Структура, динаміка та еволюція дрібномасштабних магнітних елементів у фотосфері Сонця

Ми також дослідили допплерівські зміщення спостережуваних профілів Стокса близько 170 ліній заліза за допомогою методу, розробленого дисертантом у роботі [3]. В основі методу лежить припущення, що допплерівські зміщення дуже сильних ліній, як у магнітних, так і в спокійних ділянках Сонця близькі до нуля. Ми скористались лінією Mg I  517.27 нм. Її ядро утворюється високо в атмосфері, де немає конвективних рухів, а інші рухи не настільки значні, щоб змістити ядро широкої лінії. Тому зміщення ядра лінії  517.27 практично дорівнює нулю, і її можна використовувати як репер. Спочатку були визначені абсолютні зміщення I-профілів ліній заліза за даними FTS-спостережень [44] в спокійних і в магнітних ділянках Сонця. Одержані залежності променевої швидкості від висоти підтвердили відомий ефект зменшення синіх зміщень з висотою і з посиленням магнітного потоку, тобто ефект почервоніння зміщень. Підкреслимо, що наші результати для спокійного Сонця задовільно співпали з раніше одержаними іншими авторами даними. Це переконало нас у надійності запропонованого методу. Але наші результати характеризують рухи елементів поверхні, що мають розміри, порівняні з роздільною здатністю FTS-спостережень [44], тобто 7000 км (10"). Такі елементи містять як дрібномасштабні магнітні утворення, так і немагнітне оточення, тому швидкості, оцінені за зміщеннями I-профілів, не дають чистої інформації про рухи у магнітних утвореннях. Щоб подолати цю проблему потрібно мати роздільність кращу за 0.5", або спостережувані V-профілі. Тому ми повторили аналогічний аналіз, як тільки одержали дані спектрополяриметричних FTS-спостережень [60]. На рис.3 показані залежності променевих швидкостей від висоти у спокійних і у магнітних ділянках, визначених за абсолютними зміщеннями I-профілів (а) і V-профілів (б) для одних і тих же ліній заліза. Порівнюючи їх, можна зробити висновок, що у магнітних елементах (рис.3б) переважають низхідні рухи (?0.2 км/с) на рівні нижньої фотосфери, які з висотою у фотосфері змінюються на висхідні (?-0.2 км/с). З цього випливає, що в середніх фотосферних шарах магнітних утворень відбувається інверсія променевої швидкості. Ефект інверсії також видно на рис.3а для оцінок швидкостей у факельних площадках. Слід зазначити, що в роботі Соланкі і Стенфло [58] на основі FTS-спостережень [60] були визначені відносні зміщення V-профілів, але інверсії в межах ±0.25 км/с не знайдено. Ми вважаємо, що завдяки визначенню абсолютних зміщень нам удалося коректно проаналізувати FTS-спостереження [60] V-профілів і виявити систематичні рухи у магнітних утвореннях.

Для з'ясування причин залежності променевих швидкостей від висоти ми в роботі [20] виконали моделювання допплерівських зміщень ліній заліза у спокійній фотосфері в рамках гідродинамічних моделей (ГД), які описані в [38]. Результати моделювання задовільно збіглися з даними спектральних спостережень, що підтвердило достовірність виконаного моделювання. Згідно з даними ГД-моделей, на вершині проникаючої конвекції (200-300 км над поверхнею) посилюються горизонтальні потоки розтікання речовини. Саме в цій зоні фотосфери починається перебудова грануляційної картини. Гранули (конвективні елементи) стають темнішими, ніж міжгранульні проміжки. Тобто виникає інверсія грануляції, або так званий ефект обернення грануляції [48]. Вище цієї зони проникаюча конвекція майже припиняється. Це сприяє зменшенню швидкості висхідних рухів речовини в цій частині спокійної фотосфери. Аналогічне моделювання було проведене для магнітних ділянок фотосфери в роботі [3] з використанням МГД-моделей [1,37]. Аналіз результатів показав, що магнітне поле гальмує конвекцію. Середня швидкість висхідних рухів у гранулах зменшується, а швидкість низхідних рухів у міжгранульних проміжках збільшується. Також змінюється структура грануляції. Площа гранул зменшується, а міжгранульних проміжків збільшується.

Отже, дослідження зміщень профілів Стокса у рамках МГД-моделей магнітогрануляції, а також на основі спостережень в ділянках сітки і факелів, переконливо довели наявність стаціонарних низхідних рухів у глибоких шарах дрібномасштабних магнітних елементів.

Розділ 5. Вміст хімічних елементів у дрібномасштабних магнітних утвореннях. Якщо в сонячній короні є залежність вмісту хімічних елементів від першого потенціалу іонізації (FIP-ефект), тоді виникає питання про наявність FIP-ефекту у фотосферних магнітних трубках. Щоб відповісти на це питання, ми в роботі [25] визначили вміст багатьох хімічних елементів, використовуючи однорідний спектрополяриметричний матеріал FTS-спостережень [60] в сіткових і факельних площадках.

Для аналізу було вибрано 93 лінії поглинання 13 хімічних елементів. Синтез профілів Стокса виконувався в наближенні ЛТР з використанням двокомпонентних моделей трубок, одержаних Соланкі в [57] для ділянок сітки і факельних площадок. Ці моделі описують осесиметричні магнітні трубки, які розширюються з висотою у спокійній фотосфері, і зливаються між собою на висоті 360-420 км. Для обчислення профілів Стокса в рамках прийнятих моделей ми вибрали 30 вертикальних променів (колонок), які перетинають трубку на різних відстанях від її осі. Обчислені профілі Стокса для кожної колонки усереднювались з відповідною вагою по всьому об'єму, який займала трубка й навколишнє середовище. Ця процедура була необхідна для порівняння обчислених профілів зі спостережуваними профілями низького просторового розділення.

Вміст хімічних елементів у трубках визначався шляхом узгодження середніх амплітуд синтезованих і спостережуваних V-профілів. У процесі синтезу профілів Стокса ми зіткнулися з відомою проблемою обчислення фактора б, який визначає долю поверхні, заповнену магнітним полем в ділянці, де спостерігалися профілі Стокса. Неможливо одночасно обчислити і вміст елементів, і фактор б. Але ми знайшли шлях, як обійти цю проблему. Достатньо прийняти, що вміст одного з хімічних елементів достовірно відомий, і потім визначити вміст інших елементів відносно нього. У цьому разі в аналізі можна використовувати відношення амплітуд V-профілів, і необхідність в даних про фактор б відпадає. В якості елемента з відомим вмістом ми вибрали залізо. Значення його вмісту AFe = 7.46. У результаті наших обчислень і ретельного аналізу ймовірних похибок (див. [25]) було знайдено вміст Al, C, Ca, Cr, Fe, Na, Ni, O, Sc, Si, Ti, Y, Zn у спокійній фотосфері Сонця та в ділянках супергрануляційної сітки і факельних площадок.

На рис.4 приведені отримані результати у вигляді відношення вмісту хімічних елементів у магнітних трубках до їхнього вмісту в незбуреній фотосфері. Видно, що є залежність одержаних відношень від першого потенціалу іонізації елементів, або від FIP. Це означає, що у магнітній сітці і факельних площадках виявлено слабкий FIP-ефект. Для магнітної сітки він дещо більший. В середньому для елементів зі значеннями FIP < 10 еВ надлишок вмісту дорівнює 0.08 dex, що відповідає фактору 1.2. Зважаючи на похибку такого аналізу, яка досягає 0.1 dex, цей надлишок не можна вважати істотним. Але важливіше те, що верхня межа (3?) надлишку вмісту елементів з низькими значеннями FIP у порівнянні з вмістом елементів з високими значеннями FIP дорівнює 0.2 dex (фактор 1.6). Звичайно, фактор 1.6 значно менший, ніж фактор 4, знайдений для корони і повільного сонячного вітру, але він виявився близьким до факторів 1.25-1.66, одержаних недавно для перехідної зони Сонця [62].

Таким чином, на підставі наших результатів можна вважати, що слабкий FIP ефект має місце в сітці та факельних площадках. Звідси випливає, що у фотосферних і підфотосферних шарах магнітних утворень відбувається слабка сегрегація хімічних елементів з низькими і високими значеннями FIP.

Розділ 6. Моделі дрібномасштабних магнітних елементів - фотосферних яскравих точок. В останнє десятиріччя з'явилися нові докази того, що яскраві точки, які спостерігаються у фотосфері, тотожні дрібномасштабним магнітним елементам або магнітним трубкам. Як ізольовані окремі об'єкти фотосфери вони чітко виділяються на зображеннях Сонця, отриманих за допомогою фільтрів у так званій молекулярній G-смузі (? ? 430.5 нм). Їхню яскравість можна простежити в часі та по висоті. У хромосфері вони спостерігаються за допомогою фільтрів у вузьких ділянках крил ліній H і K Ca II та H??[49]. Здається, вже немає сумнівів, що фотосферні яскраві точки - це дрібномасштабні міжгранульні магнітні елементи. Незважаючи на це, яскраві точки до цього часу не мали напівемпіричних моделей.

Нещодавно на 2D-спектрограмах, отриманих на спектрографі Шведського вакуумного сонячного телескопа [52] в ділянках крил ліній H і К Ca II, нам вдалося виділити якісні спектри яскравих точок з розділенням 0.2" і розпочати їхнє моделювання на основі цих спектрів. Взагалі лінії H і К Ca II мають дуже широкі крила. Це дає змогу виконати томографію всієї фотосфери, навіть найглибших і майже недоступних для спостережень шарів. Також слід зазначити, що завдяки ЛТР-поведінці коефіцієнта непрозорості та функції джерела в крилах ліній H і К Ca II, діагностика стратифікації температури у фотосфері на основі крил цих ліній має значну перевагу над іншими. Тому вона є надійною та ефективною, і її можна застосовувати в інверсних кодах для обробки великого об'єму даних спектральних спостережень Сонця чи інших об'єктів.

Наш аналіз синтезованих і спостережуваних крил ліній H і К Ca II у спектрах яскравих точок з метою визначення їхньої температурної стратифікації показав, що моделювання двокомпонентних магнітних трубок не дає задовільних результатів. Тому необхідно було знайти новий підхід для визначення температури цих об'єктів. У результаті пошуків ми дійшли до наступного висновку. Оскільки спостереження [52] отримано з високим розділенням (70-100 км), для моделювання яскравих точок слід використовувати ідею однокомпонентної магнітної трубки, тобто без урахування її форми та без немагнітного оточення. У такому випадку температурна діагностика стає значно простішою, тому що замість 2D-синтезу можна використовувати 1D-синтез крил ліній H і К Ca II. Подальше моделювання яскравих точок ми виконували на основі класичного методу послідовних ітерацій. Аналіз початкових умов показав, що найкращим варіантом для стартової моделі може бути стандартна напівемпірична модель маг-нітної трубки факельних площадок Соланки [57]. Змінюючи початкову температурну залежність від висоти, ми обчислювали профілі ліній H і К Ca II, а потім знаходили найкраще узгодження їх зі спостережуваними профілями. При цьому для кожної нової температури ми повторювали обчислення газового та електрон-ного тиску, припускаючи вертикальну гідростатичну рівновагу та включаючи ЛТР-розрахунки іонізаційної рівноваги для всіх необхідних хімічних елементів. Ця процедура також включала перерахунок магнітної стратифікації при умові горизонтального балансу тиску і рівноваги по вертикалі в наближенні тонкої трубки. Параметри ізольованої тонкої магнітної трубки повністю визначалися заданою початковою температурною стратифікацією усередині й зовні трубки, а також величиною радіуса трубки, напруженості магнітного поля та зовнішнього тиску в основі силової трубки. Перед початком ітераційного процесу необхідно було вирішити проблеми синтезу протяжних крил ліній H і K Ca II. Перша проблема - це обчислення сталої затухання випромінювання внаслідок зіткнення з атомами нейтрального водню. Аналіз її впливу на інтенсивність синтезованих крил ліній H і K показав, що вона відіграє важливу роль у їхньому формуванні. Тому ми скористалися кращим, що існує на сьогодні, квантовомеханічним методом [41] для її розрахунку. Друга проблема - додаткова непрозорість в континуумі, щo утворюється завдяки великій кількості дуже слабких ліній. Вони зливаються між собою, створюючи квазіконтинуум у цій ділянці спектру. Щоб урахувати цей ефект, ми включили в синтез ліній H і K майже 3000 бленд за даними Віденської бази (VALD) та застосували масштабний множник до непрозорості в континуумі.

Крім того, використовуючи велику кількість бленд у крилах ліній H і K Ca II, ми розробили нову діагностику променевої швидкості у фотосфері та визначили висотну залежність вертикальної швидкості в яскравих точках в інтервалі висот від -100 до 300 км. Виявилося, що в яскравих точках швидкість рухів змінюється в межах ±1 км/с відносно швидкості у спокійній фотосфері. Вона може монотонно зростати й спадати з висотою, може мати інверсію або майже не змінюватися. Також виявилося, що стратифікація швидкості в яскравих точках залежить від місця їхнього розміщення відносно сонячної плями.

Основним результатом нашого моделювання були напівемпіричні моделі 14 яскравих точок (рис.5), або ізольованих магнітних трубок. Похибка визначення температури становила ±50 К. Як видно з рис.5а, яскраві точки нижче висоти 200 км в середньому холодніші, ніж спокійні ділянки фотосфери внаслідок гальмування магнітним полем конвективного перенесення енергії в трубках. Але в шкалі оптичних глибин (рис.5б) вони є більш гарячими майже по всій фотосфері. Спостережувана яскравість магнітних трубок пояснюється ефектом Вільсона. Його суть полягає в тому, що в місці розташування магнітної трубки видима поверхня Сонця (lg ?? ? 0) ніби прогинається вниз у межах трубки. Згідно з умовою рівноваги трубки з навколишнім середовищем, тиск газу плюс тиск магнітного поля всередині трубки дорівнює тиску газу зовні трубки на однаковій геометричній висоті у фотосфері. Це може бути тільки тоді, коли густина в трубці менша, ніж зовні. Зменшення густини приводить до збільшення прозорості атмосфери трубки й, тим самим, до депресії рівня поверхні lg ?? ? 0. Через створені депресією гарячі бічні стінки в трубку легко просочується випромінювання з навколишніх немагнітних підфотосферних шарів, що приводить до вирівнювання температури на рівних геометричних висотах. Завдяки цьому ми можемо спостерігати в межах трубки більш глибокі й більш гарячі шари, ніж у спокійних ділянках. Тому магнітна трубка на поверхні Сонця виглядає як яскрава точка. Якщо діаметр трубки значно більший, ніж 300 км, тоді проникаюча радіація підфотосферних шарів не може компенсувати велику різницю температур на однакових висотах. У цьому випадку на поверхні спостерігається темна пляма.

Ми також порівняли одержані температурні стратифікації яскравих точок з температурною стратифікацією моделі атмосфери для ефективної температури Teff = 6200 K. Ця модель була розрахована і люб'язно надана нам Я.В. Павленком. Зауважимо, що в обчисленнях моделі конвективне перенесення енергії до уваги не приймалося. Температура 6200 К є ефективною для магнітних трубок згідно з даними наших напівемпіричних моделей яскравих точок. Тому атмосфера, розрахована для цієї температури, описує фізичні умови у магнітній трубці в умовах променевої рівноваги. Задовільна близькість результатів порівняння означає, що у фотосферних шарах у межах магнітних трубок в основному відбувається променеве перенесення випромінювання майже до рівня lg ???= -3. Вище цього рівня в трубках починає також діяти магнітомеханічне нагрівання. Цей висновок залишається дійсним і для холодних зір сонячного типу.

Крім моделей магнітних трубок, ми вдосконалили модель спокійної фотосфери Сонця, яку назвали HSRA-SP-M. На рис.6а представлені синтезовані і спостережувані профілі ліній H і K Ca II, на основі яких була створена ця модель. Її температурна стратифікація показана на рис.6б разом зі стратифікацією для двох інших моделей HSRA і FALC. Видно, що у верхній фотосфері HSRA-SP-M на 100-150 K гарячіша, ніж HSRA, і досить добре збігається з FALC. Взагалі розбіжності між існуючими на сьогодні моделями фотосфери свідчать про те, що моделювання верхньої фотосфери з використанням ліній заліза потребує нових розрахунків з використанням радіаційної 3D-НЛТР-гідродинаміки. Тільки такий підхід зможе показати, наскільки справедливим є наближення ЛТР для непрозорості і для функції джерела в ядрах ліній Fe I і Fe II. Наша модель спокійної фотосфери вільна від впливу ефектів відхилення від ЛТР. Саме в цьому полягає її перевага над іншими моделями.

У висновках сформульовані основні результати дисертаційної роботи. У Додатку А представлені алгоритм і опис програми SPANSATM для розрахунків профілів Стокса ліній поглинання. У Додатку Б у вигляді таблиць приведені створені моделі спокійної фотосфери Сонця та яскравих точок (магнітних трубок).

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ТА ВИСНОВКИ

У дисертації викладені результати комплексного дослідження взаємопов'язаних проблем фотосферного магнетизму - проблем температурної стратифікації, вмісту хімічних елементів, тонкої структури, еволюції та динаміки дрібномасштабних магнітних елементів. Основні результати дисертації такі.

Створено напівемпіричні моделі яскравих точок, ототожнених з ізольованими магнітними трубками у фотосфері Сонця. Показано, що основним механізмом перенесення енергії в магнітних трубках до рівня lg ?? ? -3 є променеве випромінювання. Магнітні трубки у фотосфері на рівних висотах значно холодніші, ніж спокійні ділянки. Їхня яскравість зумовлена ефектом Вільсона та малими діаметрами. Зроблено висновок, що видима у л ? 400 нм поверхня Сонця - це викривлений завдяки багатьом заглибленням (?200 км) тонкий (?100 км) шар атмосфери, який перебуває в умовах променевої рівноваги і розміщений над конвективною зоною.

Удосконалено модель спокійної фотосфери Сонця на основі синтезу широких крил ліній H і K Ca II. У фотосфері Сонця ці крила утворюються в умовах локальної термодинамічної рівноваги. Через це отримана модель має перевагу над моделями, що розраховані з використанням ліній заліза.

Вперше визначено вміст хімічних елементів у магнітних трубках супергрануляційної сітки і факельних площадок. Хімічні елементи з низькими потенціалами іонізації (<10 еВ) мають вміст у магнітних трубках в 1.6 разів (0.2 dex) більший, ніж у спокійній фотосфері. Зроблено висновок про слабку сегрегацію хімічних елементів з низькими і високими потенціалами іонізації у підфотосферних і фотосферних шарах магнітних трубок.

Досліджено вплив магнітного поля на структуру сонячної магнітогрануляції. Знайдено, що зростання магнітного потоку найбільше змінює спектр потужності інтенсивності випромінювання. Внесок дрібномасштабних структур в спектр потужності інтенсивності випромінювання збільшується зі збільшенням магнітного потоку, а внесок великомасштабних структур - зменшується. Внутрішня структура і динаміка магнітних трубок ускладнюється. Зі зростанням магнітного потоку сильна магнітна трубка роздвоюється.

При дослідженні процесів еволюції сонячної магнітогрануляції виявлено новий механізм первинної концентрації магнітного поля, названий поверхневим. Він діє у поверхневих шарах центральних частин великих гранул при наявності в даній ділянці поверхні слабкого горизонтального магнітного поля. Зроблено висновок, що грануляція відіграє більшу роль у формуванні магнітних трубок, ніж це раніше передбачалося. Грануляція не тільки концентрує глобальне великомасштабне магнітне поле в трубки між гранулами, вона також формує трубки з поверхневих дрібномасштабних слабких полів. З аналізу профілів Стокса лінії Fe I  1564.8 нм виявлено, що значне збільшення червоних зміщень V-профілів є проявом конвективного колапсу магнітної трубки, тоді як збільшення синіх зміщень V-профілів указує на процеси зворотного конвективного колапсу. Знайдено, що термін життя магнітних трубок близький до 30 хв.

Отримано закон розподілу напруженості дрібномасштабних магнітних полів по поверхні Сонця в ділянках магнітогрануляції. Він свідчить, що поза плямами слабкі поля перемежовані з кілогаусовими магнітними елементами. Величина напруженості на рівні lg ?? = 0 змінюється від 2 до 200 мТл. Максимум розподілу напруженості становить 25 мТл. Зроблено висновок, що ділянки магнітогрануляції є додатковим джерелом енергії, особливо під час максимуму сонячної активності, коли вони займають майже всю поверхню Сонця.

Отримано розподіл по поверхні Сонця вертикальних швидкостей сонячної плазми в ділянках магнітогрануляції. Середнє значення швидкості 0.5 км/с вказує на перевагу низхідних рухів на рівні lg ?? = -1. Статистичний аналіз параметрів грануляції і магнітного поля, виведених із синтезованих профілів Стокса, свідчить, що в центрі магнітних трубок низхідні рухи плазми мають значно більшу швидкість. В середньому вона становить 3 км/с. У ділянках гранул зі слабкими полями плазма рухається вгору повільніше, із середньою швидкістю 0.5 км/с. Отримані результати є доказом стаціонарних рухів плазми в дрібномасштабних магнітних елементах. Аналіз коливань середньої по області магнітогрануляції вертикальної швидкості виявив нелінійний характер коливань у періоди посилення магнітного потоку.

З аналізу синтезованих профілів Стокса спектральної лінії Fe I  630.2 нм випливає, що причиною екстремальної асиметрії є надтонка структура магнітогрануляції поблизу сильних низхідних потоків плазми на межах гранул і міжгранульних проміжків. У таких місцях виникає неодноразова зміна полярності, знаку градієнтів напруженості магнітного поля й променевої швидкості вздовж променя зору. Це зумовлено посиленням локальних турбулентних процесів на межах сильних стоків між гранулами.

На основі виміряних абсолютних зміщень ліній заліза у спокійних областях фотосфери, у магнітній сітці і факельних площадках одержано висотну залежність променевих швидкостей у межах від 100 до 610 км. Виявлено інверсію променевої швидкості стаціонарних рухів у магнітних елементах. У нижніх шарах переважають низхідні рухи, а у верхніх шарах - висхідні. Моделювання ліній заліза дозволило пояснити, що відомий ефект почервоніння допплерів-ських зміщень ліній у магнітних областях виникає завдяки збільшенню площі міжгранульних ділянок та збільшенню швидкості низхідних рухів в областях магнітогрануляції при збільшенні магнітного потоку.

Побудовано таблиці ефективних висот формування ліній заліза та індикаторів чутливості цих же ліній до атмосферних параметрів, а також базу даних “Фраунгоферів спектр”. Розроблено програмне забезпечення стокс-діагностики, МГД-метод для дослідження властивостей дрібномасштабних магнітних елементів, метод абсолютизації спектральних зміщень ліній, метод визначення чутливості ліній до атмосферних параметрів, метод визначення ефективної висоти профілів Стокса. Запропоновано та розроблено діагностику стратифікації температури та швидкості у фотосфері Сонця на основі широких крил ліній H і K Ca II. Розроблені методи можуть бути особливо цінними для аналізу спектрограм, які будуть одержані з надвисоким просторовим розділенням. Вони також будуть плідними у вивченні тонкої структури і динаміки дрібномасштабних магнітних елементів в активних і в спокійних ділянках фотосфери.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ОПУБЛІКОВАНІ В РОБОТАХ

1. Атрощенко И.Н., Шеминова В.А. Численное моделирование взаимодействия солнечных гранул с мелкомасштабными магнитными полями // Кинематика и физика небес. тел.- 1996.-Т.12, N4.-C.32-45.

2. Атрощенко И.Н., Шеминова В.А. Моделирование спектральных эффектов на основании двумерных магнитогидродинамических моделей солнечной фотосферы // Кинематика и физика небес. тел.-1996.-Т.12, N5.-C.32-47.

3. Брандт П.Н., Гадун А.С., Шеминова В.А. Абсолютные смещения спектральных линий Fe I и Fe II в активных областях Солнца (центр диска) // Кинематика и физика небес. тел.-1997.-Т.13, N5. -C.75-86.

4. Гадун А.С., Костык Р.И., Шеминова В.А. Вращение солнечной атмосферы на разных высотах // Астрон. журн.-1987.-Т.64.-С.1066-1071.

5. Гадун А.С., Сосонкина М.М., Шеминова В.А. Банк данных “Фраунгоферов спектр Солнца” // Кинематика и физика небес. тел.-1992.-Т.8, N2.-С.80-82.

6. Гадун А.С., Шеминова В.А., Соланки С.К. Формирование мелкомасштабных магнитных структур: поверхностный механизм // Кинематика и физика небес. тел.-1999.-Т.15, N5.-C.387-397.

7. Гуртовенко Э.А., Шеминова В.А. О возможности уточнения однородной модели фотосферы Солнца // Кинематика и физика небес. тел.-1988.-Т.4.-С.18-24.

8. Лозицкий В.Г., Шеминова В.А. Влияние аномальной дисперсии в атмосфере Солнца на результаты измерений магнитных полей методом “отношения линий” // Кинематика и физика небес. тел.-1992.-Т.8, N1.-C.12-19.

9. Лозицкий В.Г., Шеминова В.А. Влияние высотной и поверхностной неоднородности магнитного поля на профили Стокса магниточувствительной линии FeI 525.02 нм // Кинематика и физика небес. тел.-1995.-Т.11, N4.-C.61-70.

10. Цап Т.Т., Лозицкий В.Г., Шеминова В.А., Гладушина Н.А., Лейко У.М. Диагностика мелкомасштабных магнитных полей в солнечной атмосфере: основные методы, результаты и проблемы // Изв. Крым. астрофиз. обс.-1998.-Т.94.-С.170-172.

11. Шеминова В.А. Глубины формирования магниточувствительных линий в атмосфере Солнца // Кинематика и физика небес. тел.-1992.-Т.8, N3.-C.44-62.

12. Шеминова В.А. Отклик фраунгоферовых линий на изменение температуры, давления и микротурбулентной скорости в фотосфере Солнца // Кинематика и физика небес. тел.-1993.-Т.9, N5.-C.27-43.

13. Шеминова В.А. Исследование магнитной и температурной чувствительности параметров Стокса линий поглощения в фотосфере Солнца // Кинематика и физика небес. тел.-1995.-Т.11, N2.-C.25-41.

14. Шеминова В.А. Двумерные МГД-модели солнечной магнитогрануляции. Тестирование моделей и методов стокс-диагностики // Кинематика и физика небес. тел.-1999.-Т.15, N5.-C.398-412.

15. Шеминова В.А. Линия FеI л 1564.8 нм и распределение солнечных магнитных полей // Кинематика и физика небес. тел.-2003.-Т.19, N2.-C.107-125.

16. Шеминова В.А. 2D-МГД-модели солнечной магнитогрануляции. Динамика магнитных элементов // Кинематика и физика неб.тел.-2004.-Т.20, N1.-C.3-26.

17. Шеминова В.А. О происхождении экстремально асимметричных V-профилей Стокса в неоднородной атмосфере // Кинематика и физика небес. тел.-2005.-Т.21, N3.-C.172-196.

18. Шеминова В.А., Гадун А.С. Фурье-анализ линий Fe I в спектрах Солнца, ? Центавра А, Проциона, Арктура и Канопуса // Кинематика и физика небес. тел.-1998.-Т.14, N3.-C.219-233.

19. Шеминова В.А., Гадун А.С. Эволюция солнечных магнитных трубок по наблюдениям параметров Стокса // Астрон. журн.-2000.-Т.77, N10.-C.790-800.

20. Шеминова В.А., Гадун А.С. Конвективные сдвиги линий железа в фотосфере Солнца // Кинематика и физика небес. тел.-2002.-Т.18, N1.-C.18-32.

21. Gadun A.S., Solanki S.K., Sheminova V.A., Ploner S.R. A formation mechanism of magnetic elements in regions of mixed polarity // Solar Phys.-2001.-Vol.203.-P.1-7.

22. Gurtovenko E.A., Sheminova V.A., Sarychev A.V. What is the difference between “emission” and “depression” contribution functions? // Solar Phys.-1991.-Vol.136.-P.239-250.

23. Gurtovenko E.A., Sheminova V.A. “Crossing” method for studying the turbulence in solar and stellar atmospheres // Solar Phys.-1986.-Vol.106, N2.-P.237-247.

24. Sheminova V.A. Sensitivity indicators of Fraunhofer lines // Astron. аnd Astrophys.-1998.-Vol.329.-P.721-724. (ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/J/A+A/329/721).

25. Sheminova V.A., Solanki S.K. Is the FIP effect present inside solar photospheric magnetic flux tubes? // Astron. аnd Astrophys.-1999.-Vol.351.-P.701-706.

26. Sheminova V.A., Rutten R.J., Rouppe van der Voort L.H.M. The wings of CaII H and K as solar fluxtube diagnostics // Astron. аnd Astrophys.-2005.-Vol.437.-P.1069-1080.

27. Sheminova V.A., Rutten R.J., Rouppe van der Voort L.H.M. The temperature gradient in and around solar magnetic fluxtubes // Kinematiсs and Physics of Celestial Bodies Suppl. Ser.-2005. -N5. -P.110-116.

28. Гадун А.С., Шеминова В.А. Программа расчета профилей спектральных линий поглощения в звездных атмосферах в приближении локального термодинамического равновесия // Государственный фонд алгоритмов и программ, ФАН АН УССР.-1989.-N АП0242.

29. Гадун А.С., Шеминова В.А. SPANSAT: Программа расчета профилей спектральных линий поглощения в звездных атмосферax в ЛТР приближении. - Киев, 1988.-37 с. - (Препринт / АН УССР, Ин-т теорет. физики; N 87Р).

30. Гуртовенко Э.А., Шеминова В.А. Глубины образования фраунгоферовых линий. - Киев, 1997.-35 с. - (Препринт / НАН Украины, Глав. астрон. обсерватория; N 1P).

31. Шеминова В.А. Влияние физических условий среды и атомных констант на профили Стокса линий поглощения в спектре Солнца. - Киев, 1991.-31 с. - (Препринт / АН УССР, Ин-т теорет. физики; N 87Р).

32. Шеминова В.А. Вычисление стокс-параметров магниточувствительных линий поглощения в звездных атмосферах. - Киев, 1990.-53 с. - (Рукопись деп. в ВИНИТИ, N 2940-В90).

33. Gurtovenko E.A., Sarychev A.V., Sheminova V.A. On depth-localization of values determined from fraunhofer line profiles // Solar Magnetic fields and Corone: Proс. of the XIII Consultation on Solar Physics, Odessa, 26 September-2 October 1988, “Nauka”.-1989.-Vol.2.-P.75-81.

34. Gurtovenko E.A., Sarychev A.V., Sheminova V.A. On the distinction and photospheric depths of the processes forming a fraunhofer line // Abstract book IAU Symp. 138 on Solar Photosphere: Structure, Convection and Magnetic Fields / Ed. J.O. Stenflo. - Kiev: Main Astronomical Observatory.-1989.-P.71.

35. Ploner S.R.O., Schussler M., Solanki S.K., Sheminova V.A., Gadun A.S., Frutiger C.The formation of one-lobed Stokes V profiles in an inhomogeneous atmosphere // ASP Conf. Ser.-2001.-Vol.236.-P.371-378. - (Advanced Solar Polarimetry - Theory, Observation, and Instrumentation / Ed. M. Sigwarth).

ПЕРЕЛІК ЦИТОВАНИХ ДЖЕРЕЛ

36. Атрощенко И.Н., Гадун А.С., Костык Р.И. Тонкая структура фраунгоферовых линий: результаты наблюдений и интерпретация // Кинематика и физика небес. тел.-1990.-Т.6, N6.-С.3-20.

37. Брандт П.Н., Гадун А.С. Изменения параметров спектральных линий Fe II в зависимости от величины магнитного поля (центр солнечного диска) // Кинематика и физика небес. тел.-1995.-Т.11, N 4.-С.44-60.

38. Гадун А.С. Пространственные вариации резонансной линии лития 671 нм в двумерной искусственной грануляции // Кинематика и физика небес.тел.-1999.-Т.15, N2.-С.153-160.

39. Гадун А.С. Двумерная нестационарная магнитогрануляция // Кинематика и физика небес. тел.-2000.-Т.16, N2.-C.99--120.

40. Северный А.Б. О природе магнитных полей на Солнце (тонкая структура поля) // Астрон. журн.-1965.-Т.42, N2.-C.217-232.

41. Barklem P.S., O'Mara B.J. The broadening of strong lines of Ca+, Mg+ and Ba+ by collisions with neutral hydrogen atoms // Mon. Notic. Roy. Asron. Soc.-1998.-Vol.300.-P.863-871.

42. Bellot Rubio L.R., Rodrigues Hidalgo I., Collados M., Khomenko L., Ruiz Cobo B. Observation of convective collapse and upward-moving shocks in the quiet Sun // Astrophys. J.-2001.-Vol.561.-P.1010-1019.

43. Brandt P.N., Solanki S.K. Solar line asymmetries and the magnetic filling factor // Astron. and Astrophys.-1990.-Vol.231, N1.-P.221-234.

44. Bunte M., Solanki S.K., Steiner O. Centre-to-limb variation of the Stokes V asymmetry in solar magnetic flux tubes // Astrophys. J.-1993.-Vol.268, N2.-P.736-748.

45. Henoux J.-C., Somov B.V. The photospheric dynamo. I. Physics of thin magnetic flux tubes // Astron. and Astrophys.-1997.-Vol.318.-P.947-956.

46. Keller C.U., Steiner O., Stenflo J.O., Solanki S.K. Structure of solar magnetic fluxtubes from the inversion of Stokes spectra at disk center // Astron. and Astrophys. - 1990. -Vol.233. -P.583-597.

47. Khomenko E.V., Collados M., Solanki S.K., Lagg A., and Trujillo Bueno J. Quiet-Sun inter-network magnetic fields observed in the infrared // Astron. and Astrophys.-2003.-Vol.418, N2.-P.1115-1135.

48. Leenaarts J., Wedemeyer-Bohm S. DOT tomography of the solar atmosphere. Observations and simulations of reversed granulation // Astron. and Astrophys.-2005.-Vol.431.-P.687-692.

49. Leenaarts J., Rutten R. J., Sutterlin P., Carlsson M., Uitenbroek H. DOT tomography of the solar atmosphere. VI. Magnetic elements as bright points in the blue wing of H? // Astron. and Astrophys.-2006.-Vol.448.-P.1209-1218.

50. Lites B.W. Characterization of magnetic flux in the quiet Sun // Astrophys. J.-2002.-Vol.573, N1.-P.431-444.

51. Nordlund A. The 3-D structure of the magnetic field and its interaction with granulation // Theoretical problems in high resolution solar physics / Ed. H.U. Schmidt. - Munchen, 1985.-P.101-119.

52. Rouppe van der Voort L.H.M. Penumbral structure and kinematics from high-spatial-resolution observations of Ca II K // Astron. and Astrophys.-2002.-Vol.389, N2.-P.1020-1038.

53. Sanchez Almeida J., Lites B.W. Physical properties of the solar magnetic photosphere under the MISMA hypothesis. II // Astrophys. J.-2000.-Vol.532, N2.-P.1215-1229.

54. Schussler M., MHD simulations: What's next? // ASP Conf. Ser. -2003.-Vol.307.-P.611-623. - (Solar Polarization 3 / Eds J. Trujillo Bueno, J. Sanchez Almeida).

55. Sigwarth M., Balasubramaniam K.S., Knolker M., Schmidt W. Dynamics of solar magnetic elements // Astron. and Astrophys.-1999.-Vol.348, N3.-P.941-955.

56. Solanki S.K. Small-scale solar magnetic fields: an overview // Space Sci. Rev.-1993.-Vol.31.-P.1-188 p.

57. Solanki S.K., Brigljevic V. Continuum brightness of solar magnetic elements // Astron. and Astrophys.-1992.-Vol.262, N2.-P.L29-L32.

58. Solanki S.K., Stenflo J.O. Velocities in solar magnetic flux tubes // Astron. and Astrophys.-1986.-Vol.170, N1-2.-P.311-329.

59. Stenflo J. O. Small-scale magnetic structure of the Sun // Astron. and Astrophys. Rev. -1989. -Vol.1.-P. 3-46.

60. Stenflo J.O., Harvey J.W., Brault J.W., Solanki S.K. Diagnostics of solar magnetic fluxtubes using Fourier transform spectrometer // Astron. and Astrophys.-1984.-Vol.131, N2.-P.333-346.

61. Trujillo Bueno J., Shchukina N.G., Asensio Ramos A.A Substantial amount of hidden magnetic energy in the quiet Sun // Nature. -2004.-Vol.430.-P.326-329.

62. Young P.R., The element abundance FIP effect in quiet Sun // Astron. and Astrophys.-2005.-Vol.439.-P.362-366.

АНОТАЦІЯ

Шемінова В. А. Структура, динаміка та еволюція дрібномасштабних магнітних елементів у фотосфері Сонця. - Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня доктора фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.03 - Геліофізика і фізика Сонячної системи. - Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2006.

У дисертації представлені результати комплексного дослідження властивостей дрібномасштабних магнітних елементів у фотосфері Сонця, основані на магнітогідродинамічних моделях сонячної магнітогрануляції, методах стокс-діагностики та спостереженнях, виконаних на фур'є-спектрометрі та стокс-поляриметрі Національної сонячної обсерваторії (США) і спектрографі Швед-ського вакуумного сонячного телескопа. Створено нові напівемпіричні моделі дрібномасштабних магнітних елементів, що спостерігаються у фотосфері як яскраві точки. Вдосконалено модель спокійної фотосфери Сонця. Виявлено слабку сегрегацію хімічних елементів з низькими та високими потенціалами іонізації у магнітних утвореннях. Виявлено надтонку структуру слабких магнітних полів з неодноразовою зміною полярності вздовж променя зору. Відкрито новий поверхневий механізм зародження магнітних трубок у фотосфері. Виявлено характерні особливості профілів Стокса, пов'язані з еволюційними процесами конвективного колапсу магнітних трубок. Отримано розподіл напруженості та променевих швидкостей по поверхні Сонця, зайнятій дрібномасштабними магнітними полями. Підтверджено наявність стаціонарних низхідних рухів у глибоких шарах магнітних елементів.

Ключові слова: Сонячні магнітні поля, профілі Стокса ліній, магнітні трубки, МГД-моделі, напівемпіричні моделі.

ABSTRACT

Sheminova V. A. Structure, dynamics, and evolution of small-scale magnetic elements in the solar photosphere. - Manuscript.

Doctor Degree Thesis. Speciality 01.03.03 - Heliophysics and physics of Solar System. - Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine, Kуіv, 2006.

The thesis deals with a complex study of small-scale magnetic elements in the solar photosphere based on the magnetohydrodynamic models of solar magnetogranulation, the Stokes diagnostics, and observations made with the Fourier transform spectrometer and Stokes polarimeter of the National Solar Observatory telescope (USA) and with the spectrograph of the Swedish Vacuum Solar Telescope. Semiempirical models of small-scale magnetic elements observed as bright points in the solar photosphere and a model of quiet solar photosphere are improved. Weak segregation of chemical elements with low and high first-ionization potentials in magnetic features is discovered. The fine structure of weak magnetic fields is found to be very complicated with some reversals repeated along the line of sight. A new surface fluxtube formation mechanism is discovered. Some signs of convection collapse evolution are derived from the Stokes profiles. The magnetic field strength and radial velocity distributions in the regions of solar magnetogranulation are obtained. The stationary descending motions in magnetic elements is confirmed.

Keywords: Solar magnetic fields, Stokes line profiles, fluxtubes, MHD models, semiempirical models.

АННОТАЦИЯ

Шеминова В. А. Структура, динамика и эволюция мелкомасштабных магнитных элементов в фотосфере Солнца. - Рукопись.

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук по специальности 01.03.03 - Гелиофизика и физика Солнечной системы. - Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 2006.

Диссертация посвящена комплексному исследованию физических свойств мелкомасштабных магнитных элементов в фотосфере Солнца и созданию их моделей. Результаты исследований получены на основании МГД-моделей солнечной фотосферы и стокс-диагностики с использованием высококачественных наблюдений, полученных на фурье-спектрометре и стокс-поляриметре Национальной солнечной обсерватории (Кит Пик, США) и спектрографе первого Шведского вакуумного солнечного телескопа (Ла Пальма, Испания).

Созданы полуэмпирические модели мелкомасштабных магнитных трубок, наблюдаемых как яркие точки в фотосфере Солнца. Они основаны на анализе спектров крыльев линий H и K Ca II, наблюдаемых с угловым разрешением около 0.2". Полученные модели свидетельствуют о том, что магнитные трубки холоднее, чем их окружение на одинаковых геометрических высотах в фотосфере. Сделан вывод, что лучистый перенос является основным механизмом передачи энергии в магнитных трубках до уровня lg ?? = -3. Этот вывод остается действительным и для холодных звезд солнечного типа.

Усовершенствована модель спокойной фотосферы Солнца на основании синтеза крыльев линий H и K Ca II, которые формируются в фотосфере при условии ЛТР. Благодаря этому точность параметров полученной модели выше, чем точность параметров моделей, базирующихся на синтезе линий железа.

Определено содержание химических элементов в супергрануляционной сетке и факельных площадках на основании наблюдаемых V-профилей Стокса линий поглощения и обнаружен FIP-эффект. Максимальный избыток содержания элементов с низкими потенциалами ионизации (<10 эВ) в магнитных образованиях по сравнению со спокойной фотосферой составляет 0.2 dex. Это указывает на слабую сегрегацию химических элементов с низкими и высокими потенциалами ионизации в фотосферных слоях мелкомасштабных магнитных образований.

Применение стокс-диагностики к моделированным областям солнечной магнитогрануляции с пространственным разрешением 0.05" позволило исследовать структуру, эволюцию и динамику магнитных элементов. В результате выявлена сверхтонкая структура слабых запутанных полей с неоднократной переменой полярности вдоль луча зрения. Обнаружен новый поверхностный механизм формирования магнитных трубок в центре наиболее крупных гранул при наличии слабых горизонтальных магнитных полей. Показано, что существенное увеличение сдвигов нулевого пересечения V-профилей является проявлением конвективного коллапса магнитной трубки, в процессе которого напряженность в трубке может достигать 200 мТл. Из анализа синтезированных профилей Стокса линии Fe I  1564.8 нм получен закон распределения по поверхности напряженности магнитного поля в областях магнитогрануляции в диапазоне от 2 мТл до 200 мТл. Асимметричная форма распределения и наиболее вероятное значение напряженности 25 мТл указывают на преобладание слабых магнитных полей, перемежающихся с сильными полями. Из анализа синтезированных профилей Стокса линии Fe I 630.2 нм получено распределение лучевых скоростей в областях магнитогрануляции. Средняя лучевая скорость 0.5 км/с указывает на стационарные нисходящие движения в магнитных элементах на уровне lg ?? = -1.

Получена высотная зависимость абсолютных сдвигов V-профилей Стокса наблюдаемых линий железа в сетке и факельных площадках с разной величиной магнитного потока. Обнаружена инверсия движений вещества внутри магнитных элементов: в нижних слоях движения нисходящие, а в верхних восходящие. С помощью моделирования сдвигов линий железа было показано, что эффект покраснения сдвигов обусловлен изменением структуры грануляции в магнитном поле. Чем сильнее магнитный поток, тем больше площадь межгранульных промежутков и выше скорость нисходящих движений вблизи и внутри трубок.

Представлены таблицы параметров модели спокойной фотосферы Солнца и моделей изолированных магнитных трубок, а также таблицы эффективных высот формирования часто используемых в спектральном анализе линий железа и их индикаторов чувствительности к атмосферным параметрам. Построена база данных “Фраунгоферов спектр”, которая содержит атомные и наблюдаемые параметры линий поглощения многих химических элементов.

Разработана диагностика стратификации температуры и скорости в атмосфере на основе крыльев линий H и K Ca II. Разработан МГД-метод исследования мелкомасштабных магнитных полей, а также метод определения абсолютных сдвигов наблюдаемых линий и метод расчета индикаторов чувствительности спектральных линий. Созданы алгоритм и программное обеспечение SPANSATM для выполнения синтеза профилей Стокса линий поглощения и стокс-диагностики магнитных полей в атмосферах Солнца и звезд.

Ключевые слова: Солнечные магнитные поля, профили Стокса линий, магнитные трубки, МГД-модели, полуэмпирические модели.

Размещено на Allbest.ru