикальными смещениями всего пятна или магнитного элемента, как целого. Указанные смещения плазмы пятна носят колебательный характер, поскольку солнечное пятно в целом является устойчивым долгоживущим образованием. Смещения сохраняют общую структуру пятна и затрагивают его глубокие слои, вплоть до нижней магнитной границы 4-5 тысяч км., и продолжаясь вглубь до 10 тыс. км. Благодаря этому, в колебательный процесс вовлекаются значительные массы плазмы, и периоды колебаний оказываются достаточно большими. Примененная методика прямой регистрации доплеровских смещений и зеемановских уширений, выполняемой одновременно для всех линий, попадающих на матрицу, дает возможность исследовать изменения характеристик колебательных процессов в солнечной атмосфере в зависимости от высоты образования спектральных линий.

21

В п.5.2.5. излагаются результаты исследования долгопериодических колебаний солнечных пятен, выполненного по наземным наблюдениям и по данным космических аппаратов SOHO/MDI и SDO/HMI. Первоначально, в 2006-2007 гг., для исследования низкочастотных колебаний пятен нами использовались длинные, до 8-ми часов, серии цифровых спектрограмм пятен, полученные на солнечном телескопе Пулковской обсерватории. Примененная методика автоматического измерения временных вариаций лучевых скоростей по доплеровским смещениям линий в спектрах солнечных пятен и пор позволила нам с высокой степенью надежности установить сам факт наличия долгопериодических (с периодами в полосах 40-45, 60-80 и 160-180 минут), колебаний пятен и околопятенных магнитных элементов. Оказалось, что солнечное пятно, как единое целое, совершает квазипериодические вертикальные смещения: оно то поднимается, то опускается, при этом, очевидно, вследствие относительной медленности процесса, сохраняется баланс давлений между пятном и окружающей фотосферой, так что при вертикальных смещениях пятна изменяется и поперечный размер его магнитной силовой трубки, а вместе с этим и среднее по сечению магнитное поле. Амплитуда колебаний в низкочастотной моде магнитного поля порядка 200-250 Гс, а лучевой скорости - порядка 60-110 м/сек. Частота колебаний существенно и нелинейным образом зависит от напряженности магнитного поля. Важнейшее достоинство используемого метода состоит в том, что картина колебаний получается строго одновременно в нескольких спектральных линиях, образующихся на разных высотах в атмосфере пятна. Это позволило изучить высотные зависимости колебательного процесса как для относительно высокочастотной части спектра (3-5 минутные колебания), так и для низкочастотных колебаний, в которых пятно колеблется как единое целое с периодами от 40 минут до десятков часов. Оказалось, что низкочастотные колебания захватывают большую часть тени пятна, и их амплитуда резко уменьшается с высотой. Так, будучи отчетливо выражены на глубинах образования линии Fe 16496.47А (это соответствует высоте 250 км от уровня единичной оптической толщины), уже на высоте 604 км, где образуется линия Fe 16494.99А, колебания в тени пятна становятся недоступны для регистрации. Для контроля возможного влияния атмосферы на спектр исследуемых колебаний нами используется теллурическая линия НгО 16493.25А. Полное отсутствие низкочастотных колебаний в теллурической линии спектров пятен однозначно указывает на солнечную природу эффекта.

Я-400мям

Вейвлет-прео6рвк>»а»1«е Гм&мш* спектр

Рис.4. Пример типичного вейвлета для серии магнитограмм 50Н0/МВ1, полученных с интервалом одна минута, на котором видны низкочастотные собственные моды колебаний магнитного поля пятна и мода в районе 2000 мин. Пятно № 09887 (31.03-4.04. 2002), Нг(0) = 32500.

Вомм иим

Мои*мосадЫ') I ю'

Более того, наши исследования показали, что низкочастотные колебания лучевых скоростей полностью отсутствуют и в спокойной фотосфере, свободной от магнитных элементов. Этот фундаментальный факт устанавливает прямую связь исследуемых осцилляций с магнитными структурами.

С 2008 года мы перешли к исследованию временных вариаций магнитного поля в тени отдельных солнечных пятен, используя данные из архива 80Н0/МВ1 (БсИитег е1 а1., 1995), а в настоящее время также архива космического аппарата 800/НМ1.

Для целей этого исследования разработаны оригинальные компьютерные методики, позволяющие автоматизировать процесс обработки и анализа космических данных.

Оказалось, что низкочастотные моды, ранее обнаруженные нами в наземных наблюдениях по лучевым скоростям, отчетливо проявляются и в космических магнитограммах. Этим была еще раз подтверждена физическая

реальность и солнечное происхождение исследуемых долгопериодических колебаний пятен на независимом материале, полученном вне земной атмосферы, и решен вопрос о возможном влиянии атмосферных эффектов на спектр изучаемых осцилляций.

2 о

го S

го со

300-, 200 ЮО О -100 -200

-300

6000

О 2000 4000

Время, мин

Рис.5. Вариации магнитного поля пятна № 11 lOl(SDO/HMI)

Длительные непрерывные серии FITS магнитограмм, полученные космическими аппаратами SOHO/MDI и SDO/HMI, позволили нам приступить к исследованию еще более низкочастотных мод, недоступных при наземных наблюдениях (рис.4). Применяемая нами методика обработки магнитограмм, позволяет автоматически определять положение максимальной напряженности магнитного поля в исследуемом пятне с учетом вращения Солнца и собственного движения пятна для всей серии наблюдений. На рис.5 приведен конкретный пример сформированного 108 часового ряда максимальных значений магнитного поля для серии магнитограмм солнечного пятна № 11101, полученных на аппарате HMI(SDO) 28.08.2010 - 01.09.2010. Видно, что амплитуда вариации магнитного поля, составляющая примерно 150-200 Гс, значительно превышает уровень шума, для которого среднее квадратичное отклонение составляет 16Гс. Таким образом, ошибка определения величин в изучаемом колебательном процессе оказывается меньше 10% .

Уже при обработке магнитограмм длительностью несколько десятков часов, нам удалось выделить в спектрах мощности пятен (на уровне достоверности >3а) две новые низкочастотные моды с периодами около 250 и 480 минут, причем амплитуда этих колебаний монотонно увеличивалась с ростом периода.

Для решения вопроса о существовании предельной низкочастотной моды колебаний пятен потребовались временные ряды длительностью в несколько суток. Для выявления и анализа спектральных компонент использовался комплексный непрерывный вейвлет Морле 5-го порядка.

& с

29-1-

1500

2000

3000

3500

»со Гс

Рис.6. Данные ЭБО/НМ!, слева: зависимость периода колебаний магнитного поля от среднего значения поля Нг(0=0) в пятне для моды М2, справа: та же зависимость для собственной предельной моды М1.

Результаты обработки всех серий магнитограмм дают уверенные непротиворечивые результаты. Нам удалось выявить как ранее найденные в наземных наблюдениях периоды 40, 80, 240 минут, так и новые долгопериодические длительностью -480, -1000 минут. Предельной низкочастотной модой (Ml) колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 800 - 1300 минут. Ее период существенно и нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна (рис.6 справа).

Предельная колебательная мода устойчиво существует в пятнах на протяжении 1-2 суток. Это время совпадает со средним временем жизни ячейки супергранулы. Напротив, наблюдаемая в спектре мощности мода (М2) с периодом около 2100 - 2880 минут, по-видимому, не является собственной, поскольку ее период не зависит от величины магнитного поля пятна (рис.6 слева). Она может рассматриваться как квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции.

В параграфе 5.2.6. излагаются первые результаты обработки длинных серий магнитограмм, полученных на приборе НМ1 новой космической обсерватории SDO. Применен новый метод стабилизации FITS изображения, позволяющий решать такие малодоступные для MDI(SOHO) задачи как, например, пространственное распределение мощности колебаний в пятне,

коррелированность колебаний пятна или его фрагментов между собой и околопятенными магнитными элементами. Угловое разрешение новой обсерватории в 4 раза лучше, чем SOHO. Пробная обработка материалов космического аппарата HMI(SDO) уверенно выявила существование предельной низкочастотной моды колебаний пятен и подтвердила результаты, полученные нами ранее по материалам аппарата MDI(SOHO).

0-500-

о

,2 -1000ч—

О

"S

-1500-2000 -

-2500 I ■ | I ■ j i | - i — -j — i ■ j— - ■■ 0 100 200 300 400

Time, (hour x 5)

Рис.7. Результат обработки серии магнитограмм HMI(SDO) 7-10 марта 2011г.

Длительность серии составляет 85 часов, скважность 720сек.

На рис. 7. приведены 85ч. ряды изменения напряженности магнитного поля в 7 избранных точках пятна №11166, от центра тени в фотосферу. Точки А,В,С-тень пятна. D - граница тень-полутень. Е - полутень. F - граница полутень - фотосфера. G - спокойная фотосфера. Видно, что долгопериодические колебания начинают заметно ослабевать уже в точке D, находящейся в начале полутени пятна. При приближении к фотосфере колебания пропадают совсем (точки Е и F). В спокойной фотосфере (точка G) виден чисто шумовой сигнал.

Важно, что хотя величина поля к полутени падает, но амплитуда колебаний не меняется! Период основной гармоники - около 840мин. (14ч). Видна синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени

солнечного пятна. Это свидетельствует о том, что тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование, несмотря на наличие в ней тонкой структуры магнитного поля.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации:

1. Впервые реализована концепция большого мобильного солнечного телескопа открытого типа, с короткими оптическими путями большой апертуры. Телескоп обеспечил систематическое получение фотографий и спектрограмм Солнца с высоким пространственным разрешением на протяжении цикла солнечной активности.

2. Развито новое направление использования телевизионных методов регистрации изображений для солнечной спектроскопии. Создан новый тип солнечного спектрогелиографа - магнитографа, основанного на преобразовании стандартного телевизионного сигнала с частотой строк 16565гц в малокадровый видеосигнал с частотой строк 50 Гц.

3. Создана методика исследования колебательных процессов в атмосфере Солнца одновременно по нескольким спектральным линиям с компенсацией атмосферных дрожаний изображения. Разработан метод получения лучевых скоростей с помощью цифровой камеры. Разработана методика обработки FITS магнитограмм космических аппаратов SOHO/MDI и SDO/HMI с компенсацией вращения Солнца и собственного движения пятна. Реализовано получение телевизионных изображений Солнца с высоким пространственным и временным разрешением в ИК линии гелия Не1 Ш830А.

4. Разработаны новые методы организации процесса астрономических наблюдений. Создан дистанционный доступ через Интернет к данным, получаемым с видеокамеры солнечного телескопа, с управлением режимом формирования и выборки данных, доставляемых пользователю, и с передачей данных наблюдений по специальному прикладному протоколу в теле HTTP-сообщения.

5. В результате применения при наблюдениях новых инструментов и методов обработки, получена большая совокупность новых знаний о структурах разного масштаба в атмосфере Солнца. Например:

а). По высококачественным стратосферным снимкам фотосферы уверенно выделены в спектре мощности яркости компоненты соответствующие размерам 10.0", 4.5", 2.4" (мезогранула, скопление гранул и грануляция).

б). Наблюдения на телевизионном магнитографе в линии Не1 >Л 0830А показали, что изменение числа темных гелиевых точек, видимых на диске

27

Солнца, происходит в противофазе с 11-летним циклом активности пятен. В большинстве темных гелиевых точек наблюдается движение плазмы вниз со скоростью несколько км/сек.

с). Обработка памирских спектрограммам с высоким пространственным разрешением выявила важные особенности в движении грануляции, в частности вращение гранул.

д). Изучена эволюция сложных групп пятен: показано, что протонные вспышки приводят в интервале нескольких минут к упрощению структуры продольных магнитных полей и самой группы. Ленты протонных вспышек, волокна и яркие флоккульные цепочки, располагаются над светлыми коридорами из ярких точек внутри тени и полутени пятен.

е). Впервые найден весь спектр низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен. Предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 800 - 1300 минут. Ее период существенно и нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна.

ж). Кроме предельной моды в колебательных спектрах пятен выявляются и более высокие моды в полосах 40-45, 60-80, 135-170, 220-240 и 480-520 минут, причем мощность колебаний в этих полосах монотонно и быстро падает к малым периодам, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний.

з). Предельная колебательная мода устойчиво существует в пятнах на протяжении 1,5-2 суток, что совпадает со средним временем жизни ячейки супергранулы. Наблюдаемая в спектре мощности мода с периодом около 2100- 2880 минут не является собственной, поскольку ее период не зависит от величины магнитного поля. Она, вероятно, может рассматриваться как квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции.

и). В отличие от короткопериодических 3-5 минутных мод, амплитуда долгопериодической моды колебаний лучевой скорости в солнечном пятне резко убывает с высотой: эти колебания отчетливо проявляются в линии, образующейся на высоте 200 км, и практически не видны в линии с высотой образования 500 км. Это говорит о разной физической природе короткопериодических и долгопериодических колебаний солнечного пятна, к). Установлена синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени солнечного пятна. Тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование.

ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

(первые 11 работ из списка журналов, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации)

1. Ogir М.В., Parfinenko L.D., Stoyanova M.N. Some results of morphological study of the evolution of the activc region of July, 1982. //Solar Physics, 102, p.67-78,1985

2. Parfinenko L.D. Hel Dark Points and 11-year solar cycle.// Solar Physics, №132, p.195-197,1991

3. Парфипепко Л.Д. О структуре атмосферы Солнца, наблюдаемой в линии Hel И0830А.// Астрономический Журнал, т.68, в.2, стр.404-410,1991

4. Ефремов В.И., Парфипепко Л.Д. О короткопериодических колебаниях магнитного поля в тени солнечного пятна.// Астрономический журнал, т.73, №1,стр. 103-108, 1996

5. Ikshanov R.N., Parfinenko L.D., Efremov V.I. On the organization of fine structure of the solar photosphere.// Solar Physics, №170, p.205-215,1997

6. Parfinenko L.D. Research of sunspot oscillations, I. The pulkovo ccd spectroheliograph - magnetograph.// Solar Physics, vol. 213, №2, p.291, April 2003

7. Ефремов В.И., Парфипепко Л.Д., Соловьев A.A. Исследование долгопериодических колебаний лучевых скоростей в пятне и вблизи солнечного пятна на разных уровнях фотосферы.//Астрономический журнал, том 84, №5, с. 450-460, 2007

8. Ефремов В.И., Парфипепко Л.Д., Соловьев А.А. Метод прямого измерения доилеровских смещений и эффекта Зеемана по оптическим цифровым спектрограммам Солнца и долгопериодические колебания солнечных пятен.//Оптический журнал, Т.75, №3, С.9-17, 2008

9. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Высотная зависимость мощности коротко- и долгопериодических колебаний в солнечном пятне и его окрестностпЛКосмические исследования, №4, с.311,2009

10. Efremov V.I., Parfinenko L.D., Soloviev А.А. Investigation of long-period oscillations of sunspots using ground-based observations (Pulkovo) and instrumental MDI (SOHO) data. // Solar Physics, v. 267. Issue2. P.279, 2010

П.Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Колебания солнечных пятен по магнитограммам MDI (SOHO). //Космические исследования , v.49, №3, 2011

12. Бабаджанянц М.К., Парфиненко Л.Д. Исследование возможности применения суперортиконов в астрофизике.// Труды АО ЛГУ, T.XXVIII, №359, вып.47, стр.57, 1971

13. Парфиненко Л.Д. Телевизионная регистрация солнечного спектра II.// Солнечные Данные, №9, стр.84-89, 1971

14. Парфиненко Л.Д. Телевизионная регистрация солнечного спектра ¡.//Солнечные Данные, №6, стр.95-99, 1972

15. Ленцман В.Л., Парфиненко Л.Д. Выявление быстрых изменений тонкой структуры полутени пятна, Солнечные Данные, №11, стр.92-94, 1972

16. Парфиненко Л.Д. Обработка изображений солнечной фотосферы методом фильтрации пространственных частот и дискриминации по яркости.// Солнечные Данные, №11, стр.89-91, 1972

17. Парфиненко Л.Д. Телевизионная регистрация солнечного спектра III.// Солнечные Данные, №12, стр.72-78,1972

18. Парфиненко Л.Д. Регистратор дрожаний и анализатор резкости солнечного изображения.// Солнечные Данные, №1, стр.76-78, 1973

19. Ленцман В.Л., Парфиненко Л.Д. О короткопериодических изменениях магнитного поля локальных образований активной области Солнца.// Солнечные Данные, №12, стр.94, 1975

20. Ленцман В.Л., Парфиненко Л.Д. Несимметричность поля лучевых скоростей в солнечной хромосфере.// Солнечные Данные, №12, стр.94, 1975

21. Ленцман В.Л., Парфиненко Л.Д. Пулковский телевизионный спектрогелиограф. //Солнечные Данные, №6, стр.80, 1976

22. Парфиненко Л.Д., Михалев В.Ф. Опытные наблюдения Солнца с высоким разрешением на Памире.// Солнечные Данные, №8, стр.92-97, 1978

23. Парфиненко Л.Д. Телевизионные наблюдения сопутствующих магнитных

полей Л Солнечные Данные, №11, стр.97-99, 1979

24. Парфиненко Л.Д. О тонкой структуре светлых колей солнечных пятен.// Солнечные данные, №7, стр.85, 1980

25. Парфиненко Л.Д. О светлых точках в тени пятна.//Солнечные данные, №2, стр.76, 1980

26. Парфиненко Л.Д. О явлении цепочек в фотосферной грануляции.// Солнечные Данные, №10, стр.101, 1981

27. Парфиненко Л.Д. О тонкой структуре светлых мостов.// Солнечные Данные, №12, стр.79, 1981

28. Парфиненко Л.Д. Наблюдения Солнца на Памире.// Международный ежегодник изд. «Знание», «Наука и Человечество», стр.317, 1981

29. Парфиненко Л.Д. К вопросу о связи вспышечной активности с быстрыми изменениями магнитного поля.// Солнечные Данные, №3, стр.103-107, 1982

30. Парфиненко Л.Д. О быстрых изменениях контраста ярких деталей полутени.// Солнечные Данные, №5, стр.86-92, 1982

31. Парфиненко Л.Д. Микропоры как возможное проявление тонкой структуры магнитного поля в фотосфере.// Солнечные Данные, №3, стр. 102-107, 1983

32. Огирь М.Б., Парфиненко Л.Д. и Стояновой М.Н. К вопросу о вспышечной активности июльской группы 82г.// Солнечные Данные, №9, стр.77-85, 1984

33. Парфиненко Л.Д., Крюндаль A.B. Особенности развития июльской группы 83г.// Солнечные Данные, №10, стр.63, 1984

34. Парфиненко Л.Д. Опыт высокогорных наблюдений Солнца на Памире.// Изв. ГАО РАН, №203, 1985

35. Крат В.А., Парфиненко Л.Д. и Стоянова М.Н. К вопросу о серых порах в фотосфере Солнца. Солнечные Данные, №3, стр.60-65, 1985

36. Парфиненко Л.Д. Получение изображения Солнца в линии гелия XI0830А телевизионным методом.// Солнечные Данные, №2, стр.87-91, 1985

37. Парфинеико Л.Д. О некоторых особенностях тонкой структуры лучевых скоростей солнечной грануляции.// Солнечные Данные, №8, стр.68-73, 1985

38. Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д. О некоторых свойствах темных гелиевых точек, наблюдаемых в линии Hei А.10830А. //Солнечные Данные, №9, стр.89-92, 1987

39. Парфиненко Л.Д. К вопросу о темных гелиевых точках, наблюдаемых в линии Hei Ш830А.// Солнечные Данные, №11, стр.91-95, 1989

40. Парфиненко Л.Д., Парфиненко Н.К. Связь количества темных точек, наблюдаемых в линии Hei Х10830А и количества светлых узлов в линии KCall с циклом солнечной активности.// Солнечные Данные, № 7, стр. 91-95, 1990

41. Никонов О.В., Парфиненко Л.Д. и др. Некоторые результаты оптических исследований на Кубе.// Сборник Астрофотография в исследованиях Вселенной, Л. 1992

42. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. О крупномасштабной структуре атмосферы Солнца.// Изв. ГАО РАН. №211, стр. 198-205, 1996

43. Вахтов В.Н., Парфиненко Л.Д. и др. Микрофотометрический комплекс МФК-200.// Изв. ГАО РАН. №211, стр.213-218,1996

44. Парфиненко Л.Д., Макаров О.Г. Пулковский CCD спектрогелиограф -магнитограф.// Солнечные данные 1995-1996, стр.136-144, 1997

45. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. Исследование крупномасштабной структуры по колебательным процессам в атмосфере Солнца. // Изв. ГАО РАН, 1998

46. Парфиненко Л.Д. К вопросу о гигантских ячейках в атмосфере Солнца.// Труды международной конференции «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательный и теоретический аспекты, С.Петербург, Пулково, 23-29.06.98, стр. 245-248, 1998

47. Парфиненко Л.Д. Пулковский спектрогелиограф-магнитограф на CCD-матрице.// Труды международной конференции «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательный и теоретический аспекты, С.Петербург, Пулково, 23-29.06.98, стр.141-144, 1998

48. Парфиненко Л.Д., Дорофеюк A.C. Проект солнечного спектрографа со скрещенной дисперсией.// Труды международной конференции «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательный и теоретический аспекты, С.Петербург, Пулково, 2329.06.98, стр.337-340, 1998

49. Ихсанов Р.Н., Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. Особенности короткопериодических колебаний магнитного поля и лучевых скоростей в солнечных пятнах.// Труды конференции "Крупномасштабная структура солнечной активности, Пулково 21-25 июня 1999г, стр.87-92, 1999

50. Парфиненко Л.Д., Ефремов В.И. Крупномасштабная структура хромосферы.// Труды конференции "Крупномасштабная структура солнечной активности, Пулково 21-25 июня 1999г.

51. Ихсанов Р.Н., Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. О колебаниях магнитного поля в солнечных пятнах.// Изв. ГАО РАН. №315, стр. 185-194, 2000

52. Парфиненко Л.Д. К вопросу о светлых кольцах солнечных ттен.ИТруды конференции "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", 28.05-1.06, С.Петербург, Пулково, 2001

53. Игнатьев М.Б., Пинигин Г.И., Парфиненко Л.Д. Astronomical education on the base of virtual consolidation of observatories.// Труды конференции "Расширение и связь опорных координатных систем с использованием ПЗС наземной техники", 10-13 октября, Николаев, Украина, 2001

54. Бобков Е.В., Парфиненко Л.Д., Соченов Ю.Е., Шейнин Ю.Е„ Ульянов И. Дистанционный доступ к солнечному телескопу через интернет.//#зв. Г АО РАН, №216, с.505, 2002

55. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д. Колебания магнитного поля в тени пятна. В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., стр.165, 2003

56. Parfmenko L.D. The Pulkovo CCD spectroheliograph-magnitograph.// Proceedings of IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", 14-19 June, p.657-658, St.Peterburg, 2004

57. Efremov V.I., Ihsanov R.N., Parfinenko L.D. Oscillations of magnetic fïled in a sunspot umbra.//Proceeding IAU Symposium 223, 14-19 June, p.708-711, St.Peterburg, 2004

58. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. Получение лучевых скоростей из цифровых изображений солнечного спектра.// Изв. ГАО РАН, №217, 2004

59. Парфиненко Л.Д., Гроздилов В.М. Робот-телескоп на базе параллактической монтировки АПШ-40.// Изв. ГАО РАН, №217, с.499-505,2004

60. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н.,Парфиненко Л.Д. Research of radial velocities in active areas of the sun.// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с.643, 2005

61. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д. Исследование колебаний магнитного поля в тени солнечного пятна с помощью CCD спектрогелиографа-магнитографа.// Труды международного научного семинара «Физика Солнца и звезд», март 2005г., с. 151, Калмыцкий госуниверситет, Элиста, 2005

62. Парфиненко Л.Д., Гроздилов В.М. Высокоэффективное использование телескопов умеренного размера.// Труды международного научного семинара «Физика Солнца и звезд», март 2005г., с.51, Калмыцкий госуниверситет, Элиста, 2005

63. Парфиненко Л.Д. Новые методы получения и обработки оптической информации для исследования Солнца/// в сборнике ПРАКТИКУМ ПО АСТРОНОМИИ, (под ред. Г.И.Пинигина), УДК 521-522, П. 69, ISBN 966-8147-42-1, Изд. Атолл, стр.5 -55,2005

64. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д. Колебания лучевых скоростей на разных высотах в активных областях Солнца В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, СПб, с. 105, 2006

65. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д. Колебания лучевых скоростей с высотой в активных областях Солнца.// Труды Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности »,28 сентября - 2 октября 2006г, CAO РАН, п. Нижний Архыз, 2006

66. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Особенности долгопериодических колебаний лучевых скоростей в солнечных пятнах». // Изв. ГАО РАН, №219, 2006

67. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Особенности высотного распределения мощности низкочастотных колебаний солнечного пятна.// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с.173,2007

68. Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д., Ефремов В.И. Колебания лучевых скоростей на разных высотах фотосферы в спокойных и активных областях Солнца.// В кн.:

Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с.181,2007

69. Абрамов-Максимов В.Е., Гельфрейх Г.Б., Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьевым А.А. Особенности проявления долгопериодических и короткопериодических колебаний солнечных пятен в оптическом и радиодиапазонах.// В кн. : Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с.1, 2007

70. Парфиненко Л.Д., Ефремов В.И., Соловьев А.А. Некоторые пространственные особенности долгопериодических колебаний лучевых скоростей в пятне и около него.// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с.285, 2008

71. Parfinenko L.D., Efremov V.I., Soloviev A.A., Kirichek Е.А. Long-period oscillations of sunspots detected by doppler shifts on digital spectroheliograms.// PROCEED1NGS First Middle East-Africa, Régional IAUMeeting, Cairo, Egypt, April 5-10, 2008

72. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев A.A., Киричек Е.А. Результаты обработки длинных серий магнитограмм MDI(SOHO).// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конферет1ии по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с. 179, 2009

73. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. Об артефакте, возникающем при спектральной обработке серий цифровых снимков солнечных пятен полученных на MDI (SOHO).// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с. 177,2009

74. Парфиненко Л.Д., Ефремов В.И., Соловьев А.А. Новые результаты исследований колебаний солнечного пятна как целого, полученные по данным MDI (SOHO).// В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб., с.307, 2010

Подписано в печать 15 апр. 2011г. Тираж 100 экз.

Отпечатано в типографии «Art-Xpress» 199155 Санкт-Петербург, В.О., ул. Уральская,.17 E-mail: zakaz@art-xpress.ru http://www.art-xpress.ru тел.: 331-33-22

Введение

В. 1. Актуальность работы

В.2. Цели диссертации

В.З. Основные положения, выносимые на защиту

В.4. Новизна и научная значимость, Практическая ценность

В.5. Апробация работы

В.6. Публикации по теме диссертации

В.7. Структура и объем

Часть первая МЕТОДЫ И АППАРАТУРА

Глава 1. Светоинформационные астрономические системы, использованные для исследования Солнца

1.1. Оптимальность астрономической светоинформационной системы.

1.2. Солнечные телескопы 21 1.2.1. Вводные замечания.

1.2.2. Памирский мобильный солнечный телескоп открытого типа (АНК-451) на альтазимутальной монтировке (26). Дневной астроклимат урочища Шорбулак. (30) Краткое описание телескопа. (35)

Выводы.

1.2.3. Стратосферная солнечная обсерватория «Сатурн» и ее наземный вариант - 100см телескоп "Сатурн-1." (46) Спектрограф со скрещенной дисперсией.(50) Об аберрациях.(52) Возможные перспективы телескопа «Сатурн-1 ».(53)

1.2.4. Горизонтальный солнечный телескоп АЦУ-5 и 5-дюймовый фотогелиограф с CCD-видеокамерой и На фильтром. (56)

Выводы.

Глава 2. Телевизионный спектрогелиограф-магнитограф.

2.1. Аналоговый телевизионный спектрогелиограф-магнитограф.

2.2. Прибор второго поколения - CCD спектрогелиограф — магнитограф. 75 Основные выводы по главе

Глава 3. Новый метод организации процесса астрономических наблюдений.

3.1. Дистанционный доступ к навесной аппаратуре солнечного телескопа с помощью \уеЬ-технологий.(85) Выводы

Часть вторая РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ СОЛНЕЧНЫХ СТРУКТУР

Глава 4. Исследование морфологии и динамики солнечных структур. Введение (светлые точки, поры, особенности движения гранул и пр.)

4.1. Организация тонкой структуры солнечной фотосферы.

4.2. Развитие сложных групп пятен, связь вспышечной активности с быстрыми изменениями продольных магнитных полей(121). Эволюция активной группы (139). Светлые мосты в пятнах (142).

4.3. Исследование темных гелиевых точек в ИК - линии Нс1 XI0830А.

Глава 5. Колебательные процессы в пятнах и окружающей фотосфере

Введение

5.1. Короткопериодические колебания.

5.1.1. Наблюдения колебаний скорости и магнитного поля в тени пятна в 1994г.(171); 5.1.2. О колебании магнитного поля в солнечных пятнах по пяти группам солнечных пятен в июне-июле 1999г.(178); 5.1.3. Колебания лучевых скоростей и магнитного поля в тени солнечных пятен по наблюдениям 1998-2002гг.(189); 5.1.4. Исследование колебаний лучевых скоростей в активных областях Солнца с помощью цифровых камер(196); 5.1.5. Колебания лучевых скоростей на разных высотах фотосферы в спокойных и активных областях Солнца (203).

5.2. Долгопериодические колебания.

5.2.1. Методика наблюдений и обработки. (209); Результаты наблюдений и их обсуждение (214).

5.2.2. Особенности проявления долгопериодических и короткопериодиче-ских колебаний солнечных пятен в оптическом и радиодиапазонах (223).

5.2.3. Особенности высотного распределения мощности коротко- I долгопериодических колебаний в пятне и в окружающих магнитных эле ментах(227); 5.2.3.1. Результаты обработки длительных временных се рий(227); 5.2.3.2. Обсуждение и интерпретация (233); Выводы(240).

5.2.4. Долгопериодические колебания лучевых скоростей солнечных пятен по наземным наблюдениям и по данным инструмента MDI(SOHO).

Введение; 5.2.4.1. Наземные наблюдения (243); 5.2.4.2. Наблюдения на приборе MDI космического аппарата SOHO (244); 5.2.4.3. Результаты обработки и анализ (265); 5.2.4.3.1. Наземные наблюде-ния(265); 5.2.4.3.2. MPEG доплерограммы инструмента MDI(SOHO) (247), FITS магнитограммы инструмента MDI(SOHO) (255); Выводы (259).

5.2.5. Предельная низкочастотная мода магнитогравитационных колебаний солнечных пятен и ее свойства по данным MDI(SOHO) и HMI(SDO).

Введение.

5.2.5.1. Методы обработки наблюдений (261); 5.2.5.1.1. Метод пространственного усреднения магнитного поля (262); 5.2.5.1.2. Метод экстремальных величин (265); 5.2.5.1.3. Процедура стабилизации изображения (267).

5.2.5.2. Сравнение качества данных МБ1(80Н0) и НМ1(8БО).

5.2.5.3. О ложной гармонике (артефакте).

5.2.5.4. Результаты обработки.

5.2.5.5. Дискуссия. 282 5.2.6. Первые результаты обработки длинных серий наблюдений прибора НМ1 космической обсерватории ЭБО

Основные результаты по главе.

Диссертационная работа посвящена исследованиям различных структур солнечной атмосферы с высоким пространственным и спектральным разрешением. Основой работ по исследованию колебательных процессов в солнечных пятнах являются новые методы регистрации и цифровой обработки солнечного спектра, многолетние ряды наблюдений, полученные на пулковском солнечном телескопе с помощью быстро действующего видеомагнитографа и цифровых камер. При исследовании долгопериодических колебаний пятен использованы длинные серии магнитограмм и доплерограмм солнечных пятен, полученные с космических аппаратов М131(80Н0)и НМДББО).

Основой работ по изучению морфологии и динамики тонкой структуры солнечной атмосферы (грануляция, светлые мосты, темные гелиевые точки и др ) являются новые эффективные средства и методы получения высокого пространственного разрешения. Для систематического исследования тонкой структуры фотосферы создан новый телескоп «открытого типа», с коротким ходом лучей большой апертуры, установленный! на высоте 4330 м на Восточном Памире. С его помощью автором получены высококачественные фотографии и спектры солнечных структур на протяжении целого цикла солнечной активности в 1977-1989 гг. В работе использован также уникальный наблюдательный материал, полученный автором с коллегами на 100 см стратосферной солнечной обсерватории «Сатурн».

В.1. Актуальность проблемы.

Несмотря на значительный прогресс в изучении Солнца, не существует полного понимания причин, порождающих те или иные солнечные структуры и их взаимосвязь. Процесс образования структур охватывает практически все слои атмосферы Солнца, проявляясь в разных объектах (пятна, поры, факелы, яркие точки тени пятна, темные гелиевые точки и т.д.) и происходит на масштабах от 10км (силовые магнитные трубки) до 10бкм (протуберанцы, комплексы активности, корональные дыры). Поэтому выявление новых структур, изучение их морфологии, эволюции как в спокойных областях (СО), так и в активных областях (АО) солнечной атмосферы, является важной задачей для современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем - крайне актуальная задача, поскольку колебательные процессы пронизывают все структурные элементы фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. Исследование колебательных процессов в солнечных пятнах и в окружающей их фотосфере представляет особый интерес для солнечной физики, поскольку эти области заняты достаточно сильным (преимущественно вертикальным) магнитным полем. Волновые и колебательные свойства такой среды существенно отличаются от аналогичных свойств атмосферы, свободной от магнитного поля. До недавнего времени внимание исследователей было сосредоточено на изучении относительно короткопериодических (с периодами 3-5минут) МГД-колебаний в солнечных пятнах. Но наряду с этими, достаточно хорошо изученными осцилляциями, в солнечных пятнах и их окрестностях наблюдаются долгопе-риодические (с периодами от получаса до нескольких десятков часов) колебания физических параметров, которые, в частности, проявляются во временных вариациях магнитного поля и лучевых скоростей.

Это явление не может быть выявлено при кратковременных (15-30 минут) сеансах наблюдений, здесь необходимо получить достаточно длительные и однородные временные ряды, характеризующие изменение параметров плазмы и магнитного поля исследуемых объектов. Анализируя спектр наблюдаемых колебаний и характер распространения в данной» среде тех или иных типов волн, можно восстановить физическую структуру изучаемой системы и произвести диагностику ее параметров.

Солнце можно изучать с гораздо более высоким пространственным и спектральным разрешением, чем остальные звезды. Поэтому детальное исследование структур солнечной атмосферы имеет важный общий астрофизический интерес с точки зрения понимания природы активности звезд.

Актуальность исследованиям Солнца придает и то, что солнечная активность многогранно влияет на земные процессы, а также на окружающее космическое пространство. Современное высокотехнологическое общество все сильнее зависит от «космической погоды», которой "управляет" Солнце. В.2. Цель работы:

Основной целью диссертационной работы является всестороннее исследование малоизученного низкочастотного спектра колебаний солнечных пятен в широком диапазоне периодов, от нескольких минут до десятков часов. Также изучается с высоким пространственным и временным разрешением морфология и динамика структур солнечной атмосферы. Цель достигается благодаря созданию и внедрению в практику наблюдений новых солнечных инструментов и методов получения астрономической информации. Используются результаты наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн», солнечного телескопа «Памир» (АНК-451), пулковского телескопа АЦУ-5 и данные космических аппаратов MDI(SOHO) и HMI(SDO).

В.З. Основные положения, выносимые на защиту:

I. Новые инструменты и методы получения информации о Солнце с высоким пространственным и временным разрешением:

1). Разработка и реализация концепции «открытого» мобильного солнечного телескопа «Памир», позволившего исследовать структуру фотосферы с более высоким, чем прежде, пространственным разрешением на протяжении целого цикла активности Солнца [SolarPhysics, 1985, v. 102,р.67-78].

2). Создание и внедрение в практику наблюдений нового типа спектрогелиографа-магнитографа [Астрономический журнал, 1996, in.73, Ml, с. 103-108; Solar Physics, 2003, v.213, p.291], позволившего получить новые результаты по структурам в Hel А.10830 и по быстрым изменениям магнитного поля пятен во время хромосферных вспышек.

3). Разработка и применение для исследования Солнца методики определения лучевых скоростей одновременно на нескольких уровнях атмосферы Солнца [Астрономический журнал, 2007, т. 84, №5, с. 450-460; Оптический журнал, 2008, т.75, №3, с.9-17]. С ее помощью доказано различие физической природы 3-5 минутных и низкочастотных колебаний пятен.

II. Новые научные результаты, полученные с помощью вышеназванных инструментов и методик, а также с использованием наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн» и космических аппаратов MDI(SOHO) и HMI(SDO):

1). В спектре мощности яркости фотосферы выявлены компоненты, соответствующие размерам 10.0", 4.5", 2.4". Эти размеры хорошо укладываются в масштабы образований солнечной фотосферы: мезогранул, скоплений гранул (протогранул) и гранул, соответственно [Solar Physics, 1997,v.l70, р.205-215].

2). Впервые подтвержден на независимом материале предварительный вывод K.Harve (1985), что изменение числа темных гелиевых точек на диске Солнца происходит в про-тивофазе с 11-летним циклом активности пятен [Solar Physics, 1991,v.l32, p.195-197].

3). По синхронным наблюдениям на телевизионном магнитографе ГАО, коронографе КрАО и памирском телескопе открыт новый тип фотосферных нитяных мостов, состоящих из ярких гранул. Мосты возникают в областях взаимодействующих пятен, совпадают с хромосферными дуговыми волокнами и ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В периоды сильных вспышек в интервале нескольких минут в структуре продольного магнитного поля активной области могут происходить сильные изменения [Solar Physics, 1985, v. 102, р.67-78].

4). Доказано, что долгопериодические колебания пятен не являются эффектом земной атмосферы [Астрономический журнал, 2007,т. 84, №5, с. 450-460]. Это новое физическое явление, природа которого отличается от природы 3-5 минутных осцилляции в пятнах, которые обусловлены распространяющимися внутри силовой трубки пятна медленными магнитозвуковыми волнами. Долгопериодические - отражают вертикально-радиальные смещения пятна в целом, как устойчивого, уединенного образования, возникающие под действием внешних возмущений [Космические исследования, 2009, №4, с.311].

5). По наземным (в лучевых скоростях) и космическим снимкам (в магнитном поле) в колебательных спектрах пятен впервые выявлены моды в полосах 40-45, 60-80, 135-170, 220-250, 480-520 минут. Мощность колебаний в них быстро падает с ростом частоты, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний [Астрономический эюурнал, 2007, т. 84, №5, с. 450-460; Solar Physics, 2010, v. 267. Issue 2. p.279].

6). Впервые установлено, что предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 13-22час. (800 -1300 минут). Мода существует в виде цугов длительностью 1-2 суток (время жизни супсргранулы). Ее период нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с.307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, №3].

7). Обнаружена еще более низкочастотная колебательная мода с периодом 35-48 часов (2100-2880 минут), но она не может рассматриваться как предельная собственная мода пятна, поскольку ее период не зависит от величины магнитного поля, а амплитуда иногда оказывается ниже амплитуды моды 13-22 часа. Вероятно, это квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с.307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, Л^З].

В.4. Новизна и научная значимость:

• Впервые на примере успешных наблюдений, выполненных на памирском солнечном телескопе, доказана высокая эффективность для исследования тонкой структуры Солнца термостабилизированных «открытых» телескопов большой апертуры с коротким ходом лучей.

• Быстродействующий телевизионный магнитограф позволил выявить перестройку конфигурации магнитного поля во время протонных вспышек, а также изучить новые свойства колебаний лучевых скоростей и магнитного поля в пятнах одновременно на нескольких уровнях атмосферы.

• По наземным и космическим наблюдениям доказано существование нового физического явления - низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен. Впервые найден весь спектр низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен вплоть до предельной низкочастотной моды с периодом от 12 до 22 часов (800 -1300 минут) в зависимости от напряженности магнитного поля пятна.

• Установлена синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени солнечного пятна. Тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование, несмотря на наличие в ней тонкой структуры магнитного поля.

Практическая ценность:

• Обнаруженные низкочастотные собственные колебания магнитных элементов солнечной фотосферы открывают новые возможности для диагностики физических и геометрических параметров активных образований на Солнце, например, для определения нижней магнитной границы пятна.

• Телевизионный спектрогелиограф - магнитограф позволяет по наземным наблюдениям в линии Hel XI0830 изучать в нижней хромосфере проявления корональных структур (границы корональные дыр). Можно проводить наблюдения колебательных процессов продольной составляющей магнитного поля, лучевых скоростей и яркостей пятен одновременно в нескольких спектральных линиях.

• Впервые разработанный и примененный удаленный доступ на основе WEB-технологии к солнечному телескопу, позволяет любому пользователю Интернета получать на стандартный компьютер цифровое изображение Солнца в момент связи с телескопом, с возможностью активного управления параметрами изображения в реальном масштабе времени.

В.5. Апробация работы:

Основные результаты диссертационной работы докладывались на ряде международных и всероссийских научных конференций, на симпозиумах MAC по физике Солнца, на семинарах рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН. Среди них:

• Семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН, Иркутск, 1982

• Всесоюзная конференция «Физика Солнца», Алма-Ата, 1987

• Семинар рабочей группы « Солнечные инструменты» Астросовета АН, Ашхабад, 1988

• Международная конференция «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательные и теоретические аспекты, С.Петербург, Пулково, 23-29.06.1998

• Конференция «Крупномасштабная структура солнечной активности», Пулково, 21-25 июня 1999г

• Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги», Пулково, С.Петербург, 17-22 сентября, 2000г

• Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», 28.051.06.2001, С.Петербург, Пулково

• Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society at Munich, September 10-15,2001

• Международная конференция «Расширение и связь опорных координатных систем с использованием ПЗС наземной техники», 10-13 октября 2001г, Николаев, Украина

• Международная конференция «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля», 17-22.06. 2002г. Пулково

• Международная конференция «Климатические и экологические аспекты солнечной активности», 7-11.07.2003, Санкт-Петербург, ГАО РАН

• Международный научный семинар «Физика Солнца и звезд», Калмыцкий госуниверситет, Элиста, март 2005г

• IX Пулковская Международная научная конференция «Солнечная активность как фактор Космической Погоды», Санкт-Петербург, 4 по 9 июля 2005 года

• X Пулковская Международная научная конференция «Квазипериодические процессы на Солнце и их геоэффективное проявление», Санкт-Петербург, июль 2006 года

• Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности », 28 сентября - 2 октября 2006г, CAO РАН, п. Нижний Ар-хыз.

• XI Пулковская Международная научная конференция «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геоэффективных проявлений», Санкт-Петербург, 2 по 7 июля 2007 года

• ХП Пулковская Международная научная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика», Санкт-Петербург, 7по 12 июля 2008года

• Всероссийская международная конференция по физике Солнца « Год астрономии: солнечная и солнечно-земная физика» Санкт Петербург, 2009

•Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика-2010" , Санкт-Петербург, 2010 г

• First Middle East-Africa, Regional IAU Meeting, Cairo, Egypt, April 5-10, 2008

Симпозиумы MAC:

• IAU Symposium №138 «Solar photosphere: structure convection and magnetic fields», Kiev, USSR, may 15-20, 1989

• IAU Symposium № 223 «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity», June 14-19, 2004,

St. Petersburg, Russia

Различные аспекты работы, положенные в основу диссертации, прошли экспертизу и выполнялись по программам фундаментальных исследований отдела физики Солнца ГАО РАН. Они были поддержаны грантами Российского Фонда Фундаментальных Исследований: 0207-90068, 02-07-90254, 06-02-03025-6, 07-02-05006-6, 08-02-05008-6, 10-02-05002-6, а также Государственной научно-технической программой «Астрономия», программой №30 Президиума РАН «Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля» (20052009), Американским астрономическим обществом (1994г.), грантом Научной программы - СПб НЦ РАН 2008г., программой Президиума РАН П-19

Личный вклад автора:

Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из отдела физики Солнца ГАО РАН (в основном), КрАО, СпбГУАП. Работа по созданию памирского солнечного телескопа выполнялась при участии большого коллектива технических специалистов, главным образом КОМЗа (ЦКБ «Фотон»). В работах по изготовлению нового оборудования большую пользу автору оказало КБ и Опытное Производство ГАО РАН.

26 работ выполнены без соавторов. В остальных работах автору принадлежит аппаратурная часть и получение наблюдательного материала В обработке и анализе результатов автору принадлежит равный вклад наряду с соавторами.

Публикации:

Основные научные результаты диссертации опубликованы в 74 работах, из которых 50 (по NASA ADS) в реферируемых журналах, в том числе 11 в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации. Остальные публикации - это труды симпозиумов МАС(2), труды международных и всероссийских астрономических конференций^), труды ЛГУ(1), сборники «Известия ГАО РАН»(9) и бюлл. «Солнечные дан-ные»(27), монография(2).

В.7. Объем и структура работы:

Диссертация состоит из введения, двух частей, состоящих из пяти глав, заключения и списка литературы из 250 наименований. Общий объем диссертации составляет 310 страниц, в том числе 131 рисунков и 24 таблиц.

Выводы

Основные гармоники, на которых совершаются глобальные колебания пятна, варьиру279ют от пятна к пятну и имеют периоды в полосах 60-80 и 135-170, 220-240 минут, причем мощность колебаний на нижней гармонике выше. Амплитуда колебаний в низкочастотной моде магнитного поля порядка 200-250 гс, а лучевой скорости - порядка 60-110 м/сек. Важный эффект связан с тем, что по данным ВОНО и в поле лучевых скоростей, и в магнитном поле становится заметным фрагментация колебательного процесса в тени солнечного пятна, т.е. выявляются участки (зоны возбуждения), где колебания выражены сильно, имеют большую амплитуду, а есть участки, где эти же колебания ослаблены. Очевидно, в этом явлении отражается фрагментированный характер самого магнитного поля пятна, состоящего, по-видимому, из отдельных магнитных жгутов, тесно сжатых в единую магнитную силовую трубку, чем и обеспечивается целостность и структурная обособленность всего солнечного пятна. Наши исследования показали, что в зонах возбуждения низкочастотные колебания хорошо синхронизированы между собой с коэффициентом корреляции 0.9, в то время как вне этих зон корреляция практически отсутствует. Это говорит о том, что магнитные структуры пятна и связанные с ним околопятенные магнитные элементы колеблются как единое целое образование.

Низкочастотные колебания прекращаются, если в пятне наблюдается сильный временной тренд (рост или падение) напряженности магнитного поля. На солнечную природу происхождения низкочастотных колебаний указывает:

1. значимая амплитуда гармоник (больше 3-е) в спектре мощности,колебаний

2. присутствие низкочастотных колебаний только в магнитных элементах солнечной атмосферы (пятнах, порах, узелках).

3. отсутствие низкочастотной моды колебаний при наблюдениях в теллурических линиях и спокойной фотосфере.

4. присутствие этих же низкочастотных мод колебаний в данных, полученных прибором М01(Б0Н0) и как будет далее показано прибором НМ1(8БО).

5.2.4. Предельная низкочастотная мода магнитогравитационных колебаний солнечных пятен и ее свойства по данным МШ(80Н0) и НМЦвБО)

Изучение долгопериодических колебаний солнечной атмосферы открывает новые возможности для изучения глубоких слоев Солнца вплоть до ядра. Некоторые ограниченные данные в этой области могут быть получены при наблюдениях с баллонов в полярных областях Земли (И^и ^ а1. 2001). Однако для полномасштабных исследований колебательных процессов в солнечной атмосфере, охватывающих достаточно широкий спектр частот, необходимы данные с космических аппаратов, обеспечивающих получение длинных однородных рядов наблюдений. Не мене важно, что космические данные свободны от возможного влияния на колебательный спектр земной атмосферы (НШ й а1. 2002; БеИек е! а1. 2002). . Первоначально, в 2006-2007 гг., для исследования низкочастотных колебаний пятен нами использовались длинные, до 8-ми часов, серии цифровых спектрограмм пятен, полученные на солнечном телескопе Пулковской обсерватории. С их помощью выявлены долгопериоди-ческие колебания пятен и около пятенных магнитных элементов с периодами в полосах 4045, 60-80 и 135-170 минут (Ейешоу й а1. 2006,2007,2008).

Но наземные наблюдения из-за ограничения по длительности не позволяют обнаружить и исследовать более низкочастотные моды колебаний магнитного поля в пятнах, поэтому мы перешли к использованию данных из архива МШ(80Н0)(8сЬеггег е1 а1. 1995). Было установлено, что низкочастотные моды, ранее обнаруженные нами в наземных наблюдениях по лучевым скоростям, отчетливо проявляются и в космических магнитограммах (Efremov et al. 2010, Ефремов и др.2 2009). Этим была подтверждена физическая реальность и солнечное происхождение исследуемых долгопериодических колебаний пятен на независимом материале, полученном за пределами земной атмосферы.

При обработке магнитограмм длительностью несколько десятков часов, были получены (на уровне достоверности >3ст) две новые низкочастотные моды с периодами около 250 и 480 минут, причем амплитуда этих колебаний монотонно увеличивалась с ростом периода (Efremov et al. 2010; Ефремов и др.2 2009).

Однако для решения важного вопроса о возможном существовании предельной низкочастотной моды колебаний пятен требовались временные ряды длительностью в несколько суток. Материалы из архивов MDI(SOHO) и HMI(SDO) предоставляют такую возможность.

5.2.5.1. Методы обработки наблюдательного материала

В настоящее время основным космическим аппаратом, позволяющим получать необходимый для указанных целей наблюдательный материал, является Солнечная гелиосфер-ная обсерватория SOHO (запущена 2 декабря 1995г), оснащенная измерителем доплеровско-го смещения MDI/SOI (Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation). Этот инструмент позволяет получать карты магнитного поля Солнца и лучевых скоростей излучающего газа с пространственным разрешением на диске Солнца лучше 4" и с двумя временными интервалами: в 1 минуту и в 96 минут.

11 февраля 2010г. запущен новый аппарат NASA - Обсерватория солнечной динамики (SDO). Она оснащена более совершенной аппаратурой, обеспечивающей угловое разрешение около 1.5", временной интервал следования изображений - 45 секунд (http://sdo.gsfc.nasa.gov/).

Магнитограммы, доплерограммы и интенситограммы полного диска Солнца в формате FITS имеются в свободном доступе в Интернете, однако их обработка обладает рядом специфических особенностей и требует специального математического обеспечения.

Целью данного раздела является описание методики обработки снимков SOHO и SDO для получения длинных временных рядов значений магнитного поля, скорости или интенсивности для любого участка изображения солнечного диска и оценка эффективности данных методик для исследований долгопериодических колебаний солнечных пятен.

Космические данные аппаратов MDI(SOHO)h HMI(SDO) дают временную последовательность магнитограмм полного диска Солнца (http://soi.stanford.edu/data/). Из каждой магнитограммы необходимо выбрать значения напряженности магнитного поля строго для одного и того же места исследуемого солнечного пятна на протяжении всей серии многодневных наблюдений. Следовательно, требуется коррекция данных за вращение Солнца и собственное движение пятна. Обработка исходного материала состоит из двух этапов: «а» - предварительного и «б» - исследовательского. Этап «а» - подготовительный. Он заключается в- формировании приемлемого- ряда данных (например, восстановление тем или иным методом дефектных и пропущенных магнитограмм) и как результат - построение временного ряда исследуемых величин. Этап «б» - это непосредственно расчетный этап. В основном, это -процедуры фильтрации и спектрального анализа. Исходный материал - временная последовательность магнитограмм MDI(SOHO) - представлен в формате FITS, который конвертируется в ASCII коды, при помощи стандартной утилиты "imlist" в паре с "cfitsio.dll" (например, http://heasarc.nasa.gov/docs/software/fitsio/cexamples.html). Утилита имеет параметры, позволяющие вырезать из всей магнитограммы произвольную площадку, в пределах которой солнечное пятно движется в течение всего времени наблюдений. Обработка такой площадки вместо обработки полного диска Солнца резко снижает требуемые компьютерные ресурсы и затраченное время.

Далее, для определенности, мы будем говорить о разработанных методах применительно к магнитному полю (магнитограммам), которые в равной степени используются нами для исследования и других вышеуказанных космических данных.

Для формирования временного ряда значений магнитного поля в пятне мы используем три метода: метод пространственного усреднения поля (Рис.5.56), метод нахождения экстремальной величины поля в пятне (Рис.5.57) и метод стабилизации изображения солнечного пятна.

Все использованные методы, как показали наши исследования, дают практически одинаковые конечные результаты, но каждый из них имеет свои специфические особенности.

5.2.5.1.1 Метод пространственного усреднения магнитного поля Основные черты этого метода представлены на рис.5.56. «А» - один из кадров исходной последовательности (FITS), на котором стрелкой указано положение исследуемого пятна на диске Солнца. «В» - начальная полоска - стрип (то, что получается после применения утилиты "imlist") - стартовое положение пятна, «С» - конечный стрип - финальное положение пятна. Их разделяет 900 кадров, полученных с интервалом At = 1 минута, т.е. вся последовательность кадров составляет 900 минут (15 часов). «D» - сконструированная "L-T" карта из

900 центральных разрезов (центральный разрез — горизонтальная стрелка, так что Ь совпадает с Х- координатой декартовой системы, см. внизу), на которой темная наклонная линия — изображение пятна на выбранном разрезе в каждый момент времени. В последней части фразы мы намеренно опустили слово «центральный» и написали на «выбранном разрезе», поскольку такую «Ь-Т» карту можно построить для любого разреза. «Центральный.разрез» -это просто соответствующая .-строка в матрице для-данного стрипа. Однако пятно за время; наблюдения (в данном случае 15 часов) может сместиться по У- координате и тогда полученная «Ь-Т» поверхность будет содержать информацию о разных местах пятна. Это смещение может быть незначительным, а может быть и большим в зависимости от эпохи наблюдения (т.е. в зависимости от взаимного положениясолнечного экватора и линии Солнце - Земля). Данный эффект удается легко учесть, предварительно проведя процедуру стабилизации' пятна по У-координате. Для этого мы используем функцию контроля координат, полученную для экстремального значения поля пятна (см. ниже). Теперь, усредняя такие «Ь-Т» поверхности, мы можем получить среднее распределение значений магнитного поля по У-координате. По Х-координате пока мы не можем проводить усреднение, нужна все та же стабилизация пятна (но теперь уже по Х-координате). Можно обратиться к формулам движения точки на сфере, но гораздо проще (имея функцию контроля координат!) вычесть это движение. Такую процедуру мы называем реставрацией «Ь-Т» поверхности. Она представлена на панели «Е». Теперь вертикальный «центральный разрез» - это просто временная последовательность значений магнитного поля в центре пятна1 (усредненная или нет, в зависимости от того, была проведена процедура усреднения по строкам или нет) - столбец в матрице реставрированной «Ь-Т» поверхности.

Усредняя выбранные столбцы, мы можем получить для них среднее распределение значений магнитного поля по Х-координате. Привлекательность процедуры реставрации состоит в том, что для нее совершенно безразлично, по какому закону двигалось пятно - она стабилизирует положение пятна, используя экстремальное значение поля пятна и функцию изменения его координат. Так, наклонная прямая (поверхность «О»), о которой мы говорили выше, вовсе может быть и не прямой, а точнее, она и не может быть прямой в силу нелинейного изменения вектора скорости пятна по поверхности Солнца. Эта нелинейность вдали от центра Солнца может оказаться значительной за время наблюдения. Мало того, пятно может нерегулярно смещаться в силу особенностей аппарата МГЩЭОНО). Однако и это не повлияло бы на результат, поскольку реставрация проходит таким образом, что в результате пятно «не съезжает» с положения «центральный разрез», т.е. каждое значение магнитного поля в этом разрезе оказывается «привязанным» к одному и тому же месту пятна, в данном случае к центру. «Е» - схематическое изображение окна усреднения (темно-серый цвет) и пятна (светло-серый фон).

О 200 400 600 800,мин Спектр мощности сигнала h2(t)

-2500 -2600 -2700 -2800 -2900 -3000

Tf~180MHH

Тень пятна

Tf~180m

Та~13мин

Та~1 Зт

Рис.5.56. Формирование временного ряда значений магнитного поля в пятне методом пространственного усреднения магнитного поля (описание отдельных панелей дается в тексте).

Размер окна можно менять. Таким образом, можно получать пространственно усредненную по определенному месту пятна (квадратик - окно усреднения - может находиться и не в центре пятна) временную последовательность значений магнитного поля пятна. Заметим, что описанный метод эффективно снимает проблему артефакта, обусловленного пиксельной природой приемника (см. ниже), т.к. порождающий его процесс перехода с пикселя на пиксель (эффект Р2Р) при сильном градиенте поля в тени пятна (~ 200-300 G/px) практически исчезает в результате пространственного усреднения значений поля (Рис. 5.50, панель 1,1*).

На панели «G» представлены кривые, показывающие изменения магнитного поля вдоль «центрального разреза» для исходной «D» (hl(t)) и реставрированной «Е» (h2(t)) «L-Т» поверхностей, соответственно. Кривые на Ь1(Х) и 112(1) практически совпадают (коэффициент корреляции 11-0,95) и разнесены на 200 в для удобства визуального сравнения. На панели «Н» представлен их спектр мощности для одной из кривых (для 1*2(1)) и на панели «Н*» левая часть спектра в увеличенном виде. Виден реальный сигнал с Т~ 180 мин (Т^ ~5), артефакт с Т~13 мин (N^70) и его обертоны. Как и следовало ожидать, спектр мощности периодического, но не гармонического сигнала содержит основной тон и обертоны, что мы и видим на панели «Н». На панели «I» и «I*» представлен спектр мощности для кривой, полученной в результате усреднения окном [5x5] пикселей (« Р»). В результате произошло перераспределение дисперсии процесса: мощность сигнала стала > 5а, а мощность артефакта < а, т.е. явление артефакта в общем процессе стало незначительным. Это еще раз подтверждает то, что само явление связано с сильным пространственным градиентом представления магнитного поля на матрице МЕЩЗОНО). Надо заметить, что частоты, на которых проявляется это явление, значительно отстоят от исследуемых частот реального сигнала и поэтому не влияют на спектр сигнала.

На панели «1» представлен комплексный непрерывный вейвлет Морле 5-го порядка (Мог1е1 51Ь - С\УТ) для той же последовательности данных магнитного поля, усредненной окном «Б». Он дает те же спектральные компоненты, но показывает, что интегральная мощность сигнала сформирована, в основном, в первой половине наблюдения. Как и ожидалось, артефакт отсутствует, поскольку исходный сигнал усреднен.

5.2.5.1.2. Метод экстремальных величин

Этот метод дает тот же результат, что и вышеописанный метод пространственного усреднения, но он на порядок экономнее по затратам компьютерных ресурсов и времени. Метод, как следует из его названия, основан на поиске экстремального значения магнитного поля в площадке с исследуемым пятном (Рис.5.57). Перебор таких площадок (для 15- часового наблюдения - это 900 шт., а для 120-часового - 7200 шт.) занимает всего несколько минут компьютерного времени. Однако в выбранной площадке может появиться и другое пятно (Рис. 5.52, левая панель). Если напряженность его поля будет меньше напряженности поля исследуемого пятна (здесь мы говорим об абсолютных величинах), то мы будем продолжать снимать экстремальный отсчет с изучаемого нами пятна. В противном случае дальнейшие значения магнитного поля в формируемом ряду будут относиться ко второму пятну. Конечно, для наблюдений длительностью ~ 10-15 часов это не так существенно (Рис.5.57, правая панель), пятно смещается по диску не очень сильно, и можно выбрать площадку, в которой только одно это пятно и будет находиться в течение всего времени наблюдения. Чтобы контролировать подобные сбои, мы формируем функцию контроля координат для этих экстремальных значений Х(0, У(1:). Если пятно находится в области изменения гелиографического угла 0 = ±30 град, то функция Х(0 практически - линейная. Она остается гладкой в соответствии с законами движения пятна по диску Солнца, даже если в выбранную площадку попадают другие пятна с меньшей напряженностью, но совершает «срыв», если попадают пятна большей напряженности или если в самом пятне появляется пиксель с аномальным значением (выброс) (Рис.5.57). Такие срывы и выбросы легко фиксируются на фоне гладкой функции изменения координат пятна.

500Ф s о 0 3 я 2

О -500

0 -1500 § С -2000 X к

1 -2500 о s

-3000

Пятно 1 Пятно 2 Пятно 3

50

I— 100

150

I—

200

-1

250

H(t) S 5 о X

S S

3 £

О 50 100 150 200

Номер магнитограммы

Дата: 21.05.2004 число магнитограмм N = 210 интервал At = 96 мин Т = 210*96 = 20160 мин = 14 дней

250 ,N

О 00 О о

О 200 400 600 800 1000, мин

Дата: 10.04.2000 число магнитограмм N = 900 интервал А1= 1мии Т = 900 мин = 15 часов

Рис.5.57. Формирование временного ряда значений магнитного поля в пятне путем поиска его экстремального значения в выбранной площадке.

На левой панели Рис.5.57 приведен случай, когда функция X(t), трижды «срывается», поскольку в выбранную площадку за время наблюдения попало сразу 3 пятна! В данном наблюдении функция гладкая в пределах пятна (магнитограммы получены с интервалом в 96 минут). Видно, что значения магнитного поля в интервале NG [1- 80] относятся к первому пятну, для N Е [80 - 180] относятся ко второму пятну, а с N> 180 - к третьему. Для обработки мы выбрали, естественно, второе пятно, находящееся в центральной зоне Солнца, там, где проекционные эффекты незначительны. На правой панели Рис. 5.57 представлена функция контроля координат пятна, для серии магнитограмм, полученных с интервалом в 1 минуту. Здесь, на коротком« интервале наблюдения срывы отсутствуют и при тщательном рассмотрении видно, что X(t) имеет вид «циклоидоподобной» функции (Рис. 5.57 фрагмент А) - это прямое отражение процесса перехода изображения пятна на соседний пиксель CCD матрицы, порождающего артефакт в последовательности значений напряженности магнитного поля H(t). Сам процесс выглядит так: из-за вращения Солнца изображение пятна постепенно перемещается на соседний пиксель матрицы приемника,, и некоторое время проектируется на границу двух пикселей: При этом в пикселе, где недавно был максимум напряженности, теперь частично присутствует область ядра пятна с меньшей напряженностью магнитного поля. Но информация о максимальной напряженности еще продолжает некоторое время считываться с этого же пикселя и имеет, естественно, меньшее на 100-300 Гс значение. Как .только ядро полностью перейдет на следующий пиксель, значение максимальной напряженности скачком снова восстановится до значения, которое имело место до перехода ядра пятна на следующий пиксель и т.д. Это приводит к появлению ложного периодического сигнала во временной последовательности максимальной напряженности магнитного поля в пятне.

5.2.5.1.3. Процедура стабилизации изображения

Вышеуказанные методы помимо своих преимуществ имеют и некоторые недостатки: первый, дает возможность строить временные ряды для осредненных характеристик полей, а второй — только для одного экстремального значения. Такие вопросы как, например, пространственное распределение мощности колебаний в пятне, коррелированность колебаний пятна или его фрагментов между собой с околопятенными магнитными элементами выпадают из поля зрения этих методов. Для решения подобного рода вопросов мы разработали соответствующий метод и назвали его «процедура стабилизации». Процедура стабилизации солнечного пятна, фрагмента солнечной поверхности состоит в том, что фрейм (рамка), в который оно (или фрагмент поверхности) погружено, движется вместе с ним. Реализация этой процедуры выполняется нами двумя путями а) аналитически и б) эмпирически. В первом случае, мы стабилизируем пятно, используя законы движения материальной точки на сфере применительно к фрейму, при этом широтные и долготные вариации собственных движений пятна сохраняются во фрейме. Во втором — в качестве первоначального прогона мы используем второй метод (временное изменение значений поля для экстремальной величины), получаем координатные функции смещений для нее и учитываем их, т.е. заставляем фрейм двигаться в соответствии с этими смещениями. В этом случае, широтные и долготные вариации собственных движений пятна во фрейме отсутствуют. Реализация эмпирического метода достаточно прозрачна, поэтому более подробно остановимся на аналитическом методе.

Для реализации его необходимо последовательно выполнить несколько действий: выписать уравнение движения для точки на солнечной поверхности, спроецированной на матрицу приемника, т.е. с учетом размера РГГБ-кадра построить кривую перехода с пиксель на пиксель (Р2Р); определить на ней область действия наблюдения - начальный и конечный пиксель, т.е. учитывая шаг дискретизации наблюдения перевести его временной масштаб (например, используя данные по процессу Р2Р), экстраполировав/интерполировав число точек наблюдения в число пикселей.

Итак, выбрав стартовый пиксель на кривой Р2Р (Рис. 5.58) и подставляя в процедуру «¡тНэЬ) рассчитанный закон смещения для фрейма в этой области кривой, мы фактически и выполняем процедуру стабилизации положения пятна или фрагмента солнечной поверхности. I а см а.

О § I ф с к I X ч О

4000

3000

2000

10000

Г" о конец наблюдения начало наблюдения

1000

2000

3000

4000 ,пиксель

Рис.5.58. Функция перехода Р2Р, рассчитанная для кадра размером [4096,4096] пиксель.

Проиллюстрируем сказанное на примере. Поскольку смещение по широте незначительное, а порой и вовсе отсутствует по причине относительно небольшой длительности наблюдения, то в первом приближении мы его не учитываем. Практика показала, что учет только главных членов смещения в уравнении движения является хорошим приближением для получения достаточно хорошей стабилизации изображения пятна. Уравнение движения материальной точки на поверхности Солнца (точнее по поверхности матрицы) с учетом вышесказанного выпишем в виде:

Х(п) = N0 + 5ш(л-(>7 - Л0 / 2Л0), где п - пиксель, 2И - размер кадра в пикселях. Пусть ИТБ-кадр для изображения распределения магнитного (или какого-то другого) поля имеет размер 4096x4096 пиксель. Тогда конкретная форма уравнения перепишется в виде:

Х(п) = 2048(1 + 8т(л-(« - 2048) / 4096)) Граничные условия Х(0) = 0 (восточный край Солнца), Х(2048) = 2048 (центр), Х(4096) = 4096 (западный край) выполнены.

Функция Х(п) представлена на Рис.5.58. Там же указаны начальная и конечная точка наблюдения. Далее, на указанном интервале мы выбираем закон движения для фрейма и процедура к с о с

2 о г ага

О. га 00

Время, мин

Рис.5.59. Временной ряд максимальных значений магнитного поля для серии магнитограмм, полученных на аппарате НМ^БОО) 28.08 - 01.09.2010 для пятна Ж)АА 11101. стабилизации выполнена. К сожалению, мы не можем привести в тексте анимационную картинку - результат процедуры стабилизации, но она впечатляет. Помимо зрительных впечатлений, появляется большие возможности исследования синхронизации и пространственного распределения колебаний в пятне и околопятенном пространстве.

В заключение на рис. 5.59 приведен результат применения методики формирования временного ряда максимальных значений магнитного поля для серии магнитограмм, полученных на аппарате НМ1(8ВО) 28.08 - 01.09.2010 для солнечного пятна Ж)АА 11101. На рисунке видно, что амплитуда вариации магнитного поля, составляющая примерно 150-200 Гс, значительно превышает уровень шума, для которого среднее квадратичное отклонение составляет

300 200 1000-100-200 -300 г-0

2000

4000

6000

16Гс. Таким образом, ошибка определения величин в изучаемом колебательном процессе оказывается меньше 10% .

5.2.5.2 Сравнение качества материала МБ1(80Н0)и НМ1(800)

В таблице 5.6 показаны некоторые важные характеристики двух приборов. Очевидно, что прибор НМ1(8ВО) обеспечивает лучшее качество получаемого материала. Теперь возможно изучение тонкой структуры колебаний.

Заключение

В этой работе были рассмотрены результаты исследования структур солнечной атмосферы на различных пространственных и временных масштабах, которые автор выполняет, начиная с середины 70-х годов прошлого века по настоящее время.

Большая часть исследований проведена, на материалах собственных наблюдений, которые выполнялись на самых различных телескопах. Это и стратосферная солнечная обсерватория «Сатурн» со 100 см главным зеркалом. Это крупнейший в мире мобильный солнечный телескоп «Памир». На нем удалось получить большой материал по тонкой структуре пятен и фотосферы на протяжении 1978-1989гг. Полученный на этих телескопах наблюдательный материал по качеству, разрешению и надежности фотометрической калибровки опередил мировой уровень и является крупным достижением отечественной науки и техники. Много результатов получено на пулковском телескопе АЦУ-5, на котором автор установил быстродействующий спектрогелиограф-магнитограф. Сейчас на телескопе ведутся спектральные наблюдения с помощью больших CMOS матриц. Телескоп участвовал в кооперативных программах с радиогелиографом Набиямо, коронографом КрАО, памирским солнечным телескопом.

Последнее время результаты наземных наблюдений мы дополняем данными с космических аппаратов MDI(SOHO) и HMI(SDO). Для этого разработаны новые методики автоматической обработки длинных серий цифровых изображений с компенсацией вращения Солнца и собственного движения пятна. Космические данные подтверждают результаты по колебаниям пятен, полученные нами при наземных наблюдениях на телескопе АЦУ-5. Использование новой техники и методик позволило получить много новых наблюдательных фактов, например, то, что мелкомасштабная структура в линии Hei А.10830А, изменяется в противофазе с 11-летним циклом солнечных пятен.

По космическим данным обнаружено новое явление, а именно, существование предельной 800-1300 мин моды в спектре долгопериодических колебаний солнечного пятна как целого. Факт существование долгопериодических колебаний пятен теперь не вызывает сомнений. Они принципиально отличаются, как было показано, по своей физической природе от известных 3-х и 5-ти минутных колебаний пятен.

Благодарности

В конце работы автор считает своим приятным долгом выразить признательность коллегам В.И. Ефремову, A.A. Соловьеву и Р.Н. Ихсанову за большую плодотворную работу в соавторстве.

Большую помощь в оснащении телескопов новой техникой оказала дирекция ГАО РАН, особенно Ю.А. Наговицын.

Очень полезными были советы и замечания Н.Г. Макаренко, Е.Е. Беневоленской, В.Е. Абрамова — Максимова, Е.С. Кулагина.

В прежние годы большой стимулирующий вклад в проведенные исследования внесли ушедшие из жизни пулковские солнечники В.А.Крат, Г.Ф.Вяльшин, В.Н.Карпинский, В.И.Макаров, Г.Б.Гельфрейх, В.И.Жуков, В.М.Соболев, а также Н.Ф. Купревич и Н.М.Шмельков.

Хочется поблагодарить всех сотрудников обсерватории участвовавших в наблюдениях Солнца на Памире и обеспечении работы телескопа АНК-451 — Х.И. Абдусаматова, JI.M. Правдюк, М.Н. Стоянову, М.В. Кушнир, С.М. Малына, JI.M. Кулагину, В.М. Гроздилова, И.И. Канаева.

Успех проектов «Сатурн» и «Памир» был бы невозможен без огромной работы, выполненной сотрудниками Казанского оптико-механического завода и ЦКБ «Фотон» (В.Ф. Михалев, JI.3. Дулькин, Б.И. Кондратьев и многие другие).

В создании специального программного обеспечения большую пользу оказали Григорий Макаров, Антон Соченов и Анатолий Савченков.

1. Abdelatif T.E., Lites and Thomas J.H., The interaction of solar p-modes with a sunspot. 1.-Observations, 1986, Astrophys.J., 312, 457

2. Abdussamatov H.I., On fine structure of the magnetic field and brightness in the penumbrae-of sunspots, 1976. Solar Phys. v.48.#l.p.l 17

3. Bakunina I. A.; Solovyev A. A.; Nagovitsyn Yu. A. et al., On the amplitude of the radio response of the active region magnetosphere to long-period natural oscillations of sunspots, 2009, Geomagnetism and Aeronomy, Volume 49, Issue 8, pp. 1087-1090

4. Balhtazar H., Temporal fluctuations of the magnetic field in sunspots ,1999, Solar Phys., 187,389

5. Balhtazar H., Kuveler G. and Wiehr E., A comparison of the oscillations in sunspot umbrae, penumbrae, and the surrounding photosphere ,1987, Solar Phys., 112, 37

6. Balthasar H., Oscillations in Sunspots observed in the Near Infrared, 2003, Solar Phys.,v. 218, Issue l,p. 85

7. Barthol et, The Sunrise Mission, 2010 , Solar Phys, 268, Issue 1, pp.1-34

8. Bashkirtsev V. S., Kobanov N. I., Mashnich G. P., Observations of longperiod mass velocity oscillations in die sun's chromosphere, 1987, Solar Phys.,109, no. 2, 399

9. Beckers J. M., Schultz R. B., Oscillatory Motions in Sunspots, 1972, Solar Phys.,27, 61

10. Beckers J.M.,Schroter E.H., The Intensity, Velocity and Magnetic Structure of a Sunspot Region, 1968, Solar Phys., 4, p.142

11. Bellot Rubio L. R. et al., Vector Spectropolarimetry of Dark-cored Penumbral Filaments with Hinode, 2007, ApJ, 668, L91

12. Benevolenskaya, E. E. et al., SDO in Pulkovo Observatory, 2010, American Geophysical Union, Fall Meeting 2010, abstract #SH23C-1877

13. Bogdan T. J., Sunspot Oscillations, 2000, Solar Phys.,v. 192, Issue 1/2, p. 373-394

14. Bogdan T. J., Judge P. G., Observational aspects of sunspot oscillations, 2006, Royal Society of London Transactions Series A., 364, 313

15. Borzov V.V., Vialshin G.F., Nagovitsyn Yu.A, Variations of the field strengths in the sunspots of 1982 June and July groups and 1984 June group, 1986, Contrib. Astr. Obs. Skalnate Pleso. v. 15. p.75-85

16. Brandt P. N., Frequency Spectra of Solar Image Motion, 1969, Solar Phys. v.7. p. 187-203

17. Brandt P. N.; Scharmer, G. B.; Ferguson, S.; Shine, R. A.; Tarbell, T. D., Vortex flow in the solar photosphere, 1988, Nature, 335 ,23818.