Магнітні поля у сонячних спалахах середньої потужності за даними спектрально-поляризаційних спостережень

Размещено на http://www.allbest.ru/

Національна академія наук України

Головна астрономічна обсерваторія

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук

Магнітні поля у сонячних спалахах середньої потужності за даними спектрально-поляризаційних спостережень

Осика О.Б.

01.03.03 - геліофізика і фізика Сонячної системи

Київ - 2010

Вступ

Актуальність теми. Сонячні спалахи привертають до себе увагу фахівців різних галузей науки - геліофізиків, геофізиків, медиків, біологів та ін. Це обумовлено як досить складними й потужними фізичними процесами під час спалаху, цікавими з точки зору фундаментальної науки, так і суттєвими проявами впливу спалахів на міжпланетний і навколоземний простір, Землю та її біосферу. Відомо, що сонячні спалахи та інші прояви сонячної активності мають магнітну природу. Спалах на Сонці - це, по суті, реакція сонячної атмосфери на раптове вивільнення енергії, накопиченої в магнітному полі. На сьогодні є недостатньо зрозумілим, чому в одних активних областях і в одні періоди їх розвитку виникають спалахи, а в інших - ні. Деякі загальні закономірності, наприклад, наявність на Сонці потужної дельта-конфігурації, поява в існуючій групі плям нового магнітного потоку, високий горизонтальний градієнт магнітного поля тощо, дозволяють прогнозувати спалахи, час їх виникнення і потужність не однозначно, а лише у певному діапазоні ймовірних характеристик. Очевидно, це пов'язано з недостатньою інформацією про магнітні поля на Сонці, про їх тонку структуру. Згідно з сучасними даними, найдрібніші елементи сонячних магнітних полів є настільки маломасштабними (< 50 км), що не розділяються просторово навіть на найсучасніших сонячних телескопах. Тому для діагностики таких полів слід використовувати спеціальні методи, хоча вони далеко не завжди дають однозначні результати.

Особливо відчутна неоднозначність результатів для сонячних спалахів, в яких профілі спектральних магніточутливих ліній суттєво змінюються як внаслідок змін магнітного поля, так і змін інших фізичних умов. Тому на сьогодні всі дані про магнітні поля у спалахах мають не остаточний, а попередній характер. Зокрема, до недавнього часу вважалось, що магнітне поле на Сонці зменшується монотонно з переходом від фотосфери у верхні шари атмосфери. Ці висновки базувались на результатах досліджень структури магнітного поля плям і дипольного представлення поля. Однак, в роботах [27, 28] на основі аналізу спектральних даних показано, що висотний розподіл магнітного поля у спалаху є немонотонним, з висотним піком поблизу зони температурного мінімуму. Подібні спектральні дані інших авторів [23, 24] (і для інших спалахів) виявили різний характер змін поля з висотою, при якому відсутні висотні особливості. До цього часу недостатньо вивчені й швидкі зміни магнітного поля з часом у спалахах, зокрема ефект т.зв. «магнітних транзієнтів» [20, 21, 26]. Цей ефект спершу був виявлений за магнітографічними даними [36], однак спектральні дані вказують на те, що дані магнітографа в місцях сильної емісії спалахів можуть відображати не стільки магнітні, скільки температурні зміни профілів спектральних ліній. Все це свідчить про необхідність додаткових досліджень магнітних полів в областях сонячних спалахів.

Зв'язок з науковими програмами, планами, темами. Дисертаційна робота виконувалась в рамках програм фундаментальних досліджень, які проводились в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка за темою № 06БФ051-15 «Спостереження, розробка моделей і методів прогнозування сонячної активності та викликаних нею геофізичних ефектів», номер Державної реєстрації 0106U006360. Авторка дисертації під час навчання в аспірантурі брала участь у роботах за вказаною темою як виконавець.

Мета та задачі дослідження. Метою роботи є визначення з спостережень фізичних умов у сонячних спалахах, передусім магнітних полів, їх структурних і еволюційних особливостей, а також термодинамічних параметрів плазми в місцях існування цих магнітних полів.

Об'єкт дослідження - сонячні спалахи й магнітні поля на Сонці.

Предмет дослідження - маломасштабні магнітні поля й термодинамічні умови у фотосферних шарах сонячних спалахів середньої потужності (рентгенівські бали від С8.4 до М4.1).

Методи дослідження: спектрально-поляризаційні методи «центрів ваги» і метод аналізу бісекторів профілів Стокса I ± V, інверсійний метод аналізу профілів спектральних ліній на основі застосування обчислювальної програми Е.О. Барановського.

Задачі дослідження:

побудова напівемпіричних моделей, які описують магнітні поля та термодинамічні умови у фотосферних шарах сонячних спалахів;

діагностика магнітних полів у сонячних спалахах методом аналізу бісекторів профілів Стокса I ± V та методом «відношення ліній»;

спектрофотометрія нового спектрального матеріалу, який включає сонячні спалахи середньої потужності, якісний і кількісний аналіз спектральних проявів ефекту Зеємана в лініях металів різних елементів.

Достовірність і обґрунтованість результатів досліджень підтверджується оцінкою інструментальних похибок величин спектральних зміщень за телуричними лініями, повторюваністю їх для різних сонячних спалахів; несуперечливим характером повторно отриманих результатів за лініями різних спектральних діапазонів (зокрема, за лініями як червоної, так і зеленої областей спектру); використанням для інтерпретації спостережень методів, адаптованих до неоднорідної структури магнітного поля; апробацією результатів досліджень у фахових журналах, а також на міжнародних наукових конференціях.

Наукова новизна отриманих результатів. Вперше отримано наступні результати.

1. На основі аналізу профілів Стокса I ± V виявлено, що впродовж 10 хв еволюції сонячного спалаху балу М4.1 (5 листопада 2004 р.) висотна неоднорідність магнітного поля (типу гострого висотного піка з найсильнішим полем у 200 мТл на lg(500) = -2.7) повністю зникає, а замість неї виникає звичайне монотонне ослаблення магнітного поля з висотою. Цей результат виявлено на основі аналізу даних, які було проведено за 10 спектральними лініями, що формуються на різних висотах в атмосфері Сонця в області 150-330 км. Знайдено також, що область підсиленого поля при цьому не тільки розмивається, але й зміщується у більш глибокі шари зі швидкістю 3 км/с. Напівемпірична модель спалаху має два шари з підвищеною температурою: у верхній та середній фотосфері. Ці шари також зміщувались вглиб з розвитком процесу спалаху. Турбулентні швидкості у максимумі розподілу зросли при цьому майже в 5 разів порівняно зі швидкостями в незбуреній фотосфері, а густина змінювалась в 3-6 разів у напрямку як її збільшення, так і зменшення.

2. На основі аналізу бісекторів профілів Стокса I ± V показано, що у сонячному спалаху балу M1.8/2N (25 жовтня 2003 р.) існувала двокомпонентна структура магнітного поля, яка включала структурні елементи з індукцією В = 450-550 мТл протилежної (південної) магнітної полярності. Горизонтальний градієнт магнітного поля досягав у цьому місці значень 0.5 мТл/км, що в десятки разів більше, ніж для сонячних плям поблизу яскравих вузлів спалахів.

3. Для сонячного спалаху балу С8.4 (4 серпня 2005 р.) зроблено оцінку локальних магнітних полів методом «відношення ліній» Стенфло [32] і показано, що в максимумі спалаху індукція магнітного поля в маломасштабних структурах на 40-50 мТл вища, ніж в спокійних областях на Сонці. Таким чином, для більш слабкого спалаху підтверджено ефект, знайдений раніше в роботі [29] для більш потужного спалаху.

4. Для трьох спалахів різної потужності (балів M1.8/2N, M4.1/1В та С8.4/1N) виконано порівняння діагностичних відношень В(630.15)/В(630.25) та В(524.71)/В(525.02) (де В = В(лі) - індукція поля, знайдена у відповідній спектральній лінії за методом «центрів ваги») і показано, що у всіх трьох спалахах перше відношення достовірно менше одиниці і знаходиться в межах 0.62-0.75, тоді як друге є близьким до одиниці. Такі значення вказаних відношень, з позицій концепції дуже сильних (> 100 мТл) полів у субтелескопічних структурах, є суперечливими і свідчать про нееквівалентність вимірювань в парі ліній Fe I 524.71-525.02 нм (запропонованій вперше Стенфло [33]) та Fe I 630.15-630.25 нм (у якій вимірює в режимі спектрополяриметра недавно запущений японський супутник Hinode).

Практичне значення отриманих результатів. Особливості структури магнітного поля в області спалахів, виявлені авторкою дисертації, мають важливе значення для подальшого розвитку теорії сонячних спалахів як складних МГД-процесів у атмосфері Сонця. На відміну від магнітографічних даних, спектрально-поляризаційні вимірювання є більш надійними й інформативними. Вони дозволяють простежити структуру та еволюцію магнітного поля на різних висотах, виявити присутність маломасштабних компонентів із сильними полями протилежної полярності, оцінити величину і зміну інших фізичних умов (турбулентної швидкості, температури, концентрації тощо).

Особистий внесок здобувача. В роботах [1-6] здобувач брала участь в обговоренні постановки наукових завдань та виборі методик розрахунків; проводила cпектрофотометричне дослідження спостережного матеріалу, аналіз отриманих профілів ліній, визначення за ними параметрів магнітного поля і оцінка похибок вимірювань; брала участь в написанні окремих розділів спільних статей і формулюванні висновків.

Апробація результатів дисертації. Основні результати дисертації доповідались на таких наукових конференціях:

11- та 12-та Міжнародна наукова конференція молодих вчених YSC 11 та 12, які проводились у Київському національному університеті імені Тараса Шевченка, м. Київ, 2004-2005 рр.;

Міжнародна наукова конференція «Астрономічна школа молодих вчених», м. Біла Церква, 2004 р.;

Міжнародна меморіальна конференція «Астрономія та фізика космосу у Київському університеті» з нагоди 100-річчя з дня народження проф. С.К. Всехсвятського, м. Київ, 2005 р.;

IX Пулковська Міжнародна конференція з фізики Сонця «Солнечная активность как фактор космической погоды», ГАО РАН, Пулково, Росія, 2005 р.;

XXVI Генеральна Асамблея Міжнародного Астрономічного Союзу, м.Прага, Чехія, 2006 р.;

Міжнародна наукова конференція, присвячена 100-річчю з дня народження проф. О.Ф. Богородського, м. Київ, 2007 р.;

Міжнародна конференція в КрАО «Фізика Сонця: спостереження і теорія», с. Наукове, АР Крим, 2009 р.;

крім того, результати роботи впродовж 2004-2010 рр. неодноразово доповідались на наукових семінарах Астрономічної обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка.

Публікації. Результати дисертації були опубліковані впродовж 2004-2010 рр. в чотирьох статтях у фахових журналах [1-4], в 10 матеріалах та тезах конференцій [5-14].

Структура та обсяг дисертації. Робота складається з вступу, чотирьох розділів, висновків та списку використаної літератури з 139 найменувань. Обсяг дисертації складає 133 сторінки тексту, 33 рисунки та 8 таблиць.

1. Основний зміст роботи

У вступі дана загальна характеристика роботи, обґрунтовано актуальність теми дисертації, її зв'язок з науковими програмами, планами, темами, сформульовано мету і задачі дослідження, визначено наукову новизну й практичне значення отриманих результатів, особистий вклад здобувача, наведено відомості стосовно апробації роботи, вказано кількість публікацій у фахових наукових журналах та інших виданнях.

Розділ 1. Сучасні уявлення про структуру магнітного поля в активних областях та спалахах на Сонці. В оглядовому розділі дисертації містяться теоретичні й методичні відомості про проблему сонячного магнетизму, зокрема про тонку й надтонку структуру сонячних магнітних полів. Подано основні спостережні дані про структурні особливості магнітних полів на Сонці. Особлива увага приділяється магнітним полям в активних областях та сонячних спалахах, а також зміні магнітного поля з висотою в області спалахів. Розглянуто проблему «магнітних транзієнтів». Сформульовано основні проблеми в дослідженнях сонячного магнетизму.

Зокрема зазначається, що спектрально-поляризаційні дані найбільш придатні для дослідження магнітних полів у сонячних спалахах. Вони дозволяють більш надійно виміряти магнітне поле і відділити термодинамічні зміни від магнітних. Важливо також аналізувати дані у багатьох спектральних лініях, оскільки спалах захоплює широкий діапазон висот в атмосфері. Для цього доцільно використовувати спостереження на ешельному спектрографі, де є змога одночасно спостерігати дуже багато ліній різних хімічних елементів.

Для більш надійних висновків про фізичні властивості магнітоплазми в області спалахів потрібно використовувати різні методи аналізу. Важливо простежити за даними спостережень, чи тільки потужні спалахи (чи також і більш слабкі) настільки збурюють фотосферні глибини, що у них з'являються локальні дискретні особливості типу висотних піків магнітного поля та кількох гарячих шарів. Слід встановити, як довго ці особливості існують під час спалаху, чи рухаються вони вгору або вниз тощо.

Всі ці питання були заплановані як основні при роботі над даною дисертаційною роботою.

Розділ 2. Горизонтальний сонячний телескоп АО КНУ та методи вимірювань магнітних полів у сонячних спалахах. У цьому розділі описано сонячний телескоп, за допомогою якого отримано спостережний матеріал (ГСТ АО КНУ). Детально розглянуто ефект Зеємана для випадків нормального та аномального розщеплення спектральних ліній. Обговорюються застосування різних методик вимірювання для конкретних об'єктів на Сонці, переваги й недоліки кожної методики, а також похибки вимірювань.

Зазначається, що горизонтальний сонячний телескоп з ешельним спектрографом є, по суті, оптимальним інструментом для спектральних досліджень активних процесів на Сонці. Він має достатньо високу спектральну роздільну здатність (200000 у зеленій області спектру) і дозволяє за 5-20 с отримати на одну фотоплатівку спектр майже усієї видимої області від 380 до 660 нм. Типова просторова роздільна здатність на інструменті 2-3 Мм, хоча в окремі дні, зранку, можлива й на рівні 1 Мм. Звичайно, ця роздільна здатність значно гірша, ніж на найсучасніших міжнародних телескопах [31], де вона досягає 100 км, але слід врахувати, що найтонші елементи сонячних магнітних полів ще дрібніші - їх поперечний розмір менше 50 км. Тому, фактично, зараз на всіх сонячних телескопах є спільна проблема - недостатня (для повного визначення найдрібніших елементів) просторова роздільна здатність і необхідність оцінювати локальні магнітні поля не безпосередньо, а шляхом врахування субтелескопічної структури магнітного поля. Варто нагадати, наприклад, що на СТОПі - одному з сучасних телескопів Інституту сонячно-земної фізики (колишній СибІЗМІР) Сибірського відділення Російської академії наук (м. Іркутськ) - просторова роздільна здатність взагалі дорівнює 50 Мм. Тим не менше, за допомогою цього телескопа проводяться важливі дослідження маломасштабних полів приблизно тими ж методами, що й за допомогою телескопів із розділенням 0.1 Мм.

У розділі аналізуються методи «центрів ваги», бісекторів, відношення напруженостей магнітного поля в лініях, побудова напівемпіричних моделей за допомогою обчислювальних програм (зокрема програми Е.О. Барановського). Звертається увага на те, що найпростіший з них - метод «центрів ваги» - по суті є еквівалентним магнітографічному методу, але позбавленим похибок, пов'язаних зі сталою коефіцієнта поглинання і доплерівської ширини при переході від одного місця на Сонці до іншого. Дійсно, у магнітографічному методі напруженість магнітного поля визначається не безпосередньо за зеєманівським розщепленням, а непрямим чином - за інтенсивністю циркулярно або лінійно поляризованого світла в крилах магніточутливої лінії. Щоб цю інтенсивність виразити величинами магнітних напруженостей або індукцій, слід використати якусь модель атмосфери, наприклад модель спокійної атмосфери, модель плями або спалаху. Але в різних моделях атмосфери одному й тому ж однорідному магнітному полю відповідають різні рівні інтенсивності поляризованого випромінювання. Тобто, фактично, вимірювання на магнітографі, прокалібровані в області спокійної атмосфери (що звичайно і робиться на практиці), вже інакше слід калібрувати в області плями чи спалаху. Відповідні похибки можуть досягати рівня десятків і сотень відсотків. Ще 40 років тому акад. А.Б. Сєвєрний [22] показав, що навіть для сонячних плям (без спалахів) фактично не існує єдиної калібровочної залежності магнітографа: прокалібровані сигнали магнітографа і прямі спектральні вимірювання дають розбіжність до 200-300%.

Тим і є цінним метод «центрів ваги»: з одного боку, це метод, який найбільш прямо можна співставляти з магнітографічним методом. Адже на сьогодні саме за допомогою магнітографічного методу, як і раніше, отримується найбільша частина інформації про сонячні магнітні поля. З іншого боку, спектрально-поляризаційний метод «центрів ваги» є більш надійним, ніж магнітографічний, і це дозволяє перевірити або уточнити низку результатів, отриманих магнітографічним методом.

Метод аналізу бісекторів дозволяє провести більш глибокий аналіз спектральних даних. Якщо у методі «центрів ваги» визначається лише деяке ефективне усереднене (за площею вхідної апертури) магнітне поле, то, застосовуючи аналіз бісекторів профілів Стокса I±V, можна порівняно просто виявити випадки суттєвої просторової неоднорідності магнітного поля всередині площі, обмеженої вхідною щілиною спектрографа. Так, при спостереженні ділянок поверхні Сонця за межами сонячних плям, де магнітне поле, як правило, не перевищує 50 мТл (500 Гс), згідно з теорією Унно [34], ми повинні спостерігати паралельні один одному бісектори у профілях Стокса I+V та I-V, причому незалежно від кута нахилу силових ліній від променя зору. Будь-яка непаралельність цих бісекторів, а особливо поява локальних екстремумів на залежності величини розщеплення бісекторів від віддалі від центра лінії, свідчить про те, що в даному випадку величина зеєманівського розщеплення приблизно дорівнює доплерівській ширині або й перевищує її. А оскільки ширину Доплера досить просто поміряти за профілями Стокса І (тобто за інтегральною інтенсивністю), тоді можлива проста наближена оцінка нижньої межі локального магнітного поля всередині апертури. Більш точну оцінку можна зробити за положенням у профілях локальних екстремумів. При цьому автоматично визначається й полярність маломасштабного просторово нероздільного поля: максимум розщеплення бісекторів відповідає однаковій полярності фонового та маломасштабного поля, а мінімум - протилежній полярності.

Метод бісекторів дає однозначні результати лише тоді, коли співставляються відповідні дані за кількома спектральними лініями, що мають близькі глибини формування й температурні чутливості, але різні фактори Ланде. Такими є, наприклад, пари ліній заліза Fe I 525.02 і 524.71 нм та Fe I 630.15 і 630.25 нм. Перша пара неодноразово використовувалась у минулому Стенфло [32], друга - в деяких сучасних дослідженнях [31].

В даній дисертаційній роботі використовувались обидві пари ліній, оскільки ешельні спектри з ГСТ АО КНУ дозволяють одночасно аналізувати будь-які спектральні лінії в діапазоні довжин хвиль 380-660 нм. При цьому для цих та інших ліній (в дисертації аналізувались дані для 10 спектральних ліній) оцінювалися похибки вимірювань та рівень шумових флуктуацій інтенсивності. Зокрема, при точному вимірюванні положень на спектрограмах телуричних ліній кисню з довжинами хвиль 630.2000 та 630.2764 нм знайдено, що розподіл взаємних положень цих ліній є близьким до нормального з півшириною 0.1 пм, що визначає похибку вимірювань поля в лінії Fe I 630.25 нм на рівні 3 мТл. Така похибка є набагато меншою, ніж ті ефекти, які описані нижче в наступних розділах.

Класичний метод відношення напруженостей магнітного поля в лініях Fe I 524.71 і 525.02 нм, вперше запропонований Стенфло, все ще залишається привабливим для діагностики субтелескопічних структур. Це пов'язано з тим, що на сьогодні є лише обмежені дані про маломасштабні поля, отримані одним і тим же методом. За такими даними неможливо простежити, наприклад, можливі еволюційні зміни характеристик маломасштабних полів на протязі сонячного 11-річного циклу.

Вказанi вище лiнiї Fe I формуються в областi середньої фотосфери. Для дослiдження бiльш високих шарiв атмосфери використовуються iншi лiнiї металiв, в тому числi лiнiї, що дають в їх ядрах вузькi емiсiйнi пiки в мiсцях найяскравiшої емiсiї спалахiв. В цiлому ж, цi емiсiйнi лiнiї утворюються в рiзних областях хромосфери та фотосфери. Цi областi у порiвняннi з атмосферою спокiйного Сонця мають дещо вiдмiннi фiзичнi характеристики: температуру, густину i турбулентну швидкiсть. Причому цi характеристики можуть змiнюватися з висотою: у спалахах можуть iснувати областi з пiдвищеними та зниженими температурою та густиною. З розвитком спалаху параметри таких областей можуть змiнюватись.

Зауважимо, що метод «відношення напруженостей» дозволяє в принципі звільнитись від залежності даних від просторової роздільної здатності, а також від фактора заповнення б. Недоліком цього методу є сильна невизначеність кінцевих результатів, пов'язана з невідомою формою профіля напруженості в субтелескопічних масштабах. Ймовірним компромісом тут може бути використання однієї і тієї ж геометрії вихідних щілин для декількох спектральних ліній з близькими областями формування в атмосфері Сонця і температурними чутливостями, але з різними факторами Ланде.

У цьому ж розділі висвітлено застосування інверсійного методу та програми Е.О. Барановського [25] для синтезу профілів магніточутливих ліній в активних областях. Ця програма дозволяє розраховувати профілі спектральних ліній з урахуванням відхилення від локальної термодинамічної рівноваги (ЛТР). В процесі роботи з програмою спершу задається певний розподіл з висотою основних фізичних параметрів, що визначають характеристики профілю спектральної лінії (температура, концентрація, тиск, сила осцилятора). Як вихідна використовується, як правило, модель незбуреної атмосфери, наприклад модель Верназза та ін. [35]. Потім параметри цієї моделі змінюються вручну таким чином, щоб досягти оптимального узгодження теоретичних і спостережених профілів спектральних ліній. В результаті можна знайти висотний розподіл у фотосфері Cонця як магнітного поля, так і термодинамічних параметрів. В роботі наведено повне математичне обґрунтування програми Барановського.

Розділ 3. Поверхнева неоднорідність магнітного поля в області сонячних спалахів. Досліджено три сонячні спалахи: 25 жовтня 2003 р. балу M1.8/2N, 5 листопада 2004 р. балу M4.1/1В та 4 серпня 2005 р. балу С8.4/1N.

Спершу магнітні поля у цих спалахах вивчені методом «центрів ваги» при просторовій роздільній здатності прямих спостережень у 1-1.5 Мм. Виявлено, що найяскравіші вузлики спалахів мають таку особливість: вони виникають там, де відмінність магнітних полів ліній Fe I 630.15 та 630.25 нм є максимальною. Сам по собі характер відмінності вимірювань цих ліній є таким, що свідчить про присутність сильних (400-500 мТл) магнітних полів протилежної полярності у всіх трьох спалахах. Діагностичне відношення В(630.15)/В(630.25) у всіх спалахах достовірно менше одиниці й знаходиться в межах 0.62-0.75. Водночас, аналогічне відношення В(524.71)/В(525.02) знайдено близьким до одиниці. Зокрема, Н.Г. Щукіна вважає, що лінії заліза Fe I 630.15 та 630.25 нм взагалі не придатні для діагностики субтелескопічних полів, тоді як пара ліній Fe I 524.71 та 525.02 нм є придатними [15]. Не виключено також, що причиною ефекту є суттєва висотна неоднорідність маломасштабних полів у сонячній атмосфері. Тоді магнітне поле на проміжку висот ? 60 км [16] (це різниця висот формування двох пар ліній Fe I 524.71-525.02 нм та Fe I 630.15-630.25 нм) має суттєво змінювати свою структуру - від локальних неоднорідностей з «кілогаусовим» полем протилежної полярності на рівні ліній Fe I 630.15-630.25 нм до практично однорідного поля на дещо більш високому рівні, де формуються лінії Fe I 524.71-525.02 нм.

В принципі, повністю виключити таку можливість не можна, хоча у всіх трьох спалахах різних балів, а також у спокійних областях поза спалахами такі значні зміни структури магнітного поля відбуваються завжди в одному й тому ж діапазоні висот - від 260 до 330 км.

На значну поверхневу неоднорідність магнітного поля в області спалахів вказує й аналіз бісекторів. Показано на основі аналізу нового спостережного матеріалу для спалаху 25 жовтня 2003 р. балу M1.8/2N, що в субтелескопічних (<1 Мм) магнітних елементах в області цього спалаху індукція локальних полів досягала значень В = 450-550 мТл при південній (протилежній) магнітній полярності даних локальних елементів. Горизонтальний градієнт магнітного поля досягав тут значень 0.5 мТл/км, що в десятки разів більше, ніж для сонячних плям поблизу яскравих вузлів сонячних спалахів.

В дисертації було показано, що в межах площі кожного емісійного вузлика спалаху існує тісний контакт сильних полів протилежної полярності навіть тоді, коли за магнітографічними даними або за даними методу «центрів ваги» весь цей вузлик розташовується в області магнітного поля лише однієї полярності. Тобто, виявлений раніше в Кримській астрофізичній обсерваторії ефект тісного зближення плям протилежної полярності як прогностичної ознаки виникнення спалаху у дисертації узагальнюється і на субтелескопічні масштаби: не лише навколишні плями, а й проміжки між ними - скрізь, куди проектується емісійний вузол, - є фактично областями тісного контакту протилежних полярностей, тобто там існують певні мультиполярні (знакозмінні) поля. Поверхневі градієнти таких полів мають бути приблизно на порядок вищими, ніж для безпосередньо видимих плям поблизу яскравої емісії спалаху.

Отримані дані добре узгоджуються з найзагальнішими теоретичними уявленнями про ймовірні МГД-механізми виникнення спалахів. На даний час домінуючим є уявлення, згідно з яким спалах виникає як результат магнітного пересполучення протилежно направлених (з різною магнітною полярністю) силових ліній. Для достатньо енергійного спалахового енерговиділення мають тісно контактувати: а) поля протилежної полярності і б) сильні поля. Як бачимо, обидві ці умови безпосередньо випливають з результатів дисертації.

Слід відмітити, що про поведінку бісекторів у профілях Стокса I ± V в області спалахів взагалі відомо дуже мало. Зокрема, в роботах [19, 30] вивчаються бісектори інших ліній (не Fe I 630.15 нм і 630.25 нм) й інших спалахів, а в роботах [17, 18] вивчаються профілі Стокса I, а не I ± V.

У цьому ж розділі поверхнева неоднорідність магнітного поля вивчається ще одним методом - класичним методом Стенфло [33] «відношення ліній», застосованим до пари ліній Fe I 524.71-525.02 нм. Для сонячного спалаху 4 серпня 2005 р. розглянуто відношення k - залежність амплітуд параметра Стокса V у цих лініях та віддалі від їх центрів. Відповідне відношення k знайдено помітно відмінним від одиниці, тоді як за слабких і помірних полів воно повинно бути рівним одиниці. Порівняння відповідних спостережних залежностей з теоретичними показало, що маломасштабне магнітне поле у спалаху має бути на 40-50 мТл вищим, ніж у спокійній області поза спалахом. Тобто, спалах є неординарним явищем в атмосфері Сонця ще й у тому відношенні, що саме в ньому виникає деяке підсилення магнітного поля.

Для узгодження даної проблеми з фактом, що саме магнітне поле є джерелом енергії спалахів, а також саме під час спалахів енергія (а отже, й величина) магнітного поля мають зменшуватись, слід врахувати, що основна енергія спалаху (як показують, наприклад, дані космічної обсерваторії TRACE) виділяється все-таки не в фотосфері, а в більш високих шарах - у хромосфері й короні. Спалах, ймовірно, пов'язаний зі спрощенням великомасштабних магнітних полів саме у цьому діапазоні висот, а не в фотосфері. При цьому виникає різке підвищення температури (а, отже, й тиску) високопровідної плазми, яке передається у всіх напрямках, включаючи і рівень фотосфери. На рівні фотосфери підвищення газового тиску виникає передусім у фоновій компоненті, де магнітне поле більш слабке і не перешкоджає просочуванню гарячої плазми у проміжки між стінками маломасштабних трубок. Це призводить до бокового стиснення силових трубок і до різкого підвищення в них напруженості магнітного поля. Потім, при поступовому охолодженні плазми, тиск на стінки трубок спадає, а величина магнітного поля в них повертається до значень, типових для спокійної фотосфери. Слід зауважити, що ці результати про підсилення маломасштабного поля під час спалаху підтверджують аналогічний висновок роботи [28], отриманий для іншого спалаху й іншим методом.

Розділ 4. Висотна неоднорідність магнітного поля в сонячних спалахах. Магнітні поля в області сонячних спалахів мають ряд специфічних особливостей. Для вивчення висотної неоднорідності магнітного поля в сонячних спалахах помірної потужності було використано 10 спектральних магніточутливих ліній, які формуються на різних висотах в атмосфері Сонця, від 150 до 330 км (таблиця 1). Застосовувалися методи «центрів ваги» й метод теоретичного синтезу профілів за допомогою програми Е.О.Барановського. Обидва методи привели до якісно аналогічного результату.

За допомогою програми Барановського зроблено розрахунок розподілу температури Т, турбулентної швидкості Vt і магнітного поля В в залежності від оптичної глибини. Критерієм допустимості моделі вважалось якомога краще узгодження теоретичних і спостережуваних профілей вищезгаданих ліній.

Таблиця 1. Характеристики досліджуваних магніточутливих ліній

Примітка.

- довжина хвилі спектральної лінії, Eion - потенціал іонізіції, geff - ефективний фактор Ланде, hW - висота формування лінії в незбуреній фотосфері, отримана за її еквівалентною шириною згідно [16], r0 - центральна залишкова інтенсивність в центрі лінії по відношенню до інтенсивності найближчого континууму.

У максимумі спалаху, в яскравому вузлику спалахової емісії, існувала висотна неоднорідність магнітного поля, яка через 10 хв після максимуму зникла (рис. 1). Цікаво, що одночасно з «розмиванням» висотного піка відбувалось також його занурення у більш глибокі шари атмосфери.

Слід зауважити, що подібний результат щодо висотної неоднорідності магнітного поля в максимальній фазі спалаху був отриманий В.Г. Лозицьким та ін. [28]. Новим в дисертації є те, що в ній вивчається три моменти спалаху, тоді як в роботі [28] вивчався лише один момент спалаху (його максимальна фаза).

Використовуючи отримані зі спостережень профілі ліній, за допомогою програми Барановського зроблено також розрахунок розподілу температури Т, турбулентної швидкості Vt оптичної глибини ф на довжині хвилі 500 нм.

Одночасно зі спрощенням магнітного поля, відмічено різке підвищення турбулентних швидкостей від 2 км/с до 5 км/с. Порівнюючи з попереднім рис. 2, можна побачити, що, на відміну від індукції магнітного поля, макротурбулентні швидкості суттєво зростають від максимуму до кінця спалаху.

Рис. 1. Залежність величини магнітного поля від оптичної глибини (500) у спалаху 5 листопада 2004 р.: 1 - момент максимуму спалаху (11h35mUT), 2 - через 4 хв після максимуму (11h 39m UT), 3 - через 10 хв після максимуму (11h 45m UT).

І турбулентна швидкість, і температура розподілились з висотою немонотонно. Звертає на себе увагу і те, що в розподілі температури і турбулентної швидкості спостерігались два висотних піки, тоді як для магнітного поля - лише один.

Результати дисертаційної роботи в деякій мірі підтверджують висновки робіт [24] та [28] стосовно того, є висотний розподіл магнітного поля у спалаху монотонним [24] чи немонотонним [28].

Дійсно, якщо в один момент спалаху розподіл магнітного поля є немонотонним, то вже через 10 хв він може бути монотонним - внаслідок, ймовірно, МГД-знищення локальних структур з сильним полем. Енергія магнітного поля при цьому перетворюється в енергію теплових і турбулентних рухів.

Виявилось, що для інтерпретації спостережень дійсно допустима однокомпонентна модель, тобто наближення квазіоднорідного (в горизонтальному розрізі) магнітного поля. На користь реальності цих даних говорить їх чудове узгодження з даними методу «центрів ваги».

У висновках дисертації обговорюються основні результати роботи і вказано їх наукову і практичну цінність.

Висновки

У дисертації отримано нові важливі дані про тонку структуру магнітних полів у області сонячних спалахів, що виникли на фазі спаду 23-го циклу сонячної активності. Використання трьох різних методів вимірювань дозволило встановити наступне.

1. Виявлено нові закономірності в еволюції магнітного поля у сонячному спалаху середньої потужності, що свідчать на користь короткочасного локального підсилення магнітного поля у діапазоні фотосферних висот. Зокрема, на основі аналізу профілів Стокса I ± V встановлено, що впродовж 10 хв еволюції сонячного спалаху балу М 4.1, що виник 5 листопада 2004 р., висотна неоднорідність магнітного поля (гострий висотний пік з найсильнішим полем у 200 мТл на lg (500) = -2.7) повністю зникає, а замість неї виникає звичайне монотонне ослаблення магнітного поля з висотою. Цей результат виявлено на основі аналізу даних, проведеного за 10 спектральними лініями, які формуються на різних висотах в атмосфері Сонця в області 150-330 км. Знайдено також, що область підсиленого поля при цьому не тільки розмивається, але й зміщується у більш глибокі шари з швидкістю 3 км/с. Напівемпірична модель спалаху має два шари з підвищеною температурою: у верхній та середній фотосфері. Ці шари також зміщувались вглиб з розвитком процесу спалаху. Турбулентні швидкості у максимумі розподілу зросли при цьому майже в 5 разів порівняно зі швидкостями в незбуреній фотосфері, тоді як густина змінювалась в 3-6 разів у напрямку як її збільшення, так і зменшення.

Вперше простежено еволюцію висотних профілів магнітного поля, температури і турбулентних швидкостей на основі аналізу профілів Стокса I±V ліній, зафіксованих на ешельних спектрограмах.

2. На основі аналізу бісекторів профілів Стокса I ± V показано, що у сонячному спалаху 25 жовтня 2003 р. балу M1.8/2N існувала двокомпонентна структура магнітного поля, яка включала структурні елементи з індукцією поля В = 450-550 мТл протилежної (південної) магнітної полярності. Горизонтальний градієнт магнітного поля досягав тут значень 0.5 мТл/км, що в десятки разів більше, ніж для сонячних плям поблизу яскравих вузлів сонячних спалахів.

3. Для сонячного спалаху балу С8.4, що відбувся 4 серпня 2005 р., зроблено оцінку локальних магнітних полів методом «відношення ліній» Я.О. Стенфло [32] і показано, що в максимумі спалаху індукція магнітного поля в маломасштабних структурах на 40-50 мТл вища, ніж в спокійних областях Сонця. Таким чином, для більш слабкого спалаху підтверджено ефект, знайдений раніше в роботі [29] для більш потужного спалаху. Крім опублікованої роботи [3], а також робіт [29, 30], у науковій літературі більше взагалі немає таких досліджень.

4. Для трьох спалахів різної потужності (25 жовтня 2003 р. балу M1.8/2N, 5 листопада 2004 р. балу M4.1/1В та 4 серпня 2005 р. балу С8.4/1N) виконано порівняння діагностичних відношень В(630.15)/В(630.25) та В(524.71)/В(525.02) (де В = В(лі) - індукція поля, знайдена у відповідній спектральній лінії за методом «центрів ваги») і показано, що у всіх трьох спалахах перше відношення достовірно менше одиниці і знаходиться в межах 0.62-0.75, тоді як друге є близьким до одиниці. Такі значення вказаних відношень, з позицій концепції дуже сильних (> 100 мТл) полів у субтелескопічних структурах, є суперечливими і свідчать про нееквівалентність вимірювань в парі ліній Fe I 524.71-525.02 нм (запропонованій вперше Стенфло [33]) та Fe I 630.15-630.25 нм (у якій вимірює в режимі спектрополяриметра недавно запущений японський супутник Hinode).

фотосферний сонячний спалах спектрофотометрія

Основні результати опубліковані в роботах

2. Курочка Е.В. Временные изменения физических условий в фотосферных слоях солнечной вспышки / Курочка Е.В., Лозицкий В.Г., Осыка О.Б. // Кинематика и физика небесных тел.- 2008.- Т. 24, № 4. - С. 308-320.

3. Курочка Є. Магнітні поля та турбулентні швидкості у різних фазах розвитку сонячного спалаху / Курочка Є., Осика О., Лозицький В. // Вісник Київського національного університету ім. Т. Шевченка. Астрономія. - 2006. - Вип. 43.- С. 8-11.

4. Лозицький В. Порівняльна діагностика тонкоструктурних магнітних полів у сонячному спалаху та спокійних областях на Сонці / Лозицький В., Цап Т., Осика О. // Вісник Київського національного університету ім. Т. Шевченка. Астрономія. - 2007. - Вип. 44.- C. 18-21.

5. Осика О.Б. Спектральнi прояви маломасштабної неоднорiдностi магнiтного поля у сонячному спалаху 25 жовтня 2003 р. / Осика О.Б., Лозицький В.Г. // Вiсник Астрономічної Школи. - 2004. - Т.5, № 1-2. - С. 198-206.

6. Лозицкий В.Г. Сопоставление измерений магнитного поля и турбулентных скоростей для двух моментов солнечной вспышки 5 ноября 2004 г. / Лозицкий В.Г., Курочка Е.В., Осыка О.Б. // «Солнечная активность как фактор космической погоды». Труды IX Пулковской международной конференции по физике Солнца. ГАО РАН. СПб. - 2005. - С. 539-544.

7. Лозицкий В.Г. Проблемы интерпретации наблюдений мелкомасштабных магнитных полей в спокойных и активных областях на Солнце / Лозицкий В.Г., Курочка Е.В., Осыка О.Б., Шеминова В.А., Порфирьева Г.А. // Труды Уссурийской астрофизической обсерватории «Солнечная активность и ее влияние на Землю».- 2007.- Вып. 10. - С. 80-113.

8. Лозицкий В.Г. Сопоставление измерений магнитного поля в линиях FeI 6301.5 и 6302.5 в солнечных вспышках / Лозицкий В.Г., Осыка О.Б. // IX Пулковская межд. конф. по физике Солнца «Солнечная активность как фактор космической погоды», Тезисы докл. ГАО РАН. Пулково, Санкт-Петербург, 2005. - С.24.

9. Лозицький В.Г. Порівняння вимірювань тонкоструктурних магнітних полів у сонячному спалаху та спокійних областях Сонця / Лозицький В.Г., Цап Т.Т., Осика О.Б. // Наукова конф, присв. 100-річчю з дня народж. проф. О.Ф.Богородського, Київ, 2007. - C. 43-44.

10. Осика О.Б. Магнітні поля у сонячному спалаху 25 жовтня 2003 р. / Осика О.Б., Лозицький В.Г. // Міжн. наук. конф. «Астрономічна школа молодих вчених», Прогр. і тези доп., Україна, Біла Церква, 19-21 травня 2004 р., Київськ. обл. інст-т післядипл. освіти педагог. кадрів, 2004.- С.31-32.

11. Gorgota O. Small-scale magnetic field measurements in solar flare of 25 October 2003 / Gorgota O., Lozitsky V. // Abstracts of 11th Young Scientists' Conf. on Astronomy and Space Physics, April 20-24, 2004, Kyiv Tаras Shevchenko National University, Kyiv, 2004.- P. 32.

12. Kurochka E.V. Physical conditions at photospheric layers of M4.1/1B solar flare of November 5, 2004 / Kurochka E.V., Lozitsky V.G., Osyka O.B., Baranovsky E.A. // Memorial Intern. Conf. «Astronomy and Space Physics at Kyiv. Univ. », Progr. and Book of Abstracts, Kyiv, 2005. - P.60-61.

13. Lozitsky V.G. Comparison of different methods for magnetic field measurements / Lozitsky V.G., Baranovsky E.A., Kurochka E.V., Osyka O.B. // Известия Крым. астрофиз. обсерватории. - 2008. - Т. 104, № 2. - С. 53.

14. Lozitsky V.G. Magnetic fields and thermodynamical conditions at photospheric level of two solar flares / Lozitsky V.G., Kurochka E.V., Osyka O.B. // Absr. Book. Int. Astron. Union. IAU XXVIth General Assembly, Prague. - 2006. - P. 275.

Размещено на Allbest.ru