Результати досліджень сонячної хромосфери в лініях гелію

Размещено на http://www.allbest.ru/

НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

АВТОРЕФЕРАТ

дисертації на здобуття вченого степеня кандидата фізико-математичних наук

РЕЗУЛЬТАТИ ДОСЛІДЖЕНЬ СОНЯЧНОЇ ХРОМОСФЕРИ В ЛІНІЯХ ГЕЛІЮ

Спеціальність: Геліофізика і фізика Сонячної системи

Белецький Сергій Олександрович

КИЇВ, 2000 РІК

1. ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Актуальність дослідження. Незважаючи на розвиток в останні роки космічних позаатмосферних засобів вивчення Сонця, важливість наземних спостережень не зменшується, оскільки вони дешевше і доступніше космічних.

Значну частину наземних спостережень становлять спектральні спостереження, у тому числі, у лініях гелію. Дослідження Сонця в інфрачервоній (ІЧ) лінії НеI 1083 нм надають інформацію про фізичні умови і активні процеси в хромосфері і короні. Кінематографічні спостереження лінії НеI D3 587.6 нм під час затемнення дозволяють одержати дані про будову хромосфери з високим розділенням вздовж радіуса, що важливо для дослідження механізмів збудження та фізичних умов в атмосфері Сонця. Результати спостережень використовуються для побудови моделей сонячної атмосфери, а також для вивчення і прогнозування активності Сонця.

Випромінювання Сонця в лініях гелію D3 і 1083 нм визначається фізичними умовами в хромосфері і короні над нею. Наземні спостереження Сонця в цих лініях дозволяють вивчати корональні діри (КД) - джерела сонячного вітру - і інші утворення, що можуть безпосередньо спостерігатися тільки з космічних апаратів.

Дотепер зображення Сонця в ІЧ-лінії гелію регулярно одержують тільки в обсерваторіях Кітт-Пік (Kitt-Peak) (США), Мауна Лоа (Mauna Loa Solar Observatory) (Гаваї), періодично - у Кримській астрофізичній обсерваторії (КрАО) (Україна) і деяких інших обсерваторіях. Зображення одержують з високим просторовим розділенням (1”), але, як правило, з невисокою частотою (2-3 зображення за годину).

На початку 90-х років в Астрономічній обсерваторії Харківського національного університету (АО ХНУ) був створений універсальний фотометр на базі одновимірного ПЗЗ. За допомогою цього фотометра стало можливим менш чим за дві хвилини одержувати цифрове зображення в ІЧ-лінії гелію, а також у лініях, які традиційно використовувались для Служби Сонця. У зв'язку з цим, актуальною стала задача створення алгоритмів і методів обробки цих зображень, адаптації їх як до вимог Служби Сонця (визначення координат активних областей, оцінка потужності процесів), так і для одержання деяких характеристик, що відносяться до фундаментальних досліджень з фізики Сонця (визначення швидкостей витікання речовини, вивчення швидких процесів на різних рівнях сонячної атмосфери).

В АО ХНУ є унікальний матеріал кінематографічних безщільових спектральних спостережень Сонця під час повних затемнень. Цей матеріал є важливим для геліофізичних досліджень, оскільки відноситься до нижньої і середньої хромосфери - висот, які складно спостерігати поза затемненнями через вплив світла, розсіяного земною атмосферою. Подібний матеріал є також в деяких інших обсерваторіях. Однак, до останнього часу різними авторами побудовані тільки профілі поверхневої яскравості хромосфери з висотою в окремих лініях спектру та точках сонячного лімба. Така мала кількість результатів, у першу чергу, пов'язана з тим, що для створення карти поверхневої яскравості хромосфери в лінії потрібна обробка великої кількості інформації, а методів такої обробки дотепер не було розроблено.

В 1994 році в АО ХНУ був створений швидкодіючий мікрофотометр, який дозволив ввести в ЕОМ кінематографічні кадри із зображеннями спектрів (8). Таким чином, актуальною задачею стало створення методів обробки цифрових зображень кінематографічних безщільових спостережень затемнень і побудова висотного розподілу поверхневої яскравості хромосфери в лініях уздовж значної ділянки сонячного лімба.

Особливо важливо побудувати такі розподіли в лініях гелію, оскільки гелій вимагає для свого збудження високих температур, або короткохвильової радіації. Побудований розподіл повинен допомогти визначити, який з механізмів домінує.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Робота входить у план бюджетної НДР АО ХНУ “Дослідження сонячної активності. Впровадження нових методів сонячного моніторингу” (№ держ. реєстрації 0199U004413).

Мета і задачі досліджень.

Метою даної роботи є одержання нової інформації про хромосферу Сонця (про активні процеси в хромосфері і про розподіл концентрації атомів ортогелію з висотою) за допомогою обробки сучасними методами результатів спостережень хромосфери в лініях гелію. Для цього було необхідно вирішити такі задачі:

1. Розробити методи і програмні засоби для обробки цифрових зображень Сонця, що одержуються на універсальному фотометрі на основі ПЗЗ лінійки АО ХНУ, а також для рішення прикладних задач станції Служби Сонця АО ХНУ;

2. За спостереженнями за допомогою універсального фотометра на основі ПЗЗ лінійки провести дослідження хромосферних спалахів ІЧ-лінії гелію і швидкостей витікання речовини з корональних дір на рівні хромосфери;

3. Розробити методи і програмні засоби для обробки кінематографічних безщільових спостережень сонячних затемнень з метою одержання карт розподілу з висотою поверхневої яскравості хромосфери в лініях;

4. За матеріалами експедицій АО ХНУ побудувати для східного лімба затемнення 10.07.72 р. і західного лімбу затемнення 31.07.81 р. карти поверхневої яскравості хромосфери в лінії D3 з висотою вздовж усього лімба, що спостерігається;

5. За отриманими картами підтвердити чи спростувати результат про існування максимуму поверхневої яскравості на висотах менших 500 км.;

6. Дослідити варіації яскравості хромосфери в лінії D3 з висотою і широтою для двох затемнень на різних фазах циклу сонячної активності і можливу кореляцію яскравості хромосфери в цій лінії з іншими показниками сонячної активності у фотосфері і короні.

Наукова новизна отриманих результатів:

- За дослідженнями, в крилах 0.05 нм лінії 1083 нм HeI показано, що сонячний вітер із КД починає прискорюватися з хромосферних висот;

- За результатами досліджень трьох хромосферних спалахів у лінії гелію 1083 нм показано, що спостереження в лінії гелію 1083 нм виявляють зв'язки між спалахів областями в хромосфері і центрами активності, джерела якої локалізовані в короні;

- Вперше за спостереженнями двох сонячних затемнень отримані розподіли поверхневої яскравості в хромосферній лінії D3 уздовж усієї частини сонячного лімба, що спостерігається;

- Вперше для значної частини сонячного лімба виявлено максимум поверхневої яскравості хромосфери в лінії D3 на висотах менш 500 км.

Практичне значення отриманих результатів:

- Для роботи з астрономічними зображеннями в цифровому вигляді розроблений програмний комплекс IRIS. Його використання можливе в будь-якому науковому підрозділі, який займається обробкою зображень;

- Використання сучасних приймачів випромінювання і засобів обробки даних дозволило модернізувати Службу Сонця АО ХНУ, значно прискорити процес одержання результатів патрульних спостережень, підвищити їх точність (3), а також проводити патрульні спостереження в нових спектральних діапазонах, що дозволило провести ряд оригінальних астрофізичних робіт (1, 2, 5, 6, 7, 9, 13);

- Використання сучасних цифрових технологій дозволило зробити результати Служби Сонця АО ХНУ доступними всім зацікавленим особам і організаціям: результати спостережень розміщуються в цифровому банку даних в Інтернеті (6);

- Розроблені методи, алгоритми і програмне забезпечення для складання карт поверхневої яскравості в лініях хромосфери за безщільовими кінематографічними спостереженнями сонячних затемнень можуть бути використані для обробки даних у деяких обсерваторіях (у тому числі - АО ХНУ, ІЗМІРАН, Пулківській обсерваторії та інших).

Особистий внесок дисертанта. Методи, алгоритми і програмне забезпечення обробки і аналізу результатів спостережень Сонця в лінії гелію 1083 нм розроблені автором самостійно (1, 3, 10, 12). Результати обробки зображень Сонця та їх аналіз на рівних правах належать дисертантові та І.Л. Бєлкиній (1, 2, 5, 6, 7, 9, 13).

Методи та алгоритми обробки кінематографічних спектрів повних сонячних затемнень в спектральних лініях на рівних правах належать авторові дисертації і науковому керівникові Л.О. Акімову. Програмне забезпечення обробки на ЕОМ кінематографічних спостережень сонячних затемнень розроблено автором дисертації самостійно. Побудова карт поверхневої яскравості хромосфери в лінії D3 на моменти повних сонячних затемнень 10.07.72 р. і 31.07.1981 р., здійснена автором дисертації самостійно. Аналіз результатів обробки кінематографічних спостережень затемнень на рівних правах належить авторові дисертації, Н.П. Дятел і науковому керівникові Л.О. Акімову (4, 8, 14, 18).

При розробці згаданих методів і алгоритмів автором активно використовувався програмний комплекс IRIS. Ідея і розробка програмного комплексу IRIS на рівних правах належить авторові даної дисертації, В.В. Корохіну і Ю.І. Великодському (7, 15, 16, 17, 19).

Апробація результатів дисертації. Основні результати дисертації доповідалися на міжнародній конференції, присвяченій 100-річчю з дня народження М.П. Барабашова (Харків, 1994 р.), на Конференції Молодих Вчених (Київ, 1995 р.), на міжнародній конференції, присвяченій 50-річчю КрАО (с. Наукове, Крим, 1995 р.), на міжнародній конференції, присвяченій пам'яті І.С. Шкловського, С.А. Каплана., С.Б. Пікельнера (Москва, 1996 р.), 2-й, 3-й конференціях "Застосування персональних комп'ютерів у наукових дослідженнях та в навчальному процесі" (Харків, 1996, 1998 рр.), на 1-й, 2-й міжнародних конференціях "Фізика Сонця" (с. Наукове, Крим 1998, 1999 рр.), на Міжнародній меморіальній науковій конференції "Астрономія 2000 року" (Одеса, 2000 р.), на семінарах АО ХНУ.

Публікації. За матеріалами дисертації опубліковано 20 робіт, у тому числі - 9 статей у наукових журналах і збірниках та 11 тез доповідей на конференціях і з'їздах.

Структура та обсяг дисертації. Робота складається з вступу, чотирьох розділів, висновку, списку використаної літератури (154 найменування) та додатку. Загальний обсяг роботи: 157 сторінок. У роботі представлені 4 таблиці та 21 рисунок, які займають 16 сторінок.

2. ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі обґрунтовано актуальність теми досліджень, сформульовано мету дисертації та засоби її досягнення, показано наукову новизну отриманих результатів та практичне значення роботи.

У першій главі приведено огляд робіт, присвячених дослідженням хромосфери Сонця в лініях гелію 587.6 нм (D3) і 1083 нм. Коротко розглянуті механізми та умови виникнення гелієвих ліній, описані інструменти для спостережень, методи спостережень і обробки даних, а також коротко проаналізовані основні результати, отримані різними дослідниками при вивченні хромосфери Сонця в лініях нейтрального гелію. Наприкінці глави сформульовані основні задачі даної дисертаційної роботи.

Лінія поглинання 1083 нм утворюється при переході електрона зі стану 23S1 у стан 23P. Лінія D3 - при переході 23P-33D. Усі терми належать ортогелію, рівні є триплетними. З найнижчого триплетного терму ортогелію 23S1 не може відбутися перехід з випромінюванням в основний стан, і атом у триплетному стані поводиться майже як атом з іншим ступенем іонізації. На триплетний рівень атом гелію може потрапити тільки при рекомбінації після іонізації. Для іонізації гелію потрібні або випромінювання з довжиною хвилі коротшою 50.4 нм або плазма з Т2.5-104К.

Хромосфера в лініях HeI D3 і 1083 нм спостерігалася багатьма авторами. При цьому використовувалися як спостереження за допомогою коронографа, так і спостереження під час затемнень. За результатами спостережень були побудовані моделі хромосфери, що враховують іонізацію гелію корональним короткохвильовим випромінюванням і високотемпературною плазмою.

Аналіз літератури показав наступне:

1. Дані про висотний розподіл поверхневої яскравості в лініях 1083 нм і D3 у хромосфері, особливо в нижній, поки не можна вважати абсолютно достовірними. Розподіл поверхневої яскравості залежить не тільки від потоку УФ випромінювання з корони, але також від умов у хромосфері, від щільності та температури спікул і навіть від динаміки їх рухів;

2. Хоча дослідження Сонця в лінії 1083 нм проводяться досить давно, зображення повного диска в цій лінії, як правило, записуються з низьким часовим розподілом, що не дозволяє вивчати швидкі процеси в хромосфері Сонця;

3. Окремі висотні профілі, які були отримані в попередні роки за вимірами яскравості сонячної хромосфери в лінії D3 під час затемнень, не можуть вважатися достатніми для одержання висотного розподілу атомів ортогелію.

У другій главі описано універсальний програмний комплекс IRIS, у створенні якого автор брав безпосередню участь.

Задачі обробки цифрових спектрогеліограм і кінематографічних спостережень затемнень мають багато спільного, оскільки в обох випадках проводиться оперування з цифровими зображеннями. У автора виникла необхідність в уніфікованому програмному комплексі, який дозволяв би легко здійснювати основні операції з зображеннями (візуалізацію, поворот, зміну масштабу та ін.) і, у той же час, міг бути легко розширений підключенням додаткових модулів. Потреба в такому універсальному програмному інструменті відчувалася також іншими дослідниками АО ХНУ.

Тому в 1997 році була почата розробка нової уніфікованої системи обробки зображень IRIS (7). Система була спроектована як універсальне ядро для рішення комплексу задач: від підключення апаратури спостережень до ПК до проведення обробки одержаних даних алгоритмами практично будь-якої складності. З 1998 р. IRIS активно використовується для рішення практичних задач (15-17).

Автором був розроблений модуль Helios (7), який підключається до IRIS і містить такі два блоки процедур.

1. Процедури для станції, що веде моніторинг сонячної активності (6):

- обробка спостережень, отриманих на спектрогеліографі з використанням універсального фотометра на базі ПЗЗ лінійки: підвищення просторового розділення методами частотної фільтрації, визначення центра і радіуса диска Сонця на зображенні, врахування впливу інтерференції і неоднакової чутливості елементів, врахування потемнення до краю, стандартна орієнтація сонячного диска;

- визначення яскравості деталі та її положення на сонячному диску в декількох системах координат;

- специфічні процедури для підготовки зображень до вигляду, придатного для публікації в мережі Інтернет.

2. Процедури для обробки кінематографічних спостережень спектрів затемнень (4, 8):

- визначення інтегральної яскравості та границь лінії, визначення яскравості фотосфери;

- перетворення цифрових зображень яскравості фотосфери та яскравості хромосфери в лінії у різні системи координат;

- ототожнення деталей на зображеннях поверхневої яскравості хромосфери з деталями на вихідних знімках.

В третій главі коротко описані апаратура та методи спостережень Сонця в інфрачервоній лінії He 1083 нм. Розглянуті методи обробки цифрових спектрогеліограм і застосування їх для рішення задач Служби Сонця. Приведені деякі результати, що отримані за спостереженнями хромосферних спалахів у лінії 1083 нм, а також за спостереженнями екваторіальних корональних дір у крилах цієї лінії. Дана інтерпретація одержаних результатів.

Спостереження проводяться на спектрогеліографі АО ХНУ (1). Вибір спектрального діапазону здійснюється поворотом дифракційної решітки. Камерне дзеркало будує монохроматичне зображення щілини на одновимірному ПЗЗ фотоприймачі. Процес запису зображення повного диска Сонця займає приблизно 2 хвилини при скануванні зображення методом зупинки годинникового механізму целостата і 0.5-1.5 хвилини при скануванні кроковим двигуном.

При обробці були враховані особливості ПЗЗ фотоприймача при монохроматичних спостереженнях, які пов'язані з розтіканням заряду між світлочутливими елементами приймача, їх різною чутливістю та інтерференційними явищами в покривному склі.

Використання модуля Helios системи IRIS дозволило автоматизувати та прискорити весь процес обробки, практично в реальному часі одержувати зображення у вигляді, придатному для вимірів необхідних для Служби Сонця і публікації в Інтернеті.

Використання цифрових зображень для Служби Сонця дало такі переваги у порівнянні з традиційною службою.

1. Висока точність визначення координат деталей;

2. Висока швидкість одержання результатів, що дозволяє обробляти зображення у режимі реального часу;

3. Зображення легко копіюються і можуть зберігатися необмежений час без втрати якості;

4. Зручно обмінюватися цифровими даними з іншими обсерваторіями;

5. Застосовані методи дозволили надійно вирішити проблему оцінки балу спалаху, пов'язану як із визначенням його площі, так і з обчисленням його яскравості. Визначення усіх вузликів і деталей спалаху відносно сусідніх з ним незбурених областей виключає фактор суб'єктивності і помилки калібрування;

6. Сумісне використання ПЗЗ фотометра і спектрогеліоскопа дає можливість доповнювати отримані цифрові зображення вимірами повної ширини лінії Н у спалахах, а також променевими швидкостями викидів темної та світлої речовини з областей спалахів і протуберанців.

Це дозволяє точніше оцінювати бали і ступені енергетичні процесів, що спостерігаються (3).

В даний час Служба Сонця АО ХНУ цілком перейшла на роботу із зображеннями сонячного диска у цифровому вигляді. Усі необхідні дані для складання зведень “Flare Data”, “Prominences and Filaments”, “Mass ejections from the Sun” звичайно визначають відразу під час спостережень, що підтверджує високу ефективність методу.

Таким чином, після розробки програмного модуля Helios, з'явилася можливість перевести Службу Сонця на якісно новий рівень, створивши в обсерваторії прототип сучасної Станції Сонячного Моніторингу (ССМ) з виходом у світову комп'ютерну мережу Інтернет.

Великий банк зображень Сонця, накопичений в АО ХНУ, дозволив провести декілька геліофізичних робіт. Так, за спостереженнями в лінії 1083 нм були досліджені три хромосферних спалахи. Аналіз спостережень показав, що зменшення глибини лінії 1083 нм почалося у місцях спалахів раніше, ніж розпочався спалах в лінії Н.

Два з досліджених спалахів супроводжувалися змінами у волокнах та інших утвореннях, розташованих в активних областях (а.о.) досить далеко від спалахів центрів. З огляду на те, що механізм збудження гелію пов'язаний з короткохвильовим випромінюванням з корони, згаданий факт можна розглядати як наслідок еволюційних перед спалахами змін у короні, що звичайно передують Н-спалахам.

Таким чином, спостереження в лінії гелію 1083 нм виявляють зв'язки між спалахами областями та “схованими” центрами активності, джерела якої локалізовані в короні. Проведені дослідження екваторіальних корональних дір за зображеннями Сонця у крилах (0.05 нм) НеІ 1083 нм. Ідея роботи така. Якщо існує достовірна різниця між середніми КД у синьому та червоному крилах лінії НеІ 1083 нм, то її можна пояснити допплерівським зсувом всієї лінії, тобто наявністю потоків речовини назовні на висоті, на якій формується лінія. Оскільки просторова роздільна здатність зображень, які одержуються, є невеликою, вивчались середні характеристики КД та для порівняння - незбурених областей на Сонці.

Для статистичних оцінок були використані частини КД та незбуреного Сонця приблизно однієї площі - близько 10х10 по обом координатам. Як незбурені вимірялись площадки в області великої корональної діри, але на попередньому оберті, коли корональна діра ще не утворилась, та на наступному оберті, коли корональна діра вже не існувала.

Було одержано, що зсуви для КД суттєво відрізняються від зсувів для незбуреної хромосфери.

Це свідчить, що наявність потоків речовини з корональних дір на рівні хромосфери є ймовірною, в той же час, як потоки з незбуреної хромосфери практично відсутні. В середньому, маємо такі допплерівські зсуви для всіх 105 виміряних площадок у КД (h) та 41 у незбуреній хромосфері (q):

Була зроблена спроба оцінити вплив рівня сонячної активності на середній зсув гелієвої лінії, обумовлений наявністю потоків речовини. Одержаному середньому значенню h відповідає середня за площею швидкість витікання речовини назовні близько 0.8 км/с (1995 р.) та 1.2 км/с (1999 р.).

Одержаним середнім значенням зсуву лінії відповідають середні потокові швидкості витоку речовини близько 0.8 км/с для КД та 0.2 км/с для незбурених областей. Значення цих швидкостей є середніми по великій площі. Вони дозволяють оцінити відносну кількість (х) високошвидкісних елементів (V8 км/с), які, згідно, існують у полярній КД. В середньому для всіх КД було одержано Х10%.

Використання даних про середній зсув гелієвої лінії, окремо за спостереженнями 1995 і 1999 рр., дає значення Х8% і Х15% відповідно. Тобто, якщо із зростанням сонячної активності максимальна швидкість потоків не змінюється, то зростає площа, зайнята елементами КД, які мають високі швидкості.

У четвертій главі коротко описані апаратура і метод спостереження повних сонячних затемнень 10 липня 1972 р. на Чукотці та 31 липня 1981 р. у Казахстані, а також мікрофотометр для переведення результатів кінематографічних спостережень у цифровий вигляд. Розглянуті методи та алгоритми для одержання карт поверхневої яскравості хромосфери за кінематографічними спостереженнями.

Проведено аналіз розподілу поверхневої яскравості лінії гелію D3 для затемнень 1972 і 1981 рр., порівняння його з інтенсивністю корони в лінії 530.3 нм FeXIV. У припущенні сферичної симетрії сонячної атмосфери, за отриманими результатами знайдено розподіл концентрації ортогелію з висотою в спокійній хромосфері та розрахована кількість атомів ортогелію в радіальному стовпці над фотосферою.

Метою обробки була трансформація виміряних цифрових зображень у I(H,P) - розподіл висотних профілів поверхневої яскравості лінії D3 гелію з широтою в хромосфері (“карту розподілу поверхневої яскравості лінії D3 в хромосфері”). Спочатку були знайдені інтегральні інтенсивності лінії D3, які були одержані інтегруванням вздовж напрямку дисперсії. Потім ці дані були зведені у єдину систему координат з початком у центрі Сонця, який вважається нерухомим. Маючи координати реперних протуберанців, можна здійснити координатну прив'язку, а потім, після попереднього згладжування і диференціювання, визначити розподіл поверхневої яскравості I(h,P) (8).

Одержані карти дають розподіл поверхневої яскравості хромосфери Сонця в лінії D3 під час 2-го контакту затемнення 10.07.1972 р. і 3-го контакту затемнення 31.07.1981 р. Найбільша яскравість хромосфери спостерігається на висотах більших ніж 1000 км. На карті 1981 р. помітне також підвищення яскравості на малих висотах - близько сфери максимум. Якщо розрахувати середній у всьому виміряному широтному інтервалі розподіл поверхневої яскравості, то можна відзначити, що головний максимум для східного лімбу затемнення 1972 р. розташований на висоті близько 1300 км., нижній, який виявляється слабо, на 200 км. Для західного лімбу Сонця 31.07.1981 р. головний максимум знаходиться на висоті близько 1400 км., нижній - на висоті приблизно 250 км.

Якщо вважати, що шар, у якому виникає гелієве випромінювання, є оптично тонким, а розподіл атомів з висотою можна апроксимувати функцією Гауса, то можна оцінити співвідношення енергій у кожному з максимумів. Середні для всього лімбу енергії у шарах різняться на порядок і більше. Для спокійного 1972 р. нижній максимум практично відсутній.

Виявлену особливість попередньо можна пояснити залежністю величини нижнього максимуму від фази циклу сонячної активності, але матеріалу для остаточних висновків ще недостатньо.

Згідно проведених оцінок, при значеннях поверхневої яскравості, які одержані дисертантом для спокійних областей, самопоглинання вже є, але знаходиться у межах похибок вимірювань.

Інтегральна емісія з висоти 0 км. - напівжирна лінія, з висоти 1500 км. - тонка лінія, з висоти 3000 км. - пунктирна лінія, зелена корона - жирна лінія. Угорі - затемнення 10.07.72 р., інтенсивність на широті №5 прийнята за одиницю, унизу - затемнення 31.07.81 р., інтенсивність на широті №31.5 прийнята за одиницю.

В такому випадку, криві в роботі подібні кривим розподілу вздовж променя зору кількості випромінюючих атомів. Якщо атмосферу вважати сферично-симетричною, то залежність кількості атомів від висоти та концентрації атомів у стані 33D описує відоме рівняння Абеля. Розв'язуючи його, маємо залежність від висоти концентрації атомів в стані 33D (у випадку неоднорідної хромосфери, n(h) відповідає середній концентрації на висоті h). З похибкою у межах 10% є вірними співвідношення:

N (23S) / n (23P) = 6

N (23P) / n (33D) = 70

Таким чином, можна знайти концентрації атомів ортогелію у стані 23S. Враховуючи, що метастабільний рівень 23S є основним станом ортогелію, його населеність можна вважати мірою загального змісту ортогелію в хромосфері. Криві концентрації n(h) для інших триплетних рівній гелію ідентичні за формою кривим концентрацій для 23S. Інтегруючи розподіл n(h) вздовж висоти, маємо загальну кількість атомів гелію в радіальному стовпці над фотосферою. Розрахована кількість атомів гелію у стані 23S у радіальному стовпці над фотосферою для спокійних областей затемнень 1972 і 1981 рр. складала 1.2-1011 см² та 2.0-1011 см² відповідно.

Одержаний розподіл n(h) добре узгоджується з уявленнями про роль короткохвильового випромінювання з корони в іонізації гелію і збудженні ортогелію в хромосфері. До того ж, ці дані для двох затемнень доказали реальність існування у деяких місцях хромосфери близько сфер максимуму у розподілі ортогелію з висотою. Існуючі моделі хромосфери мають певні труднощі щодо пояснення наявності такого максимуму.

ВИСНОВКИ

Основні результати роботи є такі…

1. Розроблені алгоритми та програми обробки цифрових спектрогеліограм. Це дозволило:

а) швидко та якісно обробляти результати монохроматичних спостережень повного диска Сонця в обраних лініях спектра (у тому числі, і в інфрачервоній лінії гелію 1083 нм), що дало матеріал для геліофізичних досліджень;

б) істотно автоматизувати та спростити одержання даних для Служби Сонця;

в) одержувати матеріал для публікації в комп'ютерній мережі Інтернет, що вивело станцію Служби Сонця АО ХНУ на якісно новий рівень, зробило її дані доступними зацікавленим українським і закордонним користувачам і організаціям.

2. Досліджено три хромосферних спалахи в лінії He 1083 нм. Виявлено, що зміни глибини лінії в спалахах починаються за кілька хвилин до початку спалаху в лінії H. Показано, що спостереження в лінії гелію 1083 нм виявляють зв'язки між спалахами областями та “схованими” центрами активності, джерела якої локалізовані в короні.

3. Зроблено оцінку середнього допплерівського зсуву лінії НеІ 1083 нм, що виникає через наявність потоків речовини, в КД і в уніполярних ділянках незбуреного Сонця. Отримано, що середня потокова швидкість витікання в КД суттєво відрізняється від швидкості в незбурених областях. Це є доказом того, що сонячний вітер із КД починає прискорюватися з хромосферних висот. Оцінено, що елементи тонкої структури з радіальними потоковими швидкостями назовні займають близько 10% поверхні КД у період поблизу мінімуму сонячної активності (1995 р.). Відзначено тенденцію збільшення середнього по КД допплерівського зсуву лінії 1083 нм у період поблизу максимуму сонячної активності, що може свідчити про збільшення площі, зайнятої високошвидкісними потоками у КД, чи про збільшення швидкостей цих потоків.

4. Розроблено програмний комплекс IRIS для роботи з астрономічними зображеннями. Досвід роботи показав його високу ефективність для обробки астрофізичних зображень. сонячний хромосфера спектрогеліограма

5. Вперше розроблені алгоритми та програми обробки безщільових кінематографічних спостережень повних сонячних затемнень для одержання карт поверхневої яскравості хромосфери в лініях.

6. Вперше за безщільовими кінематографічними спектрами у лінії гелію D3, одержаними під час повних сонячних затемнень 10.07.1972 р. та 31.07.1981 р., отримані карти розподілу поверхневої яскравості гелію з висотою уздовж усього лімба, що спостерігався.

7. Вперше, окрім відомого максимуму поверхневої яскравості хромосфери в лінії D3 гелію на висотах більш 1000 км., уздовж значної частини лімба, що спостерігався, виявлено максимум поверхневої яскравості на висотах менших 500 км. Виявлено тенденцію до збільшення амплітуди близько сфер максимуму поверхневої яскравості хромосфери в лінії D3 з підвищенням рівня сонячної активності.

8. Виявлено кореляцію інтегральної яскравості хромосфери в лінії гелію D3 з інтенсивністю зеленої корони FeXIV. Для інтегральної яскравості хромосфери, починаючи з висоти 3000 км., така кореляція відсутня.

9. У припущенні сферичній симетрії хромосфери, отримані розподіли з висотою концентрації ортогелію в хромосфері і визначена кількість атомів ортогелію в радіальному стовпці над фотосферою.

10. Існуючі моделі хромосфери не дають близько сфер максимуму в розподілі з висотою концентрації ортогелію. Для розробки більш точних неоднорідних моделей хромосфери необхідно продовжити дослідження нижньої хромосфери в лініях гелію на різних фазах сонячної активності.

СПИСОК ЦИТОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ

1. Гуляев Р.А. Яркость линии гелия D3 в невозмущенной хромосфере по затменным наблюдениям: Препр. / АН СССР. Ин-т Земн. Магнетизма, Ионосферы и Распростр. радиоволн, 26(141). - М., 1975. - 24 с.

2. Корохин В.В., Акимов Л.А., Марченко Г.П., Стародубцева О.М. Наблюдения Юпитера, Луны и Солнца с помощью линейного ПЗС-приемника // Астрон. вестник. - 1993. - Т. 27, №3. - С. 56-64.

3. Сомов Б.В., Козлова Л.М. О тонкой структуре солнечной хромосферы по наблюдениям ИК-линий HeI // Астрон. журн. - 1998. - Т. 75, №6. - С. 926-934.

4. Dupree A.K., Penn M.J., Jones H.P. HeI 10830A wing asymmetry in polar coronal holes: evidence for radial outflows // Astrophys. J. - 1996. - V. 467, №2. - L1212-L1214.

Размещено на Allbest.ru