Тонкая структура и колебательные процессы в солнечной фотосфере и пятнах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 523.74 + 523.982

ЕФРЕМОВ Вячеслав Иванович

ТОНКАЯ СТРУКТУРА И КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНОЙ ФОТОСФЕРЕ И ПЯТНАХ

Специальность 01.03.03 - Физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 2004

Работа выполнена в Главной астрономической обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

Ихсанов Роберт Назифович

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

профессор,

Иванов-Холодный Гор Семенович

кандидат физико-математических наук Наговицин Юрий Анатольевич

Ведущая организация: Государственный Астрономический

Институт им. П.К. Штернберга МГУ

Защита состоится 23 декабря 2004 года в 11.00 часов на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д. 65/1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан 23 ноября 2004 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.120.01 кандидат физико-математических наук

Е.В. Милецкий

ъьэг

Общая характеристика работы

Актуальность темы.

При той энергетике, которая присутствует на уровне фотосферы Солнца (Pr < 1, Ra~1022), существование более или менее регулярных структур является скорее артефактом, чем необходимостью. С точки зрения земной физики, они достаточны для создания режима развитой турбулентности.

Вопрос о том, каким образом в этих условиях континуальный беспорядок порождает почти регулярные структуры, с математической точки зрения далек даже от корректной постановки, поэтому прогресс в понимании их возникновения и взаимосвязи в первую очередь связан с высококачественными наблюдениями, корректной обработкой и выявлением самих структур в различных полях исследуемых параметров: (Т -(температура) - главы II, V (скорости)- главы III, Н (магнитное поле)- главы IV,V).

Явление регуляризации сплошной среды подразумевает реализацию устойчивых процессов, приводящих к сформированию структур - образований, наблюдающихся в конечной области параметров.

Несмотря на существующий прогресс в этом направлении, мы еще далеки от понимания причин, порождающих те или иные структуры, особенно это касается их взаимосвязи. Процесс струк-турообразования пронизывает практически все слои Солнца, реализуясь в разнообразных объектах и охватывает значения масштабов от 0,2 до 105 Mm. Поэтому изучение морфологии, эволюции и выявление новых структур как в спокойных (СО), так и в активных областях (АО) солнечной поверхности, является актуальной задачей современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем крайне актуальные задачи, поскольку колебательные процессы наблюдаются во всех структурных элементах фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. В этой связи, наши усилия были сосредоточены на изучении колебаний вещества и магнитного поля в пятнах. Помимо объяснения существующего набора дискретных частот в солнечных пятнах (выбора модели фильтр - резонатор) важна и актуальна задача определения доли энергии, уносимой волнами из пятна в решении вопросов нагрева вышележащих слоев.

РОС. НАЦИОНАЛЬНАЯ БИБЛИОТЕКА ..

Цель работы

Предметом данной диссертационной работы является-

1. Выявление свойств структур в вышеуказанных полях малых и средних масштабов (гранула - супергранула) в спокойных областях сротосуеры по поверхности и с высотой.

2. Выявление особенностей распределения структур в тени солнечного пятна.

3. Изучение колебательных процессов внутри солнечного пятна.

Научная новизна работы

Используя различные методы обработки высококачественных снимков в поле яркости, впервые найдена промежуточная структура размером 3"-5". Показано, что данная структура обусловлена нисходящими течениями - плюмами и непосредственно связана с магнитным полем и потому особенно четко видна на границах мезогранул и супергранул, а время ее жизни превышает 17т. Четкость структуры в пограничных областях определяется ее динамикой - размер зоны регулярности здесь в 2-3 раза превышает зону регулярности для центральных частей мезогранул и супергранул.

Впервые показано, что в поле скорости именно 4" элемент, проникая в верхнюю фотосферу, остается наиболее стабильным, определяя колонкообразную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам.

Показано, что в пятнах элемент такого масштаба существует и образует агрегат маломасштабных структур Являясь основным структурным элементом пятна, он определяет его устойчивость («живучесть»).

Впервые выполнены расчеты низкочастотных колебаний тени пятна с учетом линейного взаимодействия волн. Проведен анализ высокочастотной ветви спектра собственных колебаний тени пятна для магнито-акустико-гравитационных волн в условиях не жестких границ. Выполнены расчеты линейной трансформации волн, оценен поток энергии, уносимый через боковые границы.

Показано, что эууективное поглощение р-мод в пятне идет

на частотах, соответствующих периодам ЗОО-ЗЗОсек. (~ 5 минут).

Впервые показано, что альфвеновские р-волны - это ММЗ, и оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

По наблюдениям обнаружено, что над пятном существует зона превышения амплитуды колебаний скорости - зона эффективной трансформации в МГ-волны.

Научное и практическое значение работы

Полученный масштаб структуры в разных полях параметров (яркость, скорость, магнитное поле) может быть использован для построения более реалистичных моделей солнечной магнито-конвекции, а также выполнения адекватных численных расчетов.

Разработан комплекс программ, обеспечивающий ослом с г-рическое сканирование и обработку, как прямых снимков поверхности Солнца, так и спектрограмм для фотометрического комплекса МФК-200 (для разных операционных систем).

Для исследования колебаний магнитного поля в пятне разработан и апробирован метод реконструкции записей флуктуации континуума и магнитного пол я - коррекция записей за атмосферное дрожание, неточное гидирование и «сползание» объекта по щели.

Полученная сводная таблица характерных параметров спектральных линий, попадающих в участки солнечного спектра СССО, охватывает в полной мере слои оотосоеры для построения высотного распределения макроскоростей.

На защиту выносятся следующие положении:

1. Результаты исследования тонкой структуры поля яркости фо-тосоеры свидетельствуют, что кроме гранул, мезогранул и супергранул к основным масштабам образований в фотосфере относится протогранулы. Найденные свойства последних показывают, что масштаб протогранул занимает важное место в организации структуры как спокойных, так и, особенно, слабовозбужденных областей фотосферы.

2. Результаты исследования тонкой структуры поля скоростей «роюс^еры на разных высотах 1акже указываю! на существование этих четырех масштабов образований. Именно прото-

гранульный элемент, проникая в верхнюю оотосперу, остается наиболее стабильным, определяя колонкообразную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам.

3. Результаты исследования структуры тени пятна показали, что основную роль в эволюционном развитии и распаде его играют темные ячейки размером 3-4,5".

4. Результаты расчетов показали, что эффективное поглощение р-мод в пятне идет на частотах, соответствующих периодам 300-ЗЗОсек. (~ 5 минут). Альфвеновские р-волны - это ММЗ, в этом случае, оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод расчета собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

5. Разработан метод учета атмосоерного дрожания при обработке наблюдений магнитного поля в пятне, который позволил выделить слабые сигналы коротко- и долгопериодических колебаний магнитного поля в тени пятна.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в 13 печатных работах. Они докладывались автором на следующих конференциях:

Всесоюзный семинар «Колебания и волны», Рига, 1986 . Всесоюзный семинар «Колебания и волны», Новосибирск, 1987; Международная конференция: "Новый цикл активности Солнца: наблюдательный и теоретический аспекты", Пулково СПб, 1998г.; Международная конференция: "Крупномасштабная структура солнечной активности", Пулково, СПб, 1999г.; Международная коноеренция: "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аномалии", Пулково, СПб, 2000; Международная конференция: "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного

м.п. Солнца", Пулково, СПб, 2002; Симпозиум MAC No. 223, Пулково, СПб, 2004г.

Структура работы

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка цитируемой литературы, содержащего 213 наименований. Общий объем диссертации 184 страниц, в юм числе 55 рисунка. 13 таблиц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении приводится обоснование актуальности работы. Сформулированы цель, задачи, новизна полученных результатов и основные положения, выносимые на защиту, кратко представлено содержание диссертации.

Первая глава носит обзорный характер. Дан исторический обзор возникновения и формирования идей о механизмах, приводящих к явлению регуляризации фотосферы Солнца на масштабах грануляция - супергрануляция в параметрах Т,Н.У. Отмечена роль структуризации среды в вопросах выноса энергии в вышележащие слои, Дана морфологическая картина грануляции с описанием характерных свойств и предельных значений (размеры, времена жизни, перепад температур, скорости). Также показано, как разные способы обработки (построение гистограмм, определение практальной размерности, выявление периодических составляющих) в определении характерных параметров грануляции дают результаты, которые, если и непротиворечивые, то требующие большой аккуратности в интерпретации. Рассмотрены составляющие поля скорости и их зависимость с высотой для разных структурных образований. Далее, делая известные оговорки, с позиций общих результатов режимов экспериментальной термогравитационной конвекции рассмотрены возможные режимы солнечной конвекции при соответствующих безразмерных параметрах. Диаграмма Кришнамурти. обобщая весь экспериментальный опыт по термогравитационной конвекции, сохраняет основные тенденции и в астрофизических объектах, и крайне важна для идентификации конвективных процессов в ботосбере Солнца. Отмечено, что, начиная с 90-.\ годов, усиленно развивается направление вычислительного эксперимента. Результаты указывают, что характер конвективных движений, приводящих к структурообразованию, с одной стороны обусловлен Релеевской термогравитационной конвекцией, а с другой, - в условиях с сильными радиационными потерями,- организуются маломасштабные нисходящие течения, которые

и нормируют тонкую структуру потосперы.

И. наконец, указан весть «набор» структур, проявляющихся в различных полях переменных {Т,Н,У} в исследуемом интервале грануляция—еупергрануляция, характерные параметры структур

и их динамика.

Часть первая (главы II и ИГ)

Рассматриваются временные и пространственные характеристики выявленных структур в поле яркости и поле скоростей на фотосферном уровне на основе наблюдательного материала, полученного на СССО и на высокогорной станции ("Памир"').

Вторая глава

В параграфе 2. / приведен используемый для обработки материал для исследования фотосферного поля яркости. Снимки получены во время 3-го полета стратосферной солнечной станции "Сатурн" 30 июля 1970г с высоты 20км. Обработка материала выполнена на микрофотометре МФК-200.

В параграфе 2.2 приведены результаты обработки прямых снимков спектральными мшодами (\УРТ). Использованы три различных способа представления спектральных характеристик. Уверенно выделяются компоненты, соответствующие размерам 10'", 4.У, 2.4". Найдено, что размеры их хорошо укладываются в пределы образований в солнечной оотоспере: мезогранул, скоплений гранул (далее протогранул) и гранул, соответственно. Показано, 41 о часлигы и амплитуды пиков в спектре мощноеги (СМ) изменя-кмеи во времени, и в мроефанс! ве.

В параграфе 2.3 представлен второй метод, который мы применили для выявления структур поля грануляции. Он основан на особом выборе изооот ишенсивносш их фаниц. Дело в юм, ню каждый масштаб образования имеет свой уровень интенсивности фаниц, причем, чем больше масштаб, тем шире эта граница. Подобрав соответствующую изосюту, можно непосредственно выделить границу сфуюуры. В результате определены ячейки соответствующих диаметров 3-4", 12" и 36". Отметим, что протогранулы образуют более связную сетку, а максимально широкая темная дорожка приходится на место пересечения трех ячеек супергранул.

б

В napurpG<J)C_J 4 методом построения корреляционного портрета обработана |7,'п5 серия прямых снимков, полученных в 3-ем полете СССО. Исследованы как пространственные, так и временные характеристики выделяемых структур. Определены их масштабы, локализация, амплитуды (контрасты и температурные отклонения), способы сочетания и другие характеристики. В результате фильтрации из общего поля интенсивности мы выделили четыре аддитивные составляющие: (а) мелкомасштабную (грануляционную) составляющую со средним размером ячеек сетки ~1,5"; (Ь) среднемасштабную (протогранульную или кластерную) со средним размером ячеек сетки — 4-5"; и две более крупномасштабные составляющие - одна из них -(c)- имеет характерный размер ячеек сетки « 11" и соответствует мезогрануляционной составляющей, и вторая - (d)- с характерным размером ячеек сетки ~20", является промсжу i очной между мсзо- и супергрануляционной. Сделаны оценки избытков средних температур по лучшему кадру серии:

Д tZ\a) = 39.6А- ; Д f£\b) = 22.7К ; Дljf\c) = 12.\К ; A7¿\J¡ =5СК.

В отличие от метода JIKT, метод корреляционных портретов, как и метод изофот, позволяет выделять неоднородности на каждом отдельном снимке серии. При этом неоднородности достаточно хорошо воспроизводятся на соседних кадрах и имеют среднее время жизни, превышающее время жизни обычной гранулы.

В параграфе 2.5 применен метод вейвлет анализа. Для по-CI роения вейвлет спектров (карт) использовался как вещественный, так и комплексный вейвлет Морле. Исследуемый материал помимо снимков СССО расширен высококачественными снимками, полученными в июле 2002 на La Palma и "выложенные" в Интернет ("KIS"-Kiepeiiheuer Institut fur Sonnenpliysik и '*DOT"-Dutch Open Telescope). Подтверждено существование 4-х структурных элементов в фотосферном поле яркости. Определены области пространственной с!ационарности структур. Указано на доминирующую роль протогранулы в организации фотосоерного поля яркости. Полученные результаты хорошо согласуются как с нашими более ранними исследованиями, так и с последними теоретическими расчетами. Высказаны соображения о физической природе структурооб-разования маломасштабных элементов как адвективно-фрагментарной и роли фрагментов (жгутов) магнитного поля.

Общие выводы ко второй главе:

1. Исследование прямых снимков, полученных с высоким пространственным разрешением (-0.25") с использованием различных методов обработки позволило выделить в поле яркости солнечной грануляции четыре основных масштаба образований: гранула, протогранула, мезогранула и супергранула (Табл. 5). Кроме того, по вейвлет спектрам прослеживаются еще две невысокие моды размером б,^ и 2U".

2. Впервые выделен и подробно изучен масштаб протогранул.

3. Все примененные методы исследования: построение спектра мощности, изофот, корреляционных портретов и вейв-лет-спектров, указывают на реальность существования масштаба протогранулы, занимающего важное место в организации общего поля грануляции в солнечной фотосфере.

4. Выявлены следующие свойства протогранул:

• Гистограмма "число структур-размер", построенная по вейвлет-картам, имеет между масштабами гранула -протогранула глубокий минимум (более 60%)

• Время жизни протогранул заметно больше времени жижи I ранул (> 17т)

• На границах протогранул отмечается усиление напряженности магнитного поля

• На площадках повышенной активности протогранулы окружены яркими топкострукту риымп образованиями. Это видно как на прямых снимках, так и в ядрах сильных спектральных линий.

• В области границ с\псргран\л размеры гран\л и прото-|ран\л замети ¿меньшанлем. свиЙСТВЭ структурных элеменюв локализованы, i.e. менякмея oi меоа их расположения и чувствительны к магнитному полю.

• Гранулы и протогранулы обусловлены, по-видимому, одним механизмом генерации.

Третья глава

В параграфе 3.1 исследования юнкой cipyKiypbi поля верж-кальных скоростей фотосферы базируются на спектрограммах, спокойных участков центра солнечного диска с пространственным разрешением — 0.'"5, полученных на пулковском солнечном телескопе ' Памир". Для исследования поведения структурных элемен-юи t высошй в фотосфере Солнца нами был отобран список спектральных линий, охватывающий весь диапазон необходимых высот

(см. Приложение I) и по и\ термам нами рассчитаны оппекгинмыс факторы Ланде.

В параграфе 3.2 рассмотрен весь спектр пространственных частот методами Фурье анализа (WFT), в котором вариациями длины лага и стягиванием корреляционных окон достигался максимальный эуфект выделения амплитуд. Отчетливо выделяются три группы структур в поле скоростей: L4 = 1,8-2.2";L3 =3-4 ";L2 = 8.6 - 9.U". Отмечено, что вплоть до высот h ~ 250-350 км наблюдается подъем маломасштабных структур, среди которых (3,7-4,4") наиболее устойчив, при этом высокая когерентность в спектре наблюдается только для указанных образований. Так для протограну-лы показатель когерентности достаточно высок ~ 0.8, что еще раз подтверждает ее важность в процессе структурообразования. Найдено, что с высотой, исчезновение связи между элементами идет, начиная с малых элементов (гранул), а затем и более крупных.

В параграфе 3.3 рассмотрено изменение поля скоростей структурных элементов в соседних участках поверхности Солнца. Применен метод построения динамических спектров мощности (скользящие спектры). Поскольку лаг имеет треть длины реализации, то крупномасштабная компонента проявила себя как изменение свойств маломасштабных. В результате, мы шпили заметное различие спектров мощности флуктуации лучевых скорос1сй в различных участках исследуемой области. Эта изменчивость (в определенных пределах) структурных элементов более наглядно будет видна далее на вейвлет картах. Снова отмечено, что пик в спектре мощности в интервале частот, который соответствует размерам образований (L ~ 3"-4"), наблюдается во всей исследуемой области, во всех спектральных линиях (и даже в высокообразующейся линии Fei X 4383.3) и непрерывном спектре и является наиболее устойчивым при переходе от одной супергранулы к другой. Таким образом, каждая супергранула имеет свои тонкоструктурные особенности. Аналогичное исследование, выполненное для теллурической линии ЬЬО Х.6652.6 подтверждает солнечное происхождение изменений структурных элементов.

Построение вейвлет спектров для смещений линий Х5239 и Х5250.2, полученных по другой спектрограмме и соответствующих гистограмм, подтвердила выше указанные результаты: уверенно выделяются между гранулами и супергранулами еще два масштаба образований - протогранула и мезогранула. Помимо этого, между протогранулой и супергранулой, кроме масштаба мезо-гранул с размерами 8-15", прослеживаются еще две невысокие мо-

ды 6,5"и 20"

Общие выводы к третьей главе:

1. В спектре мощности флуктуации поля скоростей выделяются четыре структурных элемента с размерами 1.8-2.1" . 34", 9-13", 35-40" Они представляют гранулы, протогранулы. мезогранулы и супергранулы, соответственно.

2. Статические характеристики этих структур изменяются от места к месту по поверхности Солнца.

3. Дискретные образования в поле яркости - гранулы, протогранулы имеют высокую корреляцию с аналогичными масштабами в поле скорости вплоть до больших высот. Ослабление этой связи наступает только на уровнях, соответствующих образованию ядра линии Fei Х4383.3 .

Часть рторая (глаоы IV н V)

Во второй части рассматриваются пространственные (Глава IV) и временные (колебательные, Глава V) характеристики структурных элеметив в ivhh litfieH. Используется наблюдательный материал, полученный как на пулковском АЦУ-5, так и на СССО.

Четвертая глава

В параграфе 4.1 Освещена проблема выбора модели тени пяIна в cooiвечciвис с морфоло! ическими особенное 1ями структурных элементов.

В параграфе 4.2 на материале с пространственным разрешением -0.25", полученном в полете СССО проведено морфоло-I ичеекие исследование злеменюв ichh пята. В результате показано, что cipyKiypu ieim иимга kmcci сложный характер и ее можно охарактеризовать следующим образом: тень пятна средней величины представляет собой набор темных ячеек с размерами - 1-1.5" и 3-4.5". Назовем эти темные структурные элементы Г и 1Г типа, соответственно. Большие темные ячейки (тип И) выглядят в центральной части тени более 1емными и ciaHOBHicH CBeuiee к ее 1ранице. Темные ячейки (I) плотно упакованы в центре (II) и слабее к границе. На стыках ячеек 1 наблюдаются светлые точки тени. Одни ячейки (II) упакованы плотнее, другие слабее (рис. 36, рис.37). Если некоторые ячейки (П) удалены друг от друга более чем на 2.0", то между ними наблюдаются седлообразные светлые мосты.

Проведенный анализ диаграмм амплитудного распределения

(20 - Фурье преобразование) пока ¡ал, что в темной центральной части тени (В) области максимумов располагаются в районе более высоких частот по сравнению с более светлой - периферийной частью тени (А). Действительно, на рис.38 доминантная частота (В) соответствует сети с ячейками ~ 0,8" х 1.0" (В), а во втором случае - 1.6" х 1.3"(А).

В параграфе 4.3 рассмотрена эволюция структуры тени пятна на более длинном периоде, чем ранее. Исследовалась серия изображений тени пятна полученная 13.10.77, на протяжении 4.5 часов. Выяснилось, что крупные светлые точки тени наблюдаются, по крайней мере, в течение 2.5 часов. Что касается темных деталей тени, то самая темная бесструктурная ячейка хорошо видна на протяжении всех 4.5 часов наблюдений. Размер этой ячейки составляет 3.9".

Сделан вывод, что большое ядро тени , в котором наблюдалось как минимум 4 темных ячейки типа II размерами 3.5"-4.0" оказалось долгоживущим и имело полную полутень, т.е. для того, чтобы пятно было устойчивым, в его тени должно быть не менее 46 ячеек типа II. Во-вторых, при распаде пятна э&олюция тени происходит в риде ослабления сжатости ячеек - магнитного жгута -ра-змером 3"-4" и образования в нем жгутов с размерами 1.4"-1.5", окруженных светлыми точками тени.

В параграфе 4.4 проводится обсуждение полученных результатов. Исследования приводят к выводу, что в первом приближении тень пятна представляет собой набор темных ячеек размерами 1.0М.5" (тип I) и 3"-4" (тип II), окруженных светлыми точками, причем элементы типа II - основные элементы тени пятна, т.к. от них в первую очередь }ависиг устойчивость эволюционного процесса пятна: они наиболее устойчивы и часто существуют на протяжении всей жизни пятна. Покатно, что солнечное пятно образуется в результате сращивания нескольких больших темных ячеек типа II. Для достижения стабильности пятна его тень должна содержав не менее 4-6 темных ячеек II. Сделан вывод, что в итоге реализуется комбинированная модель переноса энергии в пятне: если центральная часть образует монолитную структуру из плотно упакованных магнитных элементов, то реализуется механизм Ноб-лоха-Вейса (магнито-конвективная модель), на границах этого монолита может работать механизм Обридко-Паркера (колебательная конвекция).

Общие выводы к четвертой главе:

1. На основе снимков полученных на СССО с пространственным разрешением ~ 0,3", структура тени солнечных пятен представляет собой набор темных ячеек с размерами Г"-1.5" (тип I) и 3"-4,5" (тип II).

2. Для больших ячеек (II) в центральной части тени характерно потемнение по мере приближения к границе. На стыках ячеек наблюдаются светлые точки тени.

3. В областях, близких к границам тени пятна, четко наблюдаются маломасштабные элементы (тип I) окруженные свеи1ьгми ючками ichh, коюрые у величиваклеи в размерах по мере приближения к границе.

4. Если границы между элементами типа II разрежены более чем на 2" (не плотно примыкают друг к другу), то в области границ появляются "седлообразные" светлые мосты.

5. Структуру магнитного поля тени пятна можно представить как набор магнитных жгутов двух типов (I и И).

6. Распад пятна происходит в результате ослабления связи между магнитными жгутами типа I! и уменьшении их скрученности.

Пятая глава

В параграфе 5.1 делается обзор алыернативных теорий дли объяснении 1енерации колебаний, как в нишах. 1ак и в спокойной фотосфере. В результате выполненных компьютерных расчетов простых моделей с учетом магнитного поля огдае1ся предпочтение моделям резонаюров. хромосферного резонатора на ММ'З захваченных волнах и оотосоерного - на БМ'З. Отмечается, что в случае мидели с нежесжими iрапицами расчсмы показали комбинированный вариант резонатора.

В параграфе 5.2.1 приведен pacnei йоюсоерною резонатора для модели 1омаса-1±1ейера. Полученный спектр колебаний полностью совпадает с наблюдениями. Отмечено, что резонатор на БМЗ волнах слабо зависит от величины магнитною поля.

В параграфе 5.2.2 проведен расчет фотосферного резонатора для нежестких границ. Решена полная система дифференциальных уравнений 6-го порядка. Показано. что альовеновские р-волны

возбуждают в тени пятна магнито-гравитационные. которые уносят

до 10% энергии через боковые стенки. В связи с проблемой колебаний вещества и магнитного поля в тени пятна весьма важным представляется расчет спектра собственных колебаний резонатора для магнитогравитационных волн. Эффективность механизма особенно очевидна на периодах колебаний ~ 300-330 сек. Показано, что учет стратификации приводит к замене БМЗ резонатора на резонатор, в котором захвачены МГ - волны. Более того, реально существующая граница тень-полутень может "запереть" волновод для ММЗ -волн в горизонтальном направлении, что приведет к отбору волновых чисел и регуляризации пространства пятна.

В параграфе 5.3.1 представлена обработка наблюдений колебаний магнитного поля в тени пятен. Наблюдения выполнены в июле 1994 г. на горизонтальном солнечном телескопе ГЛО РАН с помощью телевизионного магнитографа. Регистрировались колебания продольной составляющей магнитного поля в ядрах нескольких небольших солнечных пятен вблизи центра диска. Для получения магнитограмм используется электронный аналог сютограоиче-ского метода Лейтона. Основной наблюдательный материал был получен с 1998 по 2003 года на солнечном горизонтальном телескопе АЦУ-5 с помощью спектрогелиографа-магнитографа на CCD матрице.

В параграфе 5.3.2 исследованы колебания вещества (лучевых скоростей). Колебания определялись в трех спектральных линиях, образующихся на разных высотах атмосферы Солнца. Показано, что размеры колеблющихся "пятиминутных" элементов находятся в пределах 5"-8". Пятиминутный пик в полутени чуть меньше, чем пик в спокойной фотосфере, однако, он явно присутствует. В тени пятна высота пятиминутного пика еще ниже, но все же, он еще заметен. В двух других пятнах (Табл.12) также наблюдалось существенное падение амплитуды колебаний лучевых скоростей в тени пятна. В тени и полутени пятна амплитуды колебаний резко падают, при этом падение тем сильнее, чем выше слой образования спектральной линии. Так на высоте образования линии Fei Х6494.99 колебаний в тени пятна не наблюдается. Этот факт подтверждает выводы расчетов модели фотосферного резонатора для МГ захваченных волн. Во всех трех линиях, на общих панорамных картах колебаний лучевых скоростей в пределах пятна наблюдаются подобные образования, размеры которых составляют 4"-5".

Следовательно:

1. Амплитуды пятиминутных колебаний лучевых скоростей в тени пятна ниже, чем в окружающей фотосфере.

2. Амплтуды пн1имину шы.\ колебаний лучевых скоростей в тени пятна уменьшаются с высотой.

3. Определена фазовая задержка с высотой колебаний лучевой скорости в потосбере.

В параграфе 5.3.3 рассмотрены колебания магнитного поля в тени пятна. Флуктуации м.п. измерялись по магниточувстви-тельной спектральной линии Fei 8468Ä ( X2*g = 215). Наблюдения продолжались в течение 40-60 минут. Найдено, что наибольшую амплитуду имеют "пятиминутные " колебания расположенные в полосе частот 2.5-4.5 mHz. Размеры колеблющихся эдементои находятся в пределах 3,5"-5.5". В наблюдениях 26 июля на щели было нидно два пита, в одном из которых присутствовали колебания м.п. с периодами 3,7 мин и 3,1 мин, а в другом - 3,1 мин. В наблюдениях 21 августа наблюдается период 5,5 мин. Исследуя вейвлет спектры, построенные по центральным сканам в тени пятен, показано, чю колебания юй или иной часю1ы мроявляююя в виде кратковременных псплескоо. Так, например, колебания с периодом 5-минут длятся около 20 минут и затухают. Такой характер колебаний наблюдас1ся и и дру|их шинах и hbjimcich, uo-ьидимому, ха-ракнфний особенностью колебаний м.п. в тени пятен.

В параграфе J.J.-t рассмотрены долгопериодические колебания магнитного поля. Интервалы записи составляли 130-180 Mimyr. Наблюдения велись в спектральной линии Fei Х5250.2А -83) Отмечено, что ранее другими авторами уже наблюдались колебания м.п. в тени пятен, но интервал периодов от 5 до 35 минут не исследовался. Если же взять отдельный скан в тени пятна, то в нем дил1 «периодическое колебание с периодом —35 мин наблюдаемся в 1ечение 106 минут, т.е. вспышка колебаний длиюя 2-3 периода. Мы уже неоднократно отмечали, что такой вид колебании характерен не только для этой компоненты. Так, для пятна наблюдаемого 10.05.2002г., (продолжительность серии ~ 130 мин.) в спектре колебаний наблюдается один высокий пик с периодом -32 мин. и несколько невысоких, среди каюрьтх иыделяю'ся колебания с периодом ~ 12 мин. Отмечено, что в то время как 3-5 минутные колебания занимают небольшие площадки, колебания с периодами в десятки минут охоатыиают, по видимому, почти осе ПяТНо. Сами

колебания появляются в виде коротких цугов волн, i.e. возбуждаются лишь на некоторое время Их длительность, как правило, составляет 3-4 периода.

Из проведенного анализа наблюдений колебания магнитного поля в пятнах сделаны следующие выводы:

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

2. применение разработанных нами методов обработки наблюдений, в том числе и коррекции за атмосферное дрожание, позволило выделить в некоторых пятнах 3-х и 5-ти минутные периоды колебаний м.п.

3. Колебания с периодами 3-5 минут носят характер коротких цугов в небольших площадках тени пятна.

4. Долгопериодические колебания м.п. наблюдаются также в виде непродолжительного ряда всплесков и занимают всю центральную часть пятна

5. В интервале периодов 10-35 минут чаще всего присутствуют периоды ~ 16, 27-30 и 35 минут.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Кушнир М.В., Тонкая структура поля скоростей фотосферы. Спектр мощности и когерентность. 1987. Солн. данные, №3, с.87-94.

2. Zhukov,V.I.,Efremov,V.I.,Nuraliev В.Т., 1987, The spectrum of umbral oscillations of the Scheuer-Thomas sunspot model. Solar Phys.. 109, 403

3. Zhukov,V.I.,Efremov,V.I, 1988, Propagation of magnetohyrodynamic vsaves in the solar atmosphere. Alfven p-waves in sunspot, Bull. Astr. Soc. India, 16, p. 145.

4. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., 1994, Тонкая структура поля скоростей фотосферы: изменение статистических характеристик тонкоструктурных образований на поверхности Солнца, Известия Г АО, №208, с. 104

5. Вахтов В Н.. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Кузнецов В В., Парфиненко Л.Д., 1996, Микрофотометрический ком-

плекс МФК-200, Известия ГАО, № 2! 1, С213.

6. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. ,1996, О короткоперио-дических колебаниях магнитного поля в тени солнечного пятна, АЖ, 73, №1, 103.

7. Ikhsanov R.N., Parfinenko L.D., Efremov V.I., 1997, On the organization of fine structure of the solar photosphere, Solar Phys. v.170, p.205

8. Никонов O.B., Ефремов В.И.,Никонова E.C.,1998, Анализ крупномасштабной структуры солнечной грануляции по серии стратосферных прямых снимков СССО, Труды конференции: Новый цикл активности Солнца: наблюдательный и теоретический аспекты. С. 133.

9. Никонов О.В., Никонова Е.С., Ефремов В.И. 1999, Структура фотосферной сетки вблизи края диска Солнца в полярной зоне, Труды конференции: Крупномасштабная структура солнечной активности. // Пулково 21-25 июня с. 199.

10. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Парфиненко Л.Д., 1999, Колебания лучевых скоростей и магнитного поля в тени солнечных пятен, Труды международной конференции: Крупномасштабная структура солнечной активности // Пулково 21-25 июня,87

11. Ихсанов Р.Н., Есрремов В.И., Парсриненко Л.Д., 2000, О колебании магнитного поля в солнечных пятнах, Изв. ГАО, т.215, с. 185.

12. Efremov,V.I., Ikhsanov, R.N., Parfinenko, L.D. -2004, Oscillations of magnetic field in a sunspot umbra, Proceedings 1AU Symposium No. 223.

13. Ikhsanov, R.N., Efremov,V.I., 2004, On the scales of formations in the fine structure of the brightness field in the solar photosphere, Proceedings 1AU Symposium No. 223.

Личный вклад автора.

Автор принимал участие в разработке новых методов обработки наблюдений, в создании программного обеспечения для их реализации в обработке данных, а также в обсуждении и интерпретации полученных результатов.

© 2004 Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН Тираж 100 экз.

»2 59 10

РНБ Русский фонд

2006-4 3652

ВВЕДЕНИЕ.

ЧАСТЬ I

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ И ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА

Глава I ОРГАНИЗАЦИЯ ТОНКОЙ СТРУКТУРЫ ФОТОСФЕРЫ.

Исторический обзор) 1 Грануляция

1.1 Морфология грануляции

1.2 Эволюция и время жизни

1.1.3 Форма и фрактальная размерность

1.4 Критические размеры гранул

1.5 Флюктуации интенсивности и контраст.

1.6 Вертикальная структура скорости грануляции.

1.7 Другие возможные механизмы структурообразования и численные эксперименты

2. Другие структуры солнечной фотосферы.

ГЛАВА II

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ ФОТОСФЕРЫ.

II. 1 Наблюдательный материал и его обработка.

11.2 Спектр мощности поля яркости фотосферы.

11.3 Метод изофот.

11.4 Метод построения корреляционных портретов. Фильтрация.

11.5 Метод вейвлет-анализа.

11.6 Обсуждение

ГЛАВА III.

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ СКОРОСТЕЙ ФОТОСФЕРЫ.

III. 1. Наблюдательный материал и его обработка.

III.2. Тонкоструктурные образования поля скоростей и их изменения с высотой.

Ш.З. Особенности распределения поля скоростей по поверхности Солнца

ЧАСТЬ И. ТОНКАЯ СТРУКТУРА И КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ

ГЛАВА IV

СТРУКТУРА ТЕНИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА И ЕЕ ЭВОЛЮЦИЯ.

IV.2. Наблюдения и анализ данных.

IV.3. Эволюция структуры тени пятна

IV.4. Обсуждение.

ГЛАВА V.

КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В ПЯТНЕ И ОКРУЖАЮЩЕЙ ФОТОСФЕРЕ

V.2 Фотосферный резонатор. Численный расчет.

V.2.1 Модель Томаса- Шейера .136

V.2.2. Модель Герониколаса. Нежеские границы.137

V.3 Наблюдения колебаний скорости и магнитного поля в тени пятна .145

V.3.1 Обработка наблюдений 1994г.,1998-2003г.:.146

V.3.2 Колебания лучевых скоростей .148

V.3.3 Колебания магнитного поля в тени пятна.153

V.4.3. Долгопериодические колебания магнитного поля в тени пятна.162

Заключение.168

Список литературы. .171

ПРИЛОЖЕНИЕ I.180

ПРИЛОЖЕНИЕ II.182

ПРИЛОЖЕНИЕ III.184

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность проблемы. При той энергетике, которая присутствует на уровне фотосферы Солнца (Pr < 1, Ra~1022), существование более или менее регулярных структур является скорее артефактом, чем необходимостью, С точки зрения земной физики, они достаточны для создания режима развитой турбулентности.

Вопрос о том, каким образом в этих условиях континуальный беспорядок порождает почти регулярные структуры, с математической точки зрения далек даже от корректной постановки, поэтому прогресс в понимании их возникновения и взаимосвязи в первую очередь связан с высококачественными наблюдениями, корректной обработкой и выявлением самих структур в различных полях исследуемых параметров: (Т -(температура) - главы II, V (скорости)- главы III, Н (магнитное поле)-главы IV,V).

Явление регуляризации сплошной среды подразумевает реализацию устойчивых процессов, приводящих к формированию структур - образований, наблюдающихся в конечной области параметров.

Несмотря на существующий прогресс в этом направлении, мы еще далеки от понимания причин, порождающих те или иные структуры, осов бенно это касается их взаимосвязи. Процесс структурообразования пронизывает практически все слои Солнца, реализуясь в разнообразных объектах и охватывает значения масштабов от 0,2 до 105 Mm. Поэтому изучение морфологии, эволюции и выявление новых структур как в спокойных (СО), так и в активных областях (АО) солнечной поверхности, является актуальной задачей современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем крайне актуальные задачи, поскольку колебательные процессы наблюдаются во всех структурных элементах фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. В этой связи, наши усилия были сосредоточены на изучении колебаний вещества и магнитного поля в пятнах. Помимо объяснения существующего набора дискретных частот в солнечных пятнах (выбора модели фильтр - резонатор) важна и актуальна задача определения доли энергии, уносимой волнами из пятна в решении вопросов нагрева вышележащих слоев.

Содержание работы. Во введении приводится обоснование актуальности работы. Сформулированы цель, задачи, новизна полученных результатов и основные положения, выносимые на защиту, кратко представлено содержание диссертации.

Первая глава носит обзорный характер. Дан исторический обзор возникновения и формирования идей о механизмах, приводящих к явлению регуляризации фотосферы Солнца на масштабах грануляция -супергрануляция в параметрах T,H,V. Отмечена роль структуризации среды в вопросах выноса энергии в вышележащие слои, Дана морфологическая картина грануляции с описанием характерных свойств и предельных значений (размеры, времена жизни, перепад температур, скорости). Также показано, как разные способы обработки (построение гистограмм, определение фрактальной размерности, выявление периодических составляющих) в определении характерных параметров грануляции дают результаты, которые, если и непротиворечивые, то требующие большой аккуратности в интерпретации. Рассмотрены составляющие поля скорости и их зависимость с высотой для разных структурных образований. Далее, делая известные оговорки, с позиций общих результатов режимов экспериментальной термогравитационной конвекции рассмотрены возможные режимы солнечной конвекции при соответствующих безразмерных параметрах. Диаграмма Кришнамурти, обобщая весь экспериментальный опыт по термогравитационной конвекции, сохраняет основные тенденции и в астрофизических объектах, и крайне важна для идентификации конвективных процессов в фотосфере Солнца. Отмечено, что, начиная с 90-х годов, усиленно развивается направление вычислительного эксперимента. Результаты указывают, что характер конвективных движений, приводящих к структурообразованию, с одной стороны обусловлен Релеевской термогравитационной конвекцией, а с другой, - в условиях с сильными радиационными потерями,-организуются маломасштабные нисходящие течения, которые и формируют тонкую структуру фотосферы.

И, наконец, указан весть «набор» структур, проявляющихся в различных полях переменных {T,H,V} в исследуемом интервале грануляция-супергрануляция, характерные параметры структур и их динамика.

Часть первая (главы II и III)

Рассматриваются временные и пространственные характеристики выявленных структур в поле яркости и поле скоростей на фотосферном уровне на основе наблюдательного материала, полученного на СССО и на высокогорной станции ("Памир").

Вторая глава

В параграфе 2.1 приведен используемый для обработки материал для исследования фотосферного поля яркости. Снимки получены во время 3-го полета стратосферной солнечной станции "Сатурн" 30 июля 1970г с высоты 20км. Обработка материала выполнена на микрофотометре МФК-200.

В параграфе 2.2 приведены результаты обработки прямых снимков спектральными методами (WFT). Использованы три различных способа представления спектральных характеристик. Уверенно выделяются компоненты, соответствующие размерам 10", 4.5", 2.4". Найдено, что размеры их хорошо укладываются в пределы образований в солнечной фотосфере: ме-зогранул, скоплений гранул (далее протогранул) и гранул, соответственно. Показано, что частоты и амплитуды пиков в спектре мощности (СМ) изменяются во времени, и в пространстве.

В параграфе 2.3 представлен второй метод, который мы применили для выявления структур поля грануляции. Он основан на особом выборе изофот интенсивности их границ. Дело в том, что каждый масштаб образования имеет свой уровень интенсивности границ, причем, чем больше масштаб, тем шире эта граница. Подобрав соответствующую изофоту, можно непосредственно выделить границу структуры. В результате определены ячейки соответствующих диаметров 3-4", 12" и 36". Отметим, что протогранулы образуют более связную сетку, а максимально широкая темная дорожка приходится на место пересечения трех ячеек супергранул.

В параграфе 2.4 методом построения корреляционного портрета обработана 17,ш5 серия прямых снимков, полученных в 3-ем полете СССО. Исследованы как пространственные, так и временные характеристики выделяемых структур. Определены их масштабы, локализация, амплитуды (контрасты и температурные отклонения), способы сочетания и другие характеристики. В результате фильтрации из общего поля интенсивности мы выделили четыре аддитивные составляющие: (а) мелкомасштабную (грануляционную) составляющую со средним размером ячеек сетки —1,5"; (Ь) среднемасштабную (протогранульную или кластерную) со средним размером ячеек сетки - 4-5"; и две более крупномасштабные составляющие -одна из них -(c)- имеет характерный размер ячеек сетки ~11" и соответствует мезо грануляционной составляющей, и вторая - (d)- с характерным размером ячеек сетки ~20", является промежуточной между мезо- и супергрануляционной. Сделаны оценки избытков средних температур по лучшему кадру серии: = 39.6к; = 22.1 к; д4Г'(с) = \2.\K; =5ж. В отличие от метода JIKT, метод корреляционных портретов, как и метод изофот, позволяет выделять неоднородности на каждом отдельном снимке серии. При этом неоднородности достаточно хорошо воспроизводятся на соседних кадрах и имеют среднее время жизни, превышающее время жизни обычной гранулы.

В параграфе 2.5 применен метод вейвлет анализа. Для построения вейвлет спектров (карт) использовался как вещественный, так и комплексный вейвлет Морле. Исследуемый материал помимо снимков СССО расширен высококачественными снимками, полученными в июле 2002 на La Palma и "выложенные" в Интернет ("KIS"-Kiepenheuer Institut fur Sonnenphysik и "DOT"-Dutch Open Telescope). Подтверждено существование 4-х структурных элементов в фотосферном поле яркости. Определены области пространственной стационарности структур. Указано на доминирующую роль протогранулы в организации фотосферного поля яркости. Полученные результаты хорошо согласуются как с нашими более ранними исследованиями, так и с последними теоретическими расчетами. Высказаны соображения о физической природе структурообразования маломасштабных элементов как адвективно-фрагментарной и роли фрагментов (жгутов) магнитного поля.

Третья глава

В параграфе 3.1 исследования тонкой структуры поля вертикальных скоростей фотосферы базируются на спектрограммах, спокойных участков центра солнечного диска с пространственным разрешением ~ 0."5, полученных на пулковском солнечном телескопе "Памир". Для исследования поведения структурных элементов с высотой в фотосфере Солнца нами был отобран список спектральных линий, охватывающий весь диапазон необходимых высот (см. Приложение I) и по их термам нами рассчитаны эффективные факторы Ланде.

В параграфе 3.2 рассмотрен весь спектр пространственных частот методами Фурье анализа (WFT), в котором вариациями длины лага и стягиванием корреляционных окон достигался максимальный эффект выделения амплитуд. Отчетливо выделяются три группы структур в поле скоростей: L4 = 1.8-2.2";L3 = 3-4 ";L2 = 8.6 - 9.0". Отмечено, что вплоть до высот h ~ 250-350 км наблюдается подъем маломасштабных структур, среди которых (3,7-4,4") наиболее устойчив, при этом высокая когерентность в спектре наблюдается только для указанных образований. Так для протогранулы показатель когерентности достаточно высок ~ 0.8, что еще раз подтверждает ее важность в процессе структурообразования. Найдено, что с высотой, исчезновение связи между элементами идет, начиная с малых элементов (гранул), а затем и более крупных.

В параграфе 3.3 рассмотрено изменение поля скоростей структурных элементов в соседних участках поверхности Солнца. Применен метод построения динамических спектров мощности (скользящие спектры). Поскольку лаг имеет треть длины реализации, то крупномасштабная компонента проявила себя как изменение свойств маломасштабных. В результате, мы нашли заметное различие спектров мощности флуктуаций лучевых скоростей в различных участках исследуемой области. Эта изменчивость (в определенных пределах) структурных элементов более наглядно будет видна далее на вейвлет картах. Снова отмечено, что пик в спектре мощности в интервале частот, который соответствует размерам образований (L ~ 3"-4"), наблюдается во всей исследуемой области, во всех спектральных линиях (и даже в высокообразующейся линии Fel X 4383.3) и непрерывном спектре и является наиболее устойчивым при переходе от одной супергранулы к другой. Таким образом, каждая супергранула имеет свои тонкоструктурные особенности. Аналогичное исследование, выполненное для теллурической линии Н2О Х6652.6 подтверждает солнечное происхождение изменений структурных элементов.

Построение вейвлет спектров для смещений линий А,5239 и А,5250.2, полученных по другой спектрограмме и соответствующих гистограмм, подтвердила выше указанные результаты: уверенно выделяются между гранулами и супергранулами еще два масштаба образований - протограну-ла и мезогранула. Помимо этого, между протогранулой и супергранулой, кроме масштаба мезогранул с размерами 8-15", прослеживаются еще две невысокие моды 6,5"и 20".

Часть вторая (главы IV и V)

Во второй части рассматриваются пространственные (Глава IV) и временные (колебательные, Глава V) характеристики структурных элементов в тени пятен. Используется наблюдательный материал, полученный как на пулковском АДУ-5, так и на СССО. и

Четвертая глава

В параграфе 4.1 Освещена проблема выбора модели тени пятна в соответствие с морфологическими особенностями структурных элементов.

В параграфе 4.2 на материале с пространственным разрешением ~0.25", полученном в полете СССО проведено морфологическое исследование элементов тени пятна. В результате показано, что структура тени пятна имеет сложный характер и ее можно охарактеризовать следующим образом: тень пятна средней величины представляет собой набор темных ячеек с размерами ~ 1-1.5" и 3-4.5". Назовем эти темные структурные элементы I и II типа, соответственно. Большие темные ячейки (тип II) выглядят в центральной части тени более темными и становятся светлее к ее границе. Темные ячейки (I) плотно упакованы в центре (II) и слабее к границе. На стыках ячеек I наблюдаются светлые точки тени. Одни ячейки (II) упакованы плотнее, другие слабее (рис. 36, рис.37). Если некоторые ячейки (II) удалены друг от друга более чем на 2.0", то между ними наблюдаются седлообразные светлые мосты.

Проведенный анализ диаграмм амплитудного распределения (2D -Фурье преобразование) показал, что в темной центральной части тени (В) области максимумов располагаются в районе более высоких частот по сравнению с более светлой - периферийной частью тени (А). Действительно, на рис.38 доминантная частота (В) соответствует сети с ячейками ~ 0,8" х 1.0" (В), а во втором случае - 1.6" х 1.3"(А).

В параграфе 4.3 рассмотрена эволюция структуры тени пятна на более длинном периоде, чем ранее. Исследовалась серия изображений тени пятна полученная 13.10.77, на протяжении 4.5 часов. Выяснилось, что крупные светлые точки тени наблюдаются, по крайней мере, в течение 2.5 часов. Что касается темных деталей тени, то самая темная бесструктурная ячейка хорошо видна на протяжении всех 4.5 часов наблюдений. Размер этой ячейки составляет 3.9".

Сделан вывод, что большое ядро тени , в котором наблюдалось как минимум 4 темных ячейки типа II размерами 3.5"-4.0" оказалось долгоживущим и имело полную полутень, т.е. для того, чтобы пятно было устойчивым, в его тени должно быть не менее 4-6 ячеек типа II. Во-вторых, при распаде пятна эволюция тени происходит в виде ослабления сжатости ячеек - магнитного жгута - размером 3"-4" и образования в нем жгутов с размерами 1.4"-1.5", окруженных светлыми точками тени.

В параграфе 4.4 проводится обсуждение полученных результатов. Исследования приводят к выводу, что в первом приближении тень пятна представляет собой набор темных ячеек размерами 1.0"-1.5" (тип I) и 3"-4" (тип II), окруженных светлыми точками, причем элементы типа II — основные элементы тени пятна, т.к. от них в первую очередь зависит устойчивость эволюционного процесса пятна: они наиболее устойчивы и часто существуют на протяжении всей жизни пятна. Показано, что солнечное пятно образуется в результате сращивания нескольких больших темных ячеек типа И. Для достижения стабильности пятна его тень должна содержать не менее 4-6 темных ячеек И. Сделан вывод, что в итоге реализуется комбинированная модель переноса энергии в пятне: если центральная часть образует монолитную структуру из плотно упакованных магнитных элементов, то реализуется механизм Ноблоха-Вейса (магнито-конвективная модель), на границах этого монолита может работать механизм Обридко-Паркера (колебательная конвекция).

Пятая глава

В параграфе 5.1 делается обзор альтернативных теорий для объяснения генерации колебаний, как в пятнах, так и в спокойной фотосфере. В результате выполненных компьютерных расчетов простых моделей с учетом магнитного поля отдается предпочтение моделям резонаторов: хромосферного резонатора на ММЗ захваченных волнах и фотосферного — на БМЗ. Отмечается, что в случае модели с нежесткими границами расчеты показали комбинированный вариант резонатора.

В параграфе 5.2.1 проведен расчет фотосферного резонатора для модели Томаса-Шейера. Полученный спектр колебаний полностью совпадает с наблюдениями. Отмечено, что резонатор на БМЗ волнах слабо зависит от величины магнитного поля.

В параграфе 5.2.2 проведен расчет фотосферного резонатора для нежестких границ. Решена полная система дифференциальных уравнений 6-го порядка. Показано, что альфвеновские р-волны возбуждают в тени пятна магнито-гравитационные, которые уносят до 10% энергии через боковые стенки. В связи с проблемой колебаний вещества и магнитного поля в тени пятна весьма важным представляется расчет спектра собственных колебаний резонатора для магнитогравитационных волн. Эффективность механизма особенно очевидна на периодах колебаний ~ 300-330 сек. Показано, что учет стратификации приводит к замене БМЗ резонатора на резонатор, в котором захвачены МГ — волны. Более того, реально существующая граница тень-полутень может "запереть" волновод для ММЗ —волн в горизонтальном направлении, что приведет к отбору волновых чисел и регуляризации пространства пятна.

В параграфе 5.3.1 представлена обработка наблюдений колебаний магнитного поля в тени пятен. Наблюдения выполнены в июле 1994 г. на горизонтальном солнечном телескопе ГАО РАН с помощью телевизионного магнитографа. Регистрировались колебания продольной составляющей магнитного поля в ядрах нескольких небольших солнечных пятен вблизи центра диска. Для получения магнитограмм используется электронный аналог фотографического метода Лейтона. Основной наблюдательный материал был получен с 1998 по 2003 года на солнечном горизонтальном телескопе АЦУ-5 с помощью спектрогелиографа-магнитографа на CCD матрице.

В параграфе 5.3.2 исследованы колебания вещества (лучевых скоростей). Колебания определялись в трех спектральных линиях, образующихся на разных высотах атмосферы Солнца. Показано, что размеры колеблющихся "пятиминутных" элементов находятся в пределах 5"-8". Пятиминутный пик в полутени чуть меньше, чем пик в спокойной фотосфере, однако, он явно присутствует. В тени пятна высота пятиминутного пика еще ниже, но все же, он еще заметен. В двух других пятнах (Табл.12) также наблюдалось существенное падение амплитуды колебаний лучевых скоростей в тени пятна. В тени и полутени пятна амплитуды колебаний резко падают, при этом падение тем сильнее, чем выше слой образования спектральной линии. Так на высоте образования линии Fel Х6494.99 колебаний в тени пятна не наблюдается. Этот факт подтверждает выводы расчетов модели фотосферного резонатора для МГ захваченных волн. Во всех трех линиях, на общих панорамных картах колебаний лучевых скоростей в пределах пятна наблюдаются подобные образования, размеры которых составляют 4 "-5".

В параграфе 5.3.3 рассмотрены колебания магнитного поля в тени пятна. Флуктуации м.п. измерялись по магниточувствительной спектральной линии Fel 8468А ( X2*g = 215). Наблюдения продолжались в течение 40-60 минут. Найдено, что наибольшую амплитуду имеют "пятиминутные " колебания расположенные в полосе частот 2.5-4.5 mHz. Размеры колеблющихся элементов находятся в пределах 3.5"-5.5". В наблюдениях 26 июля на щели было видно два пятна, в одном из которых присутствовали колебания м.п. с периодами 3,7 мин и 3,1 мин, а в другом — 3,1 мин. В наблюдениях 21 августа наблюдается период 5,5 мин. Исследуя вейвлет спектры, построенные по центральным сканам в тени пятен, показано, что колебания той или иной частоты проявляются в виде кратковременных всплесков. Так, например, колебания с периодом 5-минут длятся около 20 минут и затухают. Такой характер колебаний наблюдается и в других пятнах и является, по-видимому, характерной особенностью колебаний м.п. в тени пятен.

В параграфе 5.3.4 рассмотрены долгопериодические колебания магнитного поля. Интервалы записи составляли 130-180 минут. Наблюдения велись в спектральной линии Fel А.5250.2А (X2*g -83) Отмечено, что ранее другими авторами уже наблюдались колебания м.п. в тени пятен, но интервал периодов от 5 до 35 минут не исследовался. Если же взять отдельный скан в тени пятна, то в нем долгопериодическое колебание с периодом -35 мин наблюдается в течение 106 минут, т.е. вспышка колебаний длится 2-3 периода. Мы уже неоднократно отмечали, что такой вид колебаний характерен не только для этой компоненты. Так, для пятна наблюдаемого 10.05.2002г., (продолжительность серии ~ 130 мин.) в спектре колебаний наблюдается один высокий пик с периодом ~32 мин. и несколько невысоких, среди которых выделяются колебания с периодом ~ 12 мин. Отмечено, что в то время как 3-5 минутные колебания занимают небольшие площадки, колебания с периодами в десятки минут охватывают, по-видимому, почти все пятно. Сами колебания появляются в виде коротких цугов волн, т.е. возбуждаются лишь на некоторое время. Их длительность, как правило, составляет 3-4 периода.

Научная новизна работы. Используя различные методы обработки высококачественных снимков в поле яркости, впервые найдена промежуточная структура размером 3"-5". Показано, что данная структура обусловлена нисходящими течениями - плюмами и непосредственно связана с магнитным полем и потому особенно четко видна на границах мезогранул и супергранул, а время ее жизни превышает 17т. Четкость структуры в пограничных областях определяется ее динамикой - размер зоны регулярности здесь в 2-3 раза превышает зону регулярности для центральных частей мезогранул и супергранул.

Впервые показано, что в поле скорости именно 4" элемент, проникая в верхнюю фотосферу, остается наиболее стабильным, определяя колонко-образную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам. Показано, что в пятнах элемент такого масштаба существует и образует агрегат маломасштабных структур. Являясь основным структурным элементом пятна, он определяет его устойчивость («живучесть»).

Впервые выполнены расчеты низкочастотных колебаний тени пятна с учетом линейного взаимодействия волн. Проведен анализ высокочастотной ветви спектра собственных колебаний тени пятна для магнито-акустико-гравитационных волн в условиях не жестких границ. Выполнены расчеты линейной трансформации волн, оценен поток энергии, уносимый через боковые границы.

Показано, что эффективное поглощение р-мод в пятне идет на частотах, соответствующих периодам 300-3 ЗОсек. 5 минут).

Впервые показано, что альфвеновские р-волны - это ММЗ, и оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

По наблюдениям обнаружено, что над пятном существует зона превышения амплитуды колебаний скорости — зона эффективной трансформации в МГ-волны.

На защиту выносятся следующие положения:

1. Результаты исследования тонкой структуры поля яркости фотосферы свидетельствуют, что кроме гранул, мезогранул и супергранул к основным масштабам образований в фотосфере относятся протогранулы. Найденные свойства последних показывают, что масштаб протогранул занимает важное место в организации структуры как спокойных, так и, особенно, слабовозбужденных областей фотосферы.

2. Результаты исследования тонкой структуры поля скоростей фотосферы на разных высотах также указывают на существование этих четырех масштабов образований. Именно протогранульный элемент, проникая в верхнюю фотосферу, остается наиболее стабильным, определяя колонкообразную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам.

3. Результаты исследования структуры тени пятна показали, что основную роль в эволюционном развитии и распаде его играют темные ячейки размером 3-4,5".

4. Результаты расчетов показали, что эффективное поглощение р-мод в пятне идет на частотах, соответствующих периодам 300-3ЗОсек. (~ 5 минут). Альфвеновские р-волны - это ММЗ, в этом случае, оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод расчета собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

5. Разработан метод учета атмосферного дрожания при обработке наблюдений магнитного поля в пятне, который позволил выделить слабые сигналы коротко- и долгопериодических колебаний магнитного поля в тени пятна.

Структура работы

Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 203 наименований. Общий объем диссертации 184 страниц, в том числе 55 рисунка, 13 таблиц. Представленная диссертация является результатом работ, выполненных в 19982004г.

Выводы:

1. Амплитуды пятиминутных колебаний лучевых скоростей в тени пятна ниже, чем в окружающей фотосфере.

2. Амплитуды пятиминутных колебаний лучевых скоростей в тени пятна уменьшаются с высотой.

3. Определена фазовая задержка с высотой колебаний лучевой скорости в фотосфере. Топологическое подобие карт делает практически невозможным изменение спектральных характеристик с высотой. Это означает, что колебания во всем исследуемом слое (Ah =300 км) обусловлены одним комплексом процессов.

V.3.3 Колебания магнитного поля в тени пятна

Впервые колебания м.п. в пятне наблюдали Могилевский, Обридко, Шельтинг [199], а затем и другие [200-204]. При этом, наряду с 5-минутными наблюдался целый спектр колебаний с более короткими периодами, вплоть до 18 сек (см табл.10). Однако, другие авторы либо их не находили [201], либо приписывали наблюдаемым искажениям [202]. Случалось и такое, что некоторые авторы в одних пятнах обнаруживали колебания м.п., а в других — нет [203].

Интерес к этому исследованию возрос в последние годы в связи с проблемой механизма переноса энергии в пятне и построением модели пятна. Как следует из [205-206], в пятнах были обнаружены 5-ти и 3-х минутные колебания напряженности м.п., причем в [206] они изучались по наблюдениям с борта SOHO. При этом, было установлено, что колеблются в основном только небольшие площадки в пятне и преимущественно вблизи границы тень-полутень. В одной из последних работ [207] указывается на повышенную мощность вариации м.п. на границе между тенью и полутенью пятна, а также в малых пятнах и порах, для всего частотного диапазона. Хотя этот результат и согласуется с теоретической моделью предложенной Жугждой, Бальтазаром и Шмидтом [208], а именно, в малых пятнах амплитуда колебаний м.п. больше чем в больших пятнах, и в них амплитуда максимальна на границе тень-полутень, однако, судя по тексту статьи, вопрос об исключении атмосферных влияний остался открытым.

Магнитное поле пятна измерялось нами по магниточувствительной линии Fel 8468А ( X,2*g = 215). В течение пяти дней были получены 40-60 минутные серии наблюдений м.п. (Табл.13). Для всех серий наблюдений были вычислены спектры мощности колебаний напряженности м.п. и непрерывного спектра с предварительным снятием низкочастотного тренда.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Исследование тонкой структуры фотосферы и тени пятна, проведенные в настоящей работе, основаны на анализе высококачественного наблюдательного материала. Так, изучение прямых снимков, полученных с высоким пространственным разрешением (-0.25") с применением различных методов обработки, позволило выявить в поле яркости солнечной фотосферы четыре основных масштаба образований: гранула, протогранула, мезогранула и супергранула. Кроме того, по картам с применением вейвлет анализа прослеживаются еще две невысокие моды масштаба 6,5" и 20".

Впервые выделен и изучен масштаб протогранул 3-5". В организации общего поля грануляции этот масштаб занимает важное место. Его реальность подтверждается, в частности, наличием на гистограмме «число структур - размер» глубокого минимума между гранулами и протограну-лами. Время жизни протогранул заметно больше время жизни гранул (>17ш). На границах протогранул отмечается усиление напряженности магнитного поля. Если в "спокойных" площадках фотосферы протограну-лы выявляются со слабым контрастом, то в местах усиления напряженности магнитного поля они видны достаточно отчетливо. Таким образом, даже в спокойных областях на границе супергранул, где магнитное поле усилено, они проявляются более четко, при этом их размеры, как и гранул, несколько уменьшаются. Этим в частности объясняется изменения характеристик тонкой структуры от места к месту (локализация структур) на поверхности спокойного Солнца. Гранулы и протогранулы обусловлены, по-видимому, одним механизмом генерации. Важная роль масштаба протогранул определяется в большей степени не величиной контраста яркости, а доменной структурой окружающего магнитного поля. Ниспадающий элемент, в областях границ протогранул, обеспечивает над собой область с пониженным давлением, а это, в свою очередь, адвекцию тепла к границам структуры. Магнитное поле, при этом, сносится не к границам гранул, а к границам протогранул, образуя "домены" с характерным масштабом 3"-5" и временем жизни ~ часа, что значительно больше, чем среднее время жизни гранул. Это получает подтверждение в результатах исследования лучевых скоростей на разных высотах. Так, пик в спектре мощности в интервале частот соответствующий размерам протогранул (рис.316), наблюдается во всех спектральных линиях и непрерывном спектре. Максимальная амплитуда пика приходится на границу супергранулы. Дискретные образования в поле яркости, - гранулы и, особенно протогранулы, имеют высокую корреляцию с аналогичными масштабами в поле скорости: показатель когерентности ~ 0,8 до высот ~ 250-300км. Это означает, что часть прогретых конвективных элементов может проникает на большие высоты фотосферы.

Если в спокойной и слабовозбужденной фотосфере, как мы установили в гл. II и III, магнитное поле при структуризации солнечной поверхности играет лишь заметную роль, то в активной области и, особенно, в пятне влияние его существенно. Исследование пяти лучших снимков пятна, полученных на СССО в третьем полете показывает, что в структуре тени пятна наблюдается набор темных ячеек размерами 1-1,5" (тип I) и 3-4,5" (тип II). На стыках ячеек типа I наблюдаются светлые точки тени. Интенсивность ячеек типа II зависит от плотности упаковки ячеек типа I. В соответствие с этим определяется размер и яркость светлых точек тени.

Изучение эволюции ряда пятен на протяжении нескольких суток показало, что в строении и эволюции пятна основная роль принадлежит ячейкам типа II. Распад пятна происходит путем фрагментации его на ячейки II, а затем и на ячейки типа I. Ход эволюции и структурообразова-ние в тени и полутени пятна получает наиболее полное объяснение, если представить магнитное поле пятна как набор магнитных жгутов — трубок размером I и II. В такой модели тени пятна, могут действовать оба известных альтернативных механизма переноса энергии: Ноблоха-Вейса (центральная часть пятна) и Обридко-Паркера (периферия).

Теоретические расчеты прохождения Альфвеновских р-волн в условиях открытых границ показывают, что над пятном существует зона, в которой они эффективно трансформируются в МГ-волны. Если при расчете предположить, что р-моды - это замедленные магнитозвуковые волны, то оба метода расчета: метод прохождения (фильтр частот) и метод расчета собственных частот (резонатор) дает непротиворечивые результаты. Амплитуда колебаний должна в этой зоне увеличиваться, а затем спадать с высотой. Дествительно, такое поведения амплитуды поля скоростей было подтверждено в наблюдениях по спектральным линиям образующихся на разных высотах.

Приведенные в диссертации исследования показывают, что колебания м.п. в тени пятна с периодами 3-5 минут наблюдаются не во всех пятнах. Возможно, это связано с тем, что возбуждение колебаний м.п. носит характер коротких цугов локализованных в небольших площадках тени.

Долгопериодические колебания м.п. в интервале периодов 10-50 минут наблюдаются также виде непродолжительных всплесков, но действуют на значительно большей площади пятна.

1. Гершуни Г.З., Жуховицкий Е.М. Конвективная устойчивость несжимаемой жидкости. -М.: Наука. 1972. 392с.

2. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Гидродинамика. Т.8 -М.: Наука. 1986. 736с.

3. Монин А.С. Теоретические основы геофизической турбулентности. — Гидрометиздат, 1988. 424с.

4. Гетлинг А.В., Формирование пространственных структур конвекции Рэлея-Бенара. УФН Т. 161 №9. С1.

5. Busse F.H., Hydrodynamic Instabilities and the Transition to Turbulence/Eds. H.L. Swinny, J.P.Gollub.- Berlin: Springer-Verlag, 1981

6. Федер.Е. Фракталы. M.: Мир, 1991 .-254 с.

7. Гленсдорф П., Пригожин И. Термодинамическая теория структуры, устойсивости и флуктуаций. -М.: Мир, 1973.

8. Clever R.M., Busse, F.H. //Nonlinear oscillatory convection. — 1987, J. Fluid Mech., v.176, p.403.

9. Гершуни Г.З., Жуховицкий E.M., Непомнящий A.A Устойчивость конвективных течений.-M.: Наука. 1989. 320с.

10. Ziedentopf Н., // Konvektion in Sternatmospheren.I. Astron. Nachrichten. -1933.247. 297-306.

11. Bohm-Vitense, E.: 1961/ Considerations on Localized Velocity Fields in Stellar Atmospheres: Aerodinamic Phenomena in Stellar Atmospheres, IAU Symp. 12, Nuovo Cim. Suppl. Ser. 10 v.22, p.330

12. Oda N. // Morphological Study of the Solar Granulation. Ill: The Mesogranulation -1984, Solar Phys. v.93.243

13. Plaskett, H.H.: // Solar Granulation. 1936, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. v.96, p.402

14. Гетлинг A.B. // Формирование пространственных структур конвекции Рэлея-Бенара. 1991. УФНт.161 №9.

15. Richardson, R.S. and Shwarzschild, М. // On the Turbulent Velocities of Solar Granules. 1950. Ap.J. v. 111. 351

16. Schatzman, E. : // Sur une Nouvell Theorie de la Granulation Solaire. II: Propagation dans une Atmosphere Isotherme. -1954, Bull.CI. Sci. Acad. Roy. Belgique. 40. 139

17. Крат В.А, Шпитальная A.A. О движении плазмы в поле солнечной грануляции. Солнечные данные. 1974. №2. С. 63-69.

18. Krat V.A., Karpinsky V.N., Pravdjuk L.M.- Solar Phys., 26. 305.

19. Крат В.A. Флуктуация яркости на солнечном диске и яркость гранул. 1960, Солнечные данные. 1960. №10. С. 63-69.20. Прокофьева И.А. 1957г.

20. Lighthill M.J. 1953. Proc. Roy. Soc. A211.564

21. Moore R.L. 1967. IAU Symp., 28. 405.

22. Карпинский B.H. //Отсутствие корреляции между яркостью и лучевой скоростью в тонкой структуре нижней фотосферы Солнца. Письма в Астр, журнал, 1979, 5, №10, с.552-556.

23. Кушнир М.В. // О тонкой структуре распределения вертикальных скоростей в атмосфере Солнца. 1983, Солн. данные, №10, с.80-87.

24. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Кушнир М.В. // Тонкая структура поля скоростей фотосферы. Спектр мощности и когерентность. 1987, Солн. данные, №3, с.87-94.

25. Абдусаматов Х.И., Златопольский А.Г. // Движение вещества и его связь с тонкой структурой фотосферы. — 1993, Солн. данные, №4, с.67-74.

26. Карпинский В.Н. // автореф. Док. дисс(СД №4,1993г.)

27. Mattig,W., 1980, Astron. Astrophys. 83,129

28. Durrant С. J., Nesis A., // Vertical structure of the Solar Photosphere. -1982. Astron. Astrophys., 111, 272.

29. Wiehr E., Kneer F. // Spectroscopy of the Solar photosphere with high spatial resolution. 1988. Astron. Astrophys., 195, 310.

30. Durrant C.J., Nesis A., Mattig W.//Overshoot of horizontal and vertical velocities in the deep Solar photosphere. -1982. Astron. Astrophys., 201, 153.

31. Muller R., Roudier Th. // The structure of the solar granulation. — Solar Physics, vol. 107, no. 1, 1987, p. 11-26

32. Espagnet O., Muller R., /Roudier Th., Mein N. //Turbulent power spectra of solar granulation. 1993, Astron. Astrophys., 271, 589

33. Brandt, P.N., Greimel, R., Guenther, E., Mattig, W.//Applying Fractals in Astronomy, edited by Andre Heck and Jean M. PErdang. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York. Also Lecture Notes in Physics, 1991 vol 3, p.77

34. Ledoux, P.; Schwarzschild, M.; Spiegel, E. A. //On the Spectrum of Turbulent Convection.- Astrophysical Journal, vol. 133, p. 184.

35. Title,A.M.,Topka,K.P.,Tarbell T.D.,Schmidt W.,Balke C. and Scharmer G., 1992, Ap.J.,393,782.

36. Nordlund, A: 1984a in S.L.Keil (ed.), Small-Scale Dynamical Processes in the Solar and Stellar Atmospheres, Sac.Peak Obs., Sunspot, New Mexico, p.174.

37. Stein, R.f., Nordlund, A., Kuhn,A.: 1989 Solar and Stellar Granulation, Kluwer Academic Publ.,Dordrecht, Holland, p.381.

38. Steffen,M., Gigas,D., Holweger,H., Kruss,A. and Ludwig,H.-G.: 1990 in Solar Photosphere: Convection and Magnetic Fields, Kluwer Academic Publ.,Dordrecht, Holland, p.213.

39. Gadun, A.S. and Vorob'yov, Yu.Yu: 1995, Solsr Phys. 159, 45.

40. Rast, M.P. The scales of granulation, mesogranulation and supergranulation, Ap.J. 597: 1200-1210, 2003 November 10.

41. Rast, M.P., Nordlund, A., Stein, R.F. &Toomre, J. 1993, Ap.J., 408, L53

42. Rast, M.P., Toomre, J. 1993, Ap.J. 419, 224.

43. Ikhsanov R.N., Parfinenko L.D., Efremov V.I.//Solar Phys. 1997 v.l70,p.205

44. Rast, M.P., 1991 in Challenges to Theories of the Structure of Moderate Mass Stars, ed. D.Gough & Toomre (Berlin: Springer), 179.

45. Krishan, V. //Inverse Cascade in Hydrodynamic Turbulence and its Role in Solar Granulation.- 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.329.

46. Наговицин Ю.А., Изучение свойств пространственной картины флуктуаций яркости в фотосфере Солнца на основе аналогий с нелинейной механикой. Известия ГАО №212, 1998.

47. Hansky, A. //Photographies de la granulation solaire faites a Poulkovo. -1905, Mitteilungen der Nikolai-Hauptsternwarte zu Pulkowo, №1, p.81-84.

48. Janssen J.P. //Annales de L'observatore D'astronomie Physique de Paris (Meudon). 1896.

49. Bray R.J., Loughhead R.E., Dun-ant C.J., -1984,The Solar Granulation (Cambridge Univercity Press).

50. Окунев O.B., Правдюк JI.M. // Пространство-временная структура фотосферного поля яркости. В сб. Крупномасштабная структура солнечной активности достижения и перспективы. 1999, С.205

51. Efremov,V.I., Ikhsanov, R.N. -2004, Proceedings IAU Symposium No. 223.

52. Правдюк JI.M., Капинский B.H., Андрейко A.B. // Солн.данные 1974 №2 c.70-83

53. Э.Прист. 1985, M. Мир. Солнечная магнитогидродинамика.

54. Brandt P.N.,ET, 1989, Solar and Stellar Granulation , NATO т.263,р.305 // Vortex Motion of the Solar Granulation.

55. Namba, O. and Diemel, W.E.: 1969, Solar Phys. 7,167

56. Rosch, J. //Observations sur la Photosphere Solaire., 1959, Ann. Astrophys.22, 584.

57. Mehltretter, J.P. //Ballone-Borne Imagery of the Solar Granulation II: The Lifetime of Solar Granulation. 1978, Astron. Astrophys. 62, 311.

58. Title, A.M., and SOUP team //Flow, random motions and oscillations in solar granulation derived from the SOUP instrument on Spacelab2. 1989, Solar and Stellar Granulation, NATO Ser.,v. 263 p.225.

59. Kawaguchi, I. //Morphological study of the Solar Granulation II: The fragmentation of Granules. 1980, Solar Phys. 65, 207.

60. Dialetis, D., Macris, C., Prokakis, T. And Sarris, E. //The Lifetime and Evolution of Solar Granules. 1986, Astron. Astrophys. 168, 330.

61. Dialetis, D., Macris, C., Muller, R. and Prokakis, T. // A Possible Relation between Lifetime and Location of Solar Granules.- 1988, Astron. Astrophys. 204, 275.

62. Dialetis, D., Macris, C., Muller, R. and Prokakis, T. //On the Granule Lifetime Near and Far Away from Sunspot. 1989, Solar and Stellar Granulation. NATO ser. Vol. 263 p.327.

63. Carlier, A., Chauveau, F., Hugon, M. and Rosch, J. // Cinematographi a Haute Resolution Spatiale de la Granulation Photospherique.- 1968. Compt. Rend. Acad. Sci. Paris B, 266, 199.

64. Namba, O. // Evolution of'Exploding' Granules. 1986, Astron. Astrophys. 161,31.

65. Hirzberger, J. Bonet, J.A., Vazquez, M.& Hanslmeir, A. 1999a, Ap.J., 515, 441.

66. Hirzberger, J. Bonet, J.A., Vazquez, M et.al. Ap.J. 1997, 480, p406

67. Title, A.M., Tarbell, T.D., Simon, G.W., and the SOUP team //White-Light Movies of the Solar Photosphere from the SOUP Instrument on Spacelab2. -1986, Adv. Space Res. 6, № 8, p.253.

68. Bray, R.J., Loughhead, R.E, and Durrant, C.J. // Solar Granulation. 1984. Cambridge Press, Cambridge.

69. Alissandrakis, C.E., Dialetis, D. and Tsiropoula, G //Determination of the Mean Lifetime of Solar Features from Photographic Observation. 1987 Astron. Astrophys. 174,275.

70. Kawaguchi, I. 1980 Sol.Phys., 65, 207

71. Bahng, J., Schwarzschild, M. //Lifetime of Solar Granules. 1961, Astrophys. J. 134, 312.

72. Graves, J.E. and Pierce, A.K. //The Morphology of Solar Granulations and Dark Networks. 1986, Solar Phys., 106, 249.

73. Namba, O., Diemel, W.E. Solar Physics, 87, p.243

74. Roudier, Th. and Muller, R. //The structure of the solar granulation. — 1986, Solar Phys., 107, 11.

75. Espagnet, O., Muller, R., Roudier, Th., and Mein, N. // Turbulent power spectra of solar granulation. — 1993, Astron. Astrophys. 271, 589.

76. Karpinsky, V.N. //Properties of the solar granulation. 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.67.

77. Mandelbrot, B. 1977, Fractals .Freeman, San Fracisco.

78. Наговицын Ю.А. // О фрактальной структуре картины крупномасштабных флюктуаций яркости на Солнце. Известия Г АО №211, 1996

79. Bray, R.J. 1982, Solar Phys., 77, 299.

80. Карпинский В.Н., Правдюк JI.M. // 1972, Солнечные данные №10, с.79

81. Nordlund, A: 1984a in S.L.Keil (ed.), Small-Scale Dynamical Processes in the Solar and Stellar Atmospheres, Sac.Peak Obs., Sunspot, New Mexico, p. 174.

82. Altrock, R.C. //The Horizontal Variation of Temperature in the Low Solar Photosphere. 1976, Solar Phys.47, 517.

83. Keil, S.L. and Canfield, R.C. //The Height Variation of Velocity and Temperature Fluctuations in the Solar Photosphere. 1978, Astron. Astrophys. 70, 169.

84. Durrant, C.J. and Nesis, A. //Vertical Structure of the Solar Photosphere. -1981. Astron. Astrophys. 95, 225.

85. Карпинский B.H //Фотометрический профиль гранулы и горизонтальные производные яркостной температуры в грануле. —1980, Солнечные данные №1, с.

86. Карпинский В.Н //Морфологические элементы и характеристики тонкой структуры поля яркости фотосферы вблизи центра Солнца. -1980, Солнечные данные, №7, с.

87. Kneer, F.J., Mattig, W., Nersis, A.,and Werner, W. //Coherence Analysis of Granular Intensity. 1980, Solar Phys. 68, 31.

88. Ikhsanov, R.N., Parfinenko, L.D., Efremov, V.I. //On the Organization of Fine Structure of thr Solar Photosphere. 1997, Solar Phys. 170, p.205.

89. Canfield, R.C. //The Height Variation of Granular and Oscillatory Velocities. 1976, Solar Phys. 50, p.239.

90. Keil, S.L. //The Interpretation of Solar Line Shift Observation. 1980, Astron. Astrophys., 82, 144.

91. Durrant, C.J., Mattig, W., Nesis, A., Reiss, G., and Schmidt, W // Studies of Granular Velocities. VIII: The Height Dependence of the Vertical Granular Velocity Component. 1979,Solar Phys., 61, 251.

92. Durrant, C.J., Nesis, A., //Vertical Structure of the Solar Photosphere.- 1981, Astron. Astrophys., 95, 221.

93. Durrant, C.J., Nesis, A., //Vertical Structure of the Solar Photosphere II: The Small-Scale Velocity Field.- 1982, Astron. Astrophys., Ill, 272.

94. Обридко В.Н./ Солнечные пятна и комплексы активности, М., Наука, 1985

95. Bassgen, М., and Deubner, F.-L. //On the Magnitude and the Height Dependence of the Granular Vertical Flow Velocity. 1982, Astron. Astrophys., 111, LL

96. Nesis, A., Mattig, W. //The Height Dependence of Vertical and Horizontal Velocities Attributed to the Convective Overshoot in the Solar Atmosphere. 1989, Astron. Astrophys., 221, 130.

97. Deubner, F.-L. // Has Turbulent Granular Decay Been Observed? 1988. Astron. Astrophys., 204, 301.

98. Foster, T.D. J. Fluid Mech. 1969, v.37, p.81

99. Krishnamurti, R. //J. Fluid Mech. 1970, v.42, p.295

100. Busse, F.H., Whitehead, J.A. // J. Fluid Mech. 1974, v.66, p.67

101. Krishan, V. //Inverse Cascade in Hydrodynamic Turbulence and its Role in Solar Granulation.- 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.329.

102. Leighton, R.B, Noyes, R.W., Simon, G.W. -1962, Astrophys.J., 135, 474.

103. Deubner, F-L, 1971, Sol. Phys., 17, 6.

104. Giovanelli, RG. 1980, Sol. Phys., 67, 211.

105. Rimmele, T. & Schroter E.H.,1989 A&A, 221, 137.

106. Hathaway,D.H., Beck J.G., R.S.,Han, S., & Raymond, J., 2002, Sol.Phys. 205, 25.

107. Simon, G.W., 1967, Z.Astrophys., 65, 345.

108. November, L.J. & Simon, G.W., 1988, Ap.J., 333, 427 .

109. Wang, H.& Zirin,H, 1988, Sol. Phys., 115, 205.

110. Muller,R., et al. 1992, Nature, 3 56, 322.

111. November, L.J., Sol. Phys., 154, 1.

112. De Rosa,M., Duvall, T.L. & Toomre,J., 2000, Sol. Phys., 192, 351.

113. Simon, G.W.,& Leigthon, R.B., 1964, Ap.J. 140, 1120.

114. Miller, P., Foukal, P. & Keil, S.1984, Sol.Phys., 92, 33.

115. Ихсанов P.H., 1970. Солн. данные, №4. с. 108.

116. Ихсанов Р.Н., //О некоторых общих свойствах структуры солнечных магнитных полей. 1975, №2, с.91.

117. Bumba, V., Howard, R. // 1965, Astrophys.J., 141, 1492.

118. Muller R.,et. al. -1988, Sol.Phys., v. 126, p.53

119. November, L.J., Toomre, J., Grebbie, K.B., and Simon, G.W. —1981, Astrophys. J., 245, LI23.

120. Wang, H. // Do mezogrannulation exist? 1989, Solar Physics, 123, 21.

121. Kouchmy, S., Lebecq, C. 1986, Astron. Astrophys., 169, 323.

122. Oda, N. 1984, Solar Physics, 93, 243

123. Rieutord,M; Roudier,T; Malherbe, J.M. et al (2000-03-07) oai: arXiv.org: astro-ph/0003094

124. D.-Y.Chou, C.-S. Chen, K.-T.Ou, and C.-C. Wang, 1992, Ap.J. 396,333.

125. Ueno, S. & Kitai,R. 1998, PASJ,50,125.

126. Shine,R.A., Simon G.W.,& Hurlburg,N.E., 2000, Sol.Phys. 193, 313.

127. Brandt, P.N., Scharmer, G.B., Ferguson, S., Shine, R.A., et al. -1988, Nature 335, 238.

128. Muller, R //The Fine Structure of the Quiet Sun 1985, Solar Physics,100, 237.

129. Mattig W., Mehltretter J.P.,Nesis A., Study of Granular Velocity, I. Granular Dopier Shifts and Convective Motion. -1969, Solar Phys., 10, 254-261.

130. Namba O., Diemel W.E., A Morphological Study of the Solar Granulation, -1969, Solar Phys., 7, 178-186.

131. Leighton R.B., The Solar Granulation, Ann. Rev. Astron. Astrophys.,1963, 1, 19-40.

132. Edmonds F.N.,Jr., A Statistical Photometric Analysis of Granulation

133. Across the Solar Disk, -1962, Astrophys. J. Suppl., 6, 357-406.

134. Wilson P.R., Temperature Fluctuations in the Solar Photosphere, -1969,1. Solar Phys.,6, 364-380.

135. Зирин Г., Солнечная атмосфера, М., Мир, 1969.

136. Beckers J.M., Parnel R.L., The Interpretation of Velocity Filtrograms, II,1969, Solar Phys., 9,39-50.

137. Kirk J.G., Livingston W.C., A Solar Granulation Spectogram, -1968,1. Solar Phys.,3,510-512.

138. Betcov,R & Criminale,W.O., Stability of parallel flows, Academic Press,1. Ch III., 1967.

139. Wiess, N.O. Nuture, 1992, v.356.

140. Вахтов B.H., Ефремов В.И., Ихсанов P.H., Кузнецов B.B.,

141. Парфиненко JI.Д. Микрофотометрический комплекс МФК-200,1996, Известия ГАО, № 211, С213.

142. Коеп, С. Significance testing of periodogram ordinates, 1990, Ар.,J. 348,700.

143. Никонов O.B., Никонова E.C., Ефремов В.И. 1999, Трудыконференции: Крупномасштабная структура солнечной активности. Достижения и перспективы.с.199.

144. Никонов О.В., Никонова Е.С,1999, Труды конференции: Крупномасштабная структура солнечной активности. Достижения и перспективы.с. 193.

145. Никонов О.В., Ефремов В.И.,Никонова Е.С.,1998, Трудыконференции: Новый цикл активности Солнца: наблюдательный и теоретический аспекты. С. 133.

146. Krat V.A.,Karpinsky V.N.,Sobolev V.M. Space Research XII. 1972 v. 12,рЛ 713.

147. Правдюк Л.М., Карпинский B.H., Андрейко А.В. Солн.данн1974,2, с.70

148. О'Нейл Э. Введение в статистическую оптику, М., Мир, 1966.

149. Roudier Т., Muller R./ Sol.Phys., 1986, 107, p. 11

150. Hirzberger J., Vazquez M., Bonet J.A., Yanslmeier A., Sobotka M./ ApJ.,1997, 480, p.406

151. Харкевич А.А./ Спектры и анализ, М., ФМЛ, 1962

152. November L.J., Simon G.W./ Ap.J., 1988, 333, p.427

153. Muller R., Auffret H., Roudier Т., et al./ Nature, 1992, 356,p.322

154. Rast M.P. Ap.J., 1995, 443, p.863

155. Ефремов В.И., Ихсанов P.H. Известия ГАО, 1994,№208,с.104

156. Koutchmy S., Lebecq С./ А.Ар., 1986, 169, р.323

157. Mitchell W.E.Jr./ Sol.Phys., 1982, 80, р.З

158. Рабинович М.И.,Сущик 1983г.,УФН т. 153 Когерентные структуры в турбулентных течениях.

159. Blackwell D.E., Menon S.L.R., Petford A.D., 1983, MNRas 204, 883В.

160. Гуртовенко Э.А., Шеминова В.А.,1983,АЖ,т.60,с.985 // Еще раз о Глубине Образования Фраунгоферовых Линий.

161. Гуртовенко Э.А., Костык Р.И., 1989, Фраунгоферов спектр и система солнечных сил осцилляторов.Киев, Наукова Думка.

162. Гуртовенко Э.А., 1985,Общее фотосферное поле скорости в области температурного минимума, предварительные результаты. АЖ.т.62,№1

163. Гуртовенко Э.А.,Шеминова В.А.,О различии в глубине образования слабых и крыльях сильных линий, 1985,АЖ,т.62,№5

164. Дерменджиев В.Н,. Спектральный анализ активности солнечных волокн. I. -1980,Солнечные Данные, №9, с.81-88.

165. Deubner, F.-L., The Sun as a Star, 1981, NASA, SP-450, p.75

166. Годун A.C.,Костык Р.И., Шеминова B.A., 1987, АЖ, т.64, с.1066.

167. Knobloch Е, Weiss N.O., M.N. 1984, 207,203

168. ParkerE.N.,Ap. J., 1979,234,333

169. Обридко В.Н.,Астрон.ж. 1974, 51,1272

170. Choudhuri A.R., Ap.J., 1986, 302, 809

171. Beckers J.M., Schroter E.H.// Solar Phys. 1968,4, 304

172. Wiehr E.//Astron.Astrophys., 1994,287, LI

173. Lites B.W., Bida T.A.Johannesson A., Schanner G.B., Ap.J.1991,373,683

174. Schmidt W., Balthasar H.// Asrt.Ap. 1994,283,241

175. Wiehr E., Degenhrdt D// Astron.Ар, 1993,278, 584

176. Tritschler A and Schmidt W.// Astron.Ap., 1997, 321,643

177. ChevalierS.//Ann.Obs.Zo-Sc, 1919,11 1310

178. Danielson R.//Ap.J., 1964,45

179. Krat V.A., Karpinsky V.N., Pravdjuk L.M.// Solar Phys., 1972,25,236

180. Ихсанов P.H.: Солн. данные//1972, 11,62

181. Ихсанов Р.Н.: Солн. данные// 1972,11,81

182. Grossman-Doerht U., Schmidt W., Schroter E.H.// Astron.Ap. 1986, 156,347

183. Ихсанов Р.Н.//Солн. данные: 1973,10, 74

184. Bumba V.and Suda J.//ВАС, 1980,31,101

185. Суда Я.// сб. "Физика солнечных пятен"(тр.УШ консульт.совещ. по физ. Солнца) М.,Наука, 1976,42

186. Ихсанов Р.Н.// Солн. данные: 1974,12, 81

187. Garcia De la Rosa J.I.// Solar Phys., 1987,112,49

188. Uchida,Y. and Sakurai,T., 1975, Publ.Astron.Soc.Japan, 27, 259.

189. Scheuer,M.A. and Thomas, J.H., 1981, Solar Phys. 71,21.

190. Thomas, J.H. and Scheuer,M.A., 1982, Solar Phys. 79,19

191. Zugzda Y.D., Locans,V.,Staude,J., 1983, Solar Phys.82,369

192. Zugzda Y.D.,Staude,J.,Locans,V, 1984, Solar Phys.91,219

193. Zhukov,V.I.,Efremov,V.I.,Nuraliev B.T., 1987, Solar Phys., 109,403

194. Thomas,J.H.,1985, Astron.Austr.J.Phys.,38,811.

195. Zhukov,V.I., 1985, Solar Phys.,98,39.

196. Geronicolas, E.A., 1977, Ap.J.,211,966.

197. Thomas,J.H.,1978 Ap.J.,225, 275.

198. Betchov,R.,Criminale,W.O.,1967 Stability of parallel flows,Academic press, Ch. III.

199. Parfinenko,L.D., solar Phys.,2003, 213, No2,291.

200. Могилевский Э.И.,Обридко В.Н.,Шелтинг Т.Д., Астр.Циркуляр 1972,№669,1

201. Gurman B.J. and House L.L.,1981, Solar Phys.71, 5

202. Thomas J.H.,Gram L.E. and Nye A.H., Ap.J., 1984,285, 368

203. Buchuran G., Phys.Solariterr,Potsdam, 1983, 20,29

204. Milovanov V.N.,1980 Solariterr, Potsdam, 1987,13,109

205. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. ,1996, ФЖ, 73, №1, ЮЗ

206. Horn T.,Staude J.,Landgrat V., Solar Phys., 1987,172,69

207. Ruedi I., et.al., A&A, 1998, 335, L97

208. Balthazar H., Solar Phys., 1999, 187, 3 89

209. Zhugzhda Y., Balthazar H.,Staude J., 1999, A&A, 355, 347

210. Наговицина Е.Ю., 1990, Солн. данные, №5, 79.

211. Наговицин Ю.А, Вяльшин Г.Ф., 1990, Солн. данные, №9, 91

212. Гельфрейх и др., 2000, Joint European National Astronomy Meeting Moskov: GEOS, 119.

213. Вяльшин Г.Ф., Наговицин Ю.А, Гольдвари Т.Б., 2001,Межд. конфер. «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля»,с. 101.

214. Efremov,V.I., Ikhsanov, R.N., Parfinenko, L.D. -2004, Proceedings IAU Symposium No. 223.