Динаміка фотосферних шарів Сонця під час спалахів

Размещено на http://www.allbest.ru/

НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

АВТОРЕФЕРАТ

Дисертація на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

01.03.03 Геліофізика і фізика Сонячної системи

ДИНАМІКА ФОТОСФЕРНИХ ШАРІВ СОНЦЯ ПІД ЧАС СПАЛАХІВ

Пасечник Маргарита Миколаївна

КИЇВ 2001

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Актуальність теми. Спалах є одним з найскладніших і високоенергетичних проявів сонячної активності. Найбільш потужні спалахи впливають на атмосферу та біосферу Землі, а тому і на практичну діяльність людей. Спалахи спостерігаються і на інших зорях, але тільки на Сонці вони доступні всебічному дослідженню. Зі спалахами як явищем пов'язані такі проблеми: локалізація джерела енергії, її накопичення, механізми звільнення та переносу крізь атмосферу Сонця.

Згідно з сучасними уявленнями енерговиділення у спалахах пов'язане з процесами магнітних пересполучень і спостерігається у різних формах: електромагнітному випромінюванні в широкому діапазоні від гама- та рентгенівських частот до радіо, потоках прискорених частинок, у гідродинамічних течіях плазми. Встановлено, що спалахове збурення охоплює усі шари сонячної атмосфери, проте довгий час ставилась під сумнів можливість його розповсюдження у щільні фотосферні шари. Тому спектральні дослідження сонячних спалахів грунтувалися в основному на аналізі емісійних ліній, що утворюються у хромосфері та короні. Однак пов'язані зі спалахами зміни фраунгоферового спектру [13] свідчать про активну участь і фотосфери у спалаховому процесі. Зміни фізичного стану фотосферних шарів під час спалахів вивчались в роботах [наприклад, 48]. В більшості випадків моделювання виконувалось в наближенні однорідної атмосфери Сонця, тоді як спостереження з високою просторовою роздільною здатністю показують, що у фотосфері існують неоднорідності у вигляді грануляції, хвиль, яскравих точок, які асоціюються з дрібномасштабними магнітними силовими трубками. Тому для врахування тонкої структури фотосфери спалахів необхідним і актуальним є створення неоднорідних моделей.

Однією з основних характеристик фізичного стану речовини є поле швидкостей. У багатьох роботах, присвячених дослідженню спалахів, підкреслюється, що для розуміння цього явища необхідно досконально вивчити особливості руху речовини в усіх шарах атмосфери Сонця під час різних фаз розвитку спалахів. Рух речовини у короні та хромосфері вивчався багатьма авторами. У теоретичних роботах [913] показано, що існує зв'язок рухів в нижніх шарах атмосфери Сонця з процесами магнітних пересполучень, потужністю потоків прискорених частинок. У хромосфері під дією цих потоків та тепла речовина розігрівається і це призводить до її випаровування та руху вверх у корону. Чисельні розрахунки моделі хромосферного випаровування [10, 11] показали, що величина швидкості та напрямок руху плазми залежать від енергії потоку нетермічних електронів. Потік електронів з енергією 2410¹⁰ ергсм²с¹ призводить до “м'якого” випаровування, а з енергією більшою за цю величину до “вибухового”. В останньому випадку хромосфера розігрівається до корональних температур. В області високого тиску, що при цьому утворюється, частина плазми не встигає розширитись, і більш швидкий процес променистого охолодження та стискання може призвести до утворення однієї або кількох холодних щільних хромосферних конденсацій, які рухаються униз. Зі спектральних спостережень [наприклад, 14,15] було виявлено, що під час спалахів існують низхідні рухи хромосферної речовини, які автори інтерпретували як проходження передбачених конденсацій.

Значно менше вивчено зміни руху речовини під час спалахів у фотосферних шарах. В основному дослідження виконувались з використанням однієї або кількох фраунгоферових ліній, інтервали висот утворення яких охоплювали невеликий шар фотосфери. Це не давало можливості простежити, як змінювалась швидкість руху з висотою, і до якої глибини розповсюджувалось спалахове збурення. Тому необхідними і актуальними були подальші більш детальні дослідження поля швидкостей у фотосфері активних областей у процесі розвитку спалахів з використанням більшого об'єму спостережних даних, отриманих з високою часовою роздільністю.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Робота виконана в Астрономічній обсерваторії КНУ згідно з планом теми № 97005 “Крупномасштабні структури та циклічність сонячної активності, теоретичні та практичні аспекти їх впливу на геофізичні явища”, № держреєстрації 0197U003015.

Мета і задачі дослідження. Мета даної роботи знайти прояви спалахового збурення у фотосферних шарах Сонця; з використанням спектрального методу дослідження виявити зміни термодинамічних умов на різних висотах фотосфери та їх часову послідовність.

Для цього поставлено такі задачі.

Одержати параметри профілів фраунгоферових ліній у спектрі спалаху та виявити їхні зміни по відношенню до їхніх значень для незбуреної фотосфери та спокійного флокула. Дослідити тонку структуру фраунгоферових ліній у спектрі спалаху.

Виявити особливості змін з висотою фотосфери величини та напрямку променевої швидкості руху речовини на різних стадіях розвитку спалахів.

Вивчити вплив спалахів на структуру фотосфери.

Побудувати неоднорідні напівемпіричні моделі фотосфери спалаху з урахуванням дрібномасштабної структури.

Наукова новизна одержаних результатів.

Вперше отримано розподіл променевої швидкості руху фотосферної речовини з висотою у великому інтервалі висот, від 40 км до 500 км, для різних етапів розвитку спалахів.

Вперше знайдено, що під впливом спалахового збурення відбувається збільшення амплітуди коливань швидкостей руху речовини у нижніх шарах фотосфери.

У середній фотосфері слабких спалахів виявлено шар, у якому відбувалися особливо різкі зміни променевої швидкості.

Вперше побудовано неоднорідні напівемпіричні трикомпонентні моделі фотосфери спалаху.

Практичне значення одержаних результатів.

Отримані в роботі результати можуть бути використані при чисельному моделюванні процесів, що відбуваються у спалахах як на Сонці, так і на інших зорях.

Одержані загальні особливості змін з висотою і часом фотосферного поля швидкостей слабких спалахів можуть бути використані при побудові динамічної моделі спалахів.

Розроблений метод побудови неоднорідних напівемпіричних моделей фотосфери спалахів та виявлені з його використанням закономірності змін термодинамічних умов у фотосферних шарах активних областей Сонця розширюють можливості подальших досліджень спалахових процесів.

Особистий внесок здобувача. У роботах, виконаних зі співавторами, здобувач брала участь у:

фотометричній обробці спектрального матеріалу;

побудові профілів спектральних ліній;

визначенні параметрів профілів фраунгоферових ліній, їх асиметрії та зсувів;

визначенні променевих швидкостей руху речовини у фотосферних і хромосферних шарах активних утворень (флокулів і спалахів) та їх околу;

визначенні змін термодинамічних параметрів фотосфери спалаху методом побудови напівемпіричних неоднорідних моделей;

аналізі, інтерпретації одержаних результатів та написанні статей.

Апробація результатів дисертації. Результати, подані у дисертаційній роботі, доповідалися на семінарах відділу сонячної активності та сонячно-земних зв'язків Астрономічної обсерваторії КНУ ім. Тараса Шевченка, а також на таких конференціях: 4-й з'їзд Української Астрономічної Асоціації, Київ, ГАО НАНУ, 1997 р.; II наукова конференція “Вибрані питання астрономії та астрофізики” пам'яті відомого астрофізики Бабія Б.Т., Львів, 1998 р.; Міжнародна конференція “Фізика Сонця”, КРАО, 1998 р.; VII Симпозиум по солнечно-земной физике России и стран СНГ, Троицк, 1999 г.; Міжнародна конференція “Фізика Сонця”, КРАО, 1999 р.; Наукова конференція, присвячена 165-річчю Київського університету, Київ, 1999 р.; Joint European and National Astronomy Meeting “JENAM2000”, Moscow, Russia, 2000; International conference “Astronomy in Ukraine2000 and beyond”, Kyiv, 2000; International conference “Sun at the Top of the Maximum and the Solar/Stellar Connection”. Saint-Petersburg, Pulkovo, 2000; International Astronomical Conference “Fourth Vsekhsvyatsky readings. Modern problems of physics and dynamics of the solar system”, Kyiv, 2000.

Публікації. Результати дисертації опубліковані в 7 статтях у наукових реферованих журналах (з них 2 самостійні) і 2 у фахових виданнях (1 самостійна).

Структура та обсяг дисертаційної роботи. Дисертаційна робота складається зі вступу, чотирьох розділів, з яких перший присвячений огляду розвитку досліджень за темою роботи, та висновків. Повний обсяг дисертації складає 154 сторінки, з них 19 сторінок список використаних джерел. Всього робота містить 32 рисунки, 7 таблиць та 187 найменуваннь у списку використаних джерел.

ЗМІСТ РОБОТИ

Вступ. Обґрунтовано актуальність теми дисертації, описано сучасне становище проблеми вивчення спалахового явища. Подано зв'язок роботи з науковою темою, у роботі над якою брала участь дисертантка. Сформульовані мета та задачі дослідження, відображено новизну, практичне значення одержаних результатів та особистий внесок здобувача. Коротко описано зміст кожного з розділів дисертації.

Розділ 1. “Зміни термодинамічних умов у фотосфері Сонця, пов'язані зі спалахами. Огляд літератури”. Розділ містить огляд публікацій, присвячених створенню динамічної моделі спалаху, дослідженню фраунгоферового спектру спалахів, вивченню поля швидкостей фотосферної речовини активних областей (АО) під час спалахів; розвитку моделювання фотосфери активних утворень.

Розділ 2. “Фраунгоферів спектр флокула та спалаху”. У цьому розділі подана характеристика спектрального матеріалу, який використано у роботі, основні етапи його фотометричної обробки та точність отриманих даних. Розглянуто особливості фраунгоферових спектрів слабкого спалаху 24 травня 1979 року, отриманих під час основної фази його розвитку. Детально проаналізовано зміни з висотою фотосфери параметрів профілів, асиметрії та зсувів фраунгоферових ліній у спектрах спалаху. Для порівняння розглянуто також фраунгоферів спектр спокійного флокула, в якому спалахів не було на протязі доби. Таке порівняння дозволило більш повно виявити зміни у фраунгоферових спектрах АО, пов'язані саме зі спалахом.

У роботі визначались відносні відхилення параметрів профілів ліній від їхніх значень для незбуреної фотосфери (НФ), це дало можливість виключити систематичні похибки:

Р = (Р^АО Р^НФ) / Р^НФ,

де Р один із параметрів: еквівалентна ширина, центральна глибина або напівширина профілю лінії. Зсуви ліній знаходились також відносно їх величини для незбуреної фотосфери:

= ^{АО НФ}.

Розглянуто 16 фраунгоферових ліний, які утворюються в інтервалі висот незбуреної фотосфери від 100 до 500 км.

Виявлено, що у спектрі флокула найбільш виражені зміни у ядрах сильних ліній, які формуються у верхніх шарах фотосфери, вище 200 км. Центральні глибини цих ліній менші в середньому на 16 %, ніж у спектрі незбуреної фотосфери. Напівширини ліній, як правило, більші у деяких випадках на 30 %. Винятком є лінії Fe I, Ti I та Cr I з висотами утворення 180220 км, які виявилися вужчими і сильнішими. Середні та верхні частини бісекторів ліній зсунуті у довгохвильовий бік спектра. Прогин нижньої частини бісекторів в короткохвильовий бік у спектрі флокула менший, ніж у спектрі незбуреної фотосфери, що може бути наслідком пригнічення конвективних рухів магнітним полем.

У спектрах спалаху поведінка фраунгоферових ліній інша, ніж у спектрах незбуреної фотосфери або флокула. Виявилося, що варіації параметрів профілів ліній значно залежать від стадії розвитку спалаху та висоти утворення ліній. Загальна картина змін профілів ліній в спектрах спалаху 24 травня 1979 року в процесі його розвитку є такою. У перший момент спостереження, через 4 хвилини після максимуму інтенсивності спалаху в лінії , сильні лінії, які формуються у верхніх шарах (240490 км), були послабленими на 24 % та розширеними на 1015 %, а ті, що утворюються у середніх та нижніх шарах (нижче 240 км) переважно підсилилися (в середньому на 10 %). У наступні моменти спостережень послабленими виявилися лінії, що утворюються у нижніх шарах фотосфери, а центральні глибини ліній, що утворюються у верхніх шарах, зросли і мало відрізнялись від їхніх значень для незбуреної фотосфери. Таку поведінку ліній можна пояснити поступовим розповсюдженням спалахового збурення з верхніх шарів фотосфери у нижні. Більшість ліній в усі моменти спостереження спалаху мали червону асиметрію і були зсунуті у довгохвильовий бік спектра відносно їхнього положення у спектрі незбуреної фотосфери, тобто переважав низхідний рух фотосферної речовини. Лінії, що утворюються у шарі 180220 км, звузилися, особливо сильно у спектрі, отриманому невдовзі після моменту -максимуму спалаху в середньому на 25 %. Вони зсунулися у довгохвильовий бік спектру до 3-5 пм. У багатьох ліній цього спектру з'явилися компоненти: у ліній, що утворюються у верхніх шарах в “червоному“ крилі, в нижніх шарах в “синьому” крилі, а у ліній з висотами утворення 180220 км і в “синьому”, і в “червоному” крилах.

Для дослідження змін великомасштабної структури фотосфери активної області проведено аналіз спектрів околу флокула та спалаху, який показав, що лінії, які формуються у шарі фотосфери h380 км, змінюються синхронно вздовж ділянки АО, яку вирізала щілина спектрографа. Зміни параметрів ліній, що утворюються у нижніх шарах фотосфери, значно більші за величиною і мають періодичний характер, зумовлений комірчастою структурою фотосфери АО. В області флокула розмір комірок складав приблизно 13000 км, поза нею 17000 км. Виявлено, що спалах знаходився на межі великомасштабних елементів довжиною 30000 км, яка відповідає характерному розміру супергранул. Ці елементи характеризуються тим, що в їхніх спектрах лінії у більшості випадків підсилені і звужені (деякі на 40 %).

Подібність між спектрами флокула та спалаху проявилася в тому, що центральні глибини та еквівалентні ширини профілів ліній в них переважно зменшені, а у спектрах околу збільшені. Особливо це помітно в останній момент спостереження спалаху на стадії його затухання, коли його інтенсивність в лінії стала приблизно такою ж, як інтенсивність флокула.

Відрізняються спектри спалаху і флокула тим, що в спектрі флокула лінії зсунуті значно менше (на 0.5 пм), ніж в спектрі спалахку (до 35 пм). Лінії, що формуються у нижніх шарах фотосфери зсунуті у протилежні боки відносно їхнього положення в спектрі незбуреної фотосфери. У спектрі флокула у короткохвильовий бік (це є ознакою підйому фотосферної речовини).

Спектри спалаху, отримані під час головної фази його розвитку, виявилися зміненими відносно спектра незбуреної фотосфери і флокула. Ці зміни відображають зміни у фізичному стані фотосфери, викликані розповсюдженням спалахового збурення, яке досягло цих шарів атмосфери Сонця у вигляді хвиль.

Отримані профілі фраунгоферових ліній використано для побудови напівемпіричних моделей фотосфери спалаху.

Результати, подані в цьому розділі, опубліковані в роботах {1, 2, 4}.

Розділ 3. “Поле променевих швидкостей у різних шарах фотосфери під час спалахів”. Цей розділ присвячено детальному аналізу змін променевих швидкостей руху речовини в різних шарах фотосфери активних областей та у хромосфері на рівні утворення ядра лінії Н, які відбувались під час спалахів різної потужності.

Променеві швидкості руху речовини визначались за доплерівськими зсувами ядер ліній у спектрах. Положення фраунгоферових ліній визначалося з використанням телуричних ліній кисню чи води. Були обчислені зміни променевої швидкості руху фотосферної речовини (V^AO) відносно її значення у незбуреній фотосфері (V^НФ):

V_r = V^АО VН^НФ.

Точність визначення V_r складала в середньому 0.2 км/с.

Спектри спалаху 24 травня 1979 р. у його головній фазі розвитку отримані на горизонтальному сонячному телескопі АЦУ-5 Головної астрономічної обсерваторії НАНУ в Києві. Особливий інтерес викликають випадки, коли вдається отримати спектрограми до початку спалаху та на протязі його розвитку. Це дає можливість прослідкувати зміни стану речовини атмосфери Сонця під час всього процесу спалаху. В роботі використано спектральний матеріал, отриманий перед та під час двох спалахів 4 вересня 1990 р. балу sf, спектри одержано на горизонтальному сонячному телескопі АЦУ-26, який знаходиться на Високогірній спостережній станції “Терскол” (висота над рівнем моря 3100 м). Розглянуто також рух речовини перед та під час потужного двострічкового спалаху 3 червня 1979 р.

При дослідженні різних спалахів використовувалось від 10 до 34 фраунгоферових ліній з різними характеристиками. Лінії були вибрані так, щоб охопити якомога більший шар фотосфери (від 40 км до 500 км незбуреної фотосфери), а також щоб поряд знаходилась телурична лінія (бажано навіть декілька для підвищення точності визначення положення фраунгоферової лінії у спектрі).

Для порівняння розглянуто зміни променевої швидкості в області спокійного та активного флокулів.

Одержано, що у спокійному флокулі зміни променевої швидкості порівняно з її величиною для незбуреної фотосфери були невеликі і становили 0.25 км/с. Максимальні зміни швидкості спостерігалися на границях флокула у нижніх шарах фотосфери у цих областях відбувалося збільшення швидкості підйому речовини на 11.4 км/с. В області фотосфери біля активного флокула спостерігався різнонаправлений рух речовини, що могло бути пов'язано з виходом нового магнітного потоку. Основною відмінністю активного флокула (4 вересня 1990 р.) від спокійного (23 травня 1979 р.) було те, що речовина у нижньому шарі в області активного флокула опускалася, а в області спокійного флокула підіймалася.

Виявлено такі особливості змін з висотою і часом фотосферного поля швидкостей слабких спалахів:

під час всіх фаз розвитку спалахів відбувалося опускання речовини в усіх шарах фотосфери. Низхідний рух речовини спостерігався не тільки в місці спалаху, а й на всій ділянці комплексу активності, яка була вирізана щілиною спектрографа;

променева швидкість руху речовини змінювалась з висотою у верхній фотосфері зміна швидкості відбувалась більш плавно, ніж у нижній, де її зміни мали коливний характер. У середній фотосфері виділився шар на висоті 180240 км, в якому зміни швидкості були найбільшими, до 1.62.0 км/с. Цей шар є перехідним між частинами фотосфери, де зверху переважає хвильовий перенос енергії, а знизу конвективний;

зміни швидкості у часі були такими: у початковій фазі розвитку спалахів швидкість низхідного руху речовини зростала, досягала свого максимального значення у головній фазі, а потім до кінця спалаху зменшувалась. Аналіз змін швидкості руху речовини фотосфери ділянки АО, яку вирізала щілина спектрографа, показав, що їхній хід у верхніх шарах був таким же, як і в місці спалаху;

поступове збільшення швидкості руху речовини з глибиною фотосфери у процесі розвитку спалахів вказує на те, що спалахове збурення розповсюджувалося з верхніх шарів у нижні;

під дією спалахового збурення відбулося підсилення п'ятихвилиних коливань променевої швидкості (до 0.71.6 км/с). Їх амплітуда значно перевищує амплітуду п'ятихвилиних коливань (0.3 км/с) у незбуреній фотосфері.

У хромосфері під час слабких спалахів, на рівні утворення ядра лінії Н, спостерігався низхідний рух речовини, максимальні зміни швидкості якого становили 3.66 км/с.

Але кожний спалах мав і свої особливості. Так, під час спалаху 24 травня 1979 р. максимальні зміни руху фотосферної речовини відбулися через 16 хвилин після максимуму інтенсивності спалаху в лінії Н. Виявлено, що цей спалах виник на межі двох елементів руху, довжиною 30000 км (характерний розмір супергранул), у процесі спалаху вони зменшилися до 1000018000 км. Швидкість горизонтального руху елементів становила 1020 км/с.

Під час спалаху 4 вересня 1990 р. поле швидкостей зазнало таких змін: у початковій фазі розвитку спалаху у верхніх та середніх шарах фотосфери променева швидкість руху речовини збільшувалась і досягла свого максимального значення (2 км/с) біля максимуму інтенсивності спалаху в лінії Н. У головній фазі протягом приблизно семи хвилин швидкість змінювалась мало (у межах похибки визначення), а потім до кінця спалаху їх величина зменшувалася. Спалахове збурення досягло найнижчого з досліджуваних шарів (h=41 км) через сім хвилин після Нмаксимуму спалаху. За дві години до початку спалаху у хромосфері, на рівні утворення ядра лінії Н, спостерігався висхідний рух речовини (V_r = 0.8 км/с).

Розглянуто також рухи речовини на хромосферному і фотосферному рівнях під час потужного двострічкового спалаху 3 червня 1979 р. На відміну від слабких компактних спалахів перед цим спалахом у фотосфері, як і у хромосфері відбувався підйом речовини з променевою швидкістю на 12 км/с вищою, ніж у незбуреній атмосфері. Ймовірно, це було пов'язано з виходом нового магнітного потоку. У початковій фазі спалаху найбільші зміни променевої швидкості мали місце в більш яскравому, близькому до волокна вузлі. Швидкість підйому на фотосферному рівні збільшилась вдвоє, а на хромосферному спостерігалося опускання речовини, тобто напрямок руху змінився. У головній фазі речовина підіймалася по всій дослідженій висоті атмосфери. У хромосфері через декілька хвилин після другого Нмаксимуму спалаху швидкість руху підвищилась на 25 км/с, ймовірно, це було зумовлено помірним хромосферним випаровуванням. На стадії затухання спалаху в його околі спостерігався підйом плазми з променевою швидкістю 12 км/с у фотосфері, і 1.57.0 км/с у хромосфері.

Виявлені зміни величини та напрямку променевої швидкості руху речовини активної області під час спалахів можуть бути використані при моделюванні спалахових процесів.

Результати, подані в цьому розділі, опубліковані в роботах {3,5,7,8,9}.

Розділ 4. “Зміни термодинамічного стану фотосферної речовини під час спалаху”. У цьому розділі описано метод побудови напівемпіричних неоднорідних моделей фотосфери активної області. Вони складаються з трьох компонент гранули, міжгранульного проміжку та магнітної силової трубки. Моделі одержано в результаті підбору такого розподілу термодинамічних параметрів фотосфери з висотою, при якому обчислені профілі якнайкраще співпадали зі спостережними профілями фраунгоферових ліній. Теоретичні профілі розраховувалися за програмою співробітника Кримської астрофізичної обсерваторії Е.О. Барановського В першому наближенні за неоднорідну модель незбуреної фотосфери використано гідродинамічну модель сонячної грануляції О.С. Гадуна [16]. З неї було виділено дві компоненти моделі гранули і міжгранульного проміжку. За третю компоненту вихідною взята напівемпірична модель силової трубки PLA [17]. При розрахунках припускалося, що напруженість магнітного поля в силовій трубці змінювалась від 500 Гс у верхніх шарах фотосфери до 1500 Гс у нижніх, променева швидкість становила 0.2 км/с, а мікротурбулентна швидкість вважалась постійною і рівною 1 км/с.

Таким чином було побудовано напівемпіричні неоднорідні моделі фотосфери спалаху 24 травня 1979 р. для різних моментів основної фази його розвитку. Для цього використано 11 фраунгоферових ліній, які детально досліджені у розділі 2. Для порівняння отримано також модель та розглянуто фізичні умови у фотосфері спокійного флокула, що спостерігався 23 травня 1979 р.

Моделювання показало, що у флокулі найбільш прогрітими були верхні шари силових трубок, при цьому різниця температури по відношенню до її значення для незбуреної фотосфери зменшувалась рівномірно з глибиною від 1800 К до 500 К. Зміни швидкості руху речовини в цілому були невеликими. На відміну від флокула фотосферна область спалаху являла собою ряд шарів з температурою, густиною та променевою швидкістю руху речовини, які значно відрізнялися від їхніх величин для незбуреної фотосфери: у деяких шарах вони були більшими, у деяких меншими. Температура речовини у магнітних силових трубках була більш високою, ніж у навколішній фотосфері, у деяких шарах прогрів досягав 1500 К. У середній і нижній фотосфері спалаху у гранулах та міжгранульних проміжках променева швидкість різко зросла, до 6 км/с, що свідчить про підсилення конвекції у цих шарах. Як у флокулі, так і у спалаху виділився шар зі зниженою у 1015 разів густиною. Розрахунки показали, що структурні зміни фотосфери під час спалаху були невеликими співвідношення площ гранули, міжгранульного проміжку та силової трубки на початку головної фази розвитку спалаху було отримано таким 66:24:10, а під кінець спалаху площа, яку займали трубки, зменшилася, і це співвідношення стало 66:27:7. Зміни термодинамічних параметрів з висотою вказують на хвильовий характер розповсюдження спалахового збурення. Переміщення прогрітих шарів углиб фотосфери та значне переважання низхідного руху речовини над висхідним свідчать про те, що спалахове збурення розповсюджувалось з верхніх шарів у нижні.

ВИСНОВКИ

фотосферний спалах сонце спектральний

Для розуміння явища спалаху, яке охоплює усі шари атмосфери Сонця, та процесів, які його викликають і супроводжують, необхідно виявити зміни у фізичному та динамічному стані сонячної плазми перед та під час спалахів різної потужності. Особливості руху речовини у короні та хромосфері досліджувались багатьма авторами. Зміни поля швидкостей у фотосферних шарах під час спалахів вивчені ще недостатньо.

Завданням дисертації було, використовуючи спектральний метод дослідження, знайти прояви спалахового збурення у фотосферних шарах Сонця і виявити зміни термодинамічних умов на різних висотах фотосфери та їх часову послідовність.

Для цього було проведено аналіз фраунгоферових спектрів трьох слабких компактних і потужного двострічкового спалахів та спокійного і активного флокулів, для порівняння. Виявлено відмінності у поведінці параметрів профілів фраунгоферових ліній (центральної глибини, напівширини та еквівалентної ширини), а також їх асиметрії та зсувів у спектрах слабкого спалаху, спокійного флокула та незбуреної фотосфери. Найбільша відмінність між цими спектрами проявилася у зсувах ліній, що формуються у нижніх шарах фотосфери: у спектрах спалаху вони зсунуті у довгохвильовий, а у спектрі флокула у короткохвильовий бік відносно їх положення у спектрі незбуреної фотосфери. Варіації параметрів профілів ліній значно залежать від стадії розвитку спалаху та висоти утворення ліній і зумовлені змінами термодинамічних характеристик стану фотосфери.

Детально досліджено зміни з висотою і часом фотосферного поля швидкостей у активних областях під час спалахів.

Виявлено особливості змін променевих швидкостей у фотосфері слабких спалахів:

Під час спалахів спостерігався низхідний рух речовини в усіх шарах фотосфери, причому не тільки в місці спалаху, а й на всій ділянці активної області, яка була вирізана щілиною спектрографа. Амплітуда змін променевої швидкості в нижніх шарах фотосфери була більшою, ніж у верхніх, і становила відповідно 2 та 1 км/с.

Швидкість руху речовини змінювалась з висотою. Найбільші її зміни, до 2 км/с, відбувались у шарі 180220 км.

З часом швидкість руху змінювалась так: у початковій фазі розвитку спалахів швидкість низхідного руху речовини зростала, досягала свого максимального значення у головній фазі, а потім до кінця спалаху зменшувалась.

Виявлено, що під впливом спалахового збурення відбулося збільшення амплітуди коливань швидкостей руху речовини у нижніх шарах фотосфери спалаху.

Виявлено зміни з часом структури фотосфери, які відбувалися під час слабкого спалаху 24 травня 1979 р. Він виник на межі двох елементів руху, довжиною 30000 км (характерний розмір супергранул), у процесі спалаху спостерігалося їх зменшення до 1000018000 км.

Зміни поля швидкостей у фотосфері слабких спалахів вказують на те, що спалахове збурення розповсюджувалося з верхніх шарів у нижні і мало хвильовий характер.

На відміну від слабких компактних спалахів протягом потужного двострічкового спалаху відбувався підйом фотосферної речовини з променевою швидкістю на 12 км/с вищою, ніж у незбуреній фотосфері.

Побудовані напівемпіричні трикомпонентні (гранула, міжгранульний проміжок та силова трубка) фотосферні моделі слабкого спалаху 24 травня 1979 р. та флокула. Моделі показують, що фізичні умови у фотосфері, як флокула, так і спалаху виявилися зміненими відносно незбуреної фотосфери. Однак величина і характер цих змін різні. Зміни швидкості руху фотосферної речовини у флокулі були в цілому невеликими, тоді як у спалаху в середніх і нижніх фотосферних шарах променева швидкість різко зросла. Зміни температури з висотою у флокульній силовій трубці відбувалися досить плавно. Фотосферна ж область спалаху являла собою чергування шарів з температурою, густиною та швидкістю руху, які значно відрізнялися від їхніх величин для незбуреної фотосфери. Збільшення променевої швидкості руху речовини у гранулах та міжгранульних проміжках свідчать про підсилення конвекції у фотосферних шарах спалаху.

Виявлені зміни термодинамічних параметрів стану фотосфери слабких спалахів вказують на хвильовий характер розповсюдження спалахового збурення з верхніх шарів у нижні. Ці зміни, ймовірно, були відгуком фотосфери Сонця на перенос спалахової енергії хромосферною конденсацією і хвилями.

Отримані неоднорідні напівемпіричні моделі фотосфери спалаху добре описують тонку структуру профілів спостережуваних ліній. Але останнім часом з'явилися теоретичні роботи, в яких показано, що діаметр силових трубок повинен збільшуватись з висотою, крім того, треба враховувати неоднорідність у розподілі температури у силовій трубці по горизонталі і нахил трубки. Ці тонкі ефекти повинні знайти своє відображення у подальших розробках напівемпіричних моделей активних утворень.

ЦИТОВАНА ЛІТЕРАТУРА

Аликаева К.В., Ганджа С.И., Кондрашова Н.Н., Полупан П.Н. Изменение фраунгоферова спектра солнечных активных областей в связи со вспышками // Астрономия и астрофизика.1980.Том 42.С. 314.

Кондрашова Н.Н., Полупан П.Н., Аликаева К.В. Фраунгоферов спектр активной области Mc Math 15526 в стадии вспышечной активности // Вестн. Киев. ун-та. Астрономия.1982.Том 24.С. 1829.

Кондрашова Н.Н. Изменения тонкой структуры фраунгоферовых линий во время вспышек // Солнеч. данные.1986.№ 11.С. 6975.

Аликаева К.В., Барановский Э.А., Полупан П.Н. Изменение состояния низкотемпературной плазмы а процессе мощной солнечной вспышки // Кинемат. и физика небес. тел.1986.Том 2, №4.С. 2733.

Курочка Е.В., Барановский Э.А. Свечение линий ионизованного железа в солнечных вспышках // Изв. Крым. астрофиз.обсерв. 1992.Т. 85.С. 1520.

Аликаева К.В., Барановский Э.А., Кондрашова Н.Н. и др. Полуэмпирические модели фотосферы активного комплекса // Кинемат. и физика небес. тел.1995.Том 11, №2.С. 1124.

Барановский Э.А., Лозицкая Н.И., Лозицкий В.Г. Магнитные поля и термодинамические условия в солнечной вспышке 8 июня 1989 г. // Кинемат. и физика небес. тел.1991.Том 7, №3.С. 5258.

Machado M.E., Avrett E.H., Vernazza J.E., Noyes R.W. Semiempirical models of chromospheric flare regions // Astrophys. J.1980.Vol. 242, N 1.P. 336351.

Сомов Б.В. Новые теоретические представления о солнечных вспышках // Успехи физ. наук.1985.Т.145, №3.С. 532535.

Fisher G.H., Canfield R.C., McClymont A.N. Flare loop radiative hydrodynamics// Astrophys. J.1985.Vol. 289, N 1.P. 414441.

Косовичев А.Г. Численное моделирование тепловых и газодинамических процессов в импульсной фазе солнечных вспышек // Изв. Крым. астрофиз. обсерватории. 1986.Т. 75.С. 821.

Priest E.R. Magnetohydrodynamic theories of solar flares // Solar Phys.1986.Vol. 104, N1.P. 118.

Forbes T.G., Acton L.W. Reconnection and field line shrinkage in solar flares // Astrophys. J.1996.Vol. 459, N 1.P. 330341.

Cauzzi G., Falchi A., Falciani R. еt al. Coordinated observations of solar activity phenomena. II. The velocity field pattern in the elementary flare // Astron. and Astrophys.1996.Vol. 306, N 2.P. 625637.

Ichimoto K., Kurokawa H. H red asymmetry of solar flares // Solar Phys.1984.Vol. 93, N1.P. 106121.

Гадун А.С. Многомерные гидродинамические модели атмосферы Солнца: эффекты переноса излучения в многомерной возмущенной среде // Кинематика и физика небес. тел.1995.Том 11, №3.С. 5472.

Solanki S.K., Brigljevic V. Continuum brightness of solar magnetic elements// Astron. and Astrophys.1992.Vol. 262, N 2.P. L29L32.

ПУБЛІКАЦІЇ ОСНОВНИХ РЕЗУЛЬТАТІВ ДИСЕРТАЦІЇ

Реферовані видання

Кондрашова Н.Н., Пасечник М.Н. Фотосферные слои вспышки и флоккула. I. Профили, асимметрия и смещения фраунгоферовых линий // Кинемат. и физика небес. тел.1997.Том 13, №4.С. 6175.

Кондрашова Н.Н., Пасечник М.Н. Фотосферные слои вспышки и флоккула. II. Профили, асимметрия и смещения фраунгоферовых линий в спектрах окрестностей вспышки и флоккула // Кинемат. и физика небес. тел.1998.Том 14, №3.С. 234244.

Кондрашова Н.Н., Пасечник М.Н. Фотосферные слои вспышки и флоккула. III. Поле скоростей // Кинемат. и физика небес. тел.1999.Том 15, №4.С. 310317.

Кондрашова Н.М., Пасечник М.М. Аналіз асиметрії профілів фраунгоферових ліній у спектрах спалахово-активного комплексу // Вісник Київського ун-ту. Астрономія.1999.Вип. 35.С. 511.

Пасечник М.М. Зміни швидкості руху речовини у різних шарах фотосфери активного комплексу під час спалаху // Вісник Київського ун-ту. Астрономія.2000.Вип. 36.С. 3441.

Барановский Э.А., Кондрашова Н.Н., Пасечник М.Н. Фотосферные слои вспышки и флоккула. IV. Полуэмпирические модели // Кинемат. и физика небес. тел.2000.Том 16, №5.С. 387399.

Пасечник М.Н. Лучевые скорости в фотосфере и хромосфере вспышки и активного флоккула // Кинемат. и физика небес. тел.2001.Том 17, №2.С. 99112

Роботи у фахових виданнях

Кондрашова Н.Н., Рудникова Е.Г., Пасечник М.Н. Изменения скорости движения вещества во время солнечной двухленточной вспышки // Труды международной конференции “Четвертые Всехсвятские чтения. Современные проблемы физики и динамики солнечной системы”.Одесса.2000.С. 229233.

Пасечник М.Н. Динамика хромосферных и фотосферных слоев активного комплекса во время двух вспышек // Труды международной конференции “Четвертые Всехсвятские чтения. Современные проблемы физики и динамики солнечной системы”.Киев.2000.С. 288296.

Размещено на Allbest.ru