Структуры солнечной атмосферы на различных временных и пространственных масштабах

Диссертационная работа посвящена исследованиям различных структур солнечной атмосферы с высоким пространственным и спектральным разрешением. Основой работ по исследованию колебательных процессов в солнечных пятнах являются новые методы регистрации и цифровой обработки солнечного спектра, многолетние ряды наблюдений, полученные на пулковском солнечном телескопе с помощью быстро действующего видеомагнитографа и цифровых камер. При исследовании долгопериодических колебаний пятен использованы длинные серии магнитограмм и доплерограмм солнечных пятен, полученные с космических аппаратов М131(80Н0)и НМДББО).

Основой работ по изучению морфологии и динамики тонкой структуры солнечной атмосферы (грануляция, светлые мосты, темные гелиевые точки и др) являются новые эффективные средства и методы получения высокого пространственного разрешения. Для систематического исследования тонкой структуры фотосферы создан новый телескоп «открытого типа», с коротким ходом лучей большой апертуры, установленный! на высоте 4330 м на Восточном Памире. С его помощью автором получены высококачественные фотографии и спектры солнечных структур на протяжении целого цикла солнечной активности в 1977;1989 гг. В работе использован также уникальный наблюдательный материал, полученный автором с коллегами на 100 см стратосферной солнечной обсерватории «Сатурн».

В.1. Актуальность проблемы.

Несмотря на значительный прогресс в изучении Солнца, не существует полного понимания причин, порождающих те или иные солнечные структуры и их взаимосвязь. Процесс образования структур охватывает практически все слои атмосферы Солнца, проявляясь в разных объектах (пятна, поры, факелы, яркие точки тени пятна, темные гелиевые точки и т. д.) и происходит на масштабах от 10 км (силовые магнитные трубки) до 10бкм (протуберанцы, комплексы активности, корональные дыры). Поэтому выявление новых структур, изучение их морфологии, эволюции как в спокойных областях (СО), так и в активных областях (АО) солнечной атмосферы, является важной задачей для современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем — крайне актуальная задача, поскольку колебательные процессы пронизывают все структурные элементы фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. Исследование колебательных процессов в солнечных пятнах и в окружающей их фотосфере представляет особый интерес для солнечной физики, поскольку эти области заняты достаточно сильным (преимущественно вертикальным) магнитным полем. Волновые и колебательные свойства такой среды существенно отличаются от аналогичных свойств атмосферы, свободной от магнитного поля. До недавнего времени внимание исследователей было сосредоточено на изучении относительно короткопериодических (с периодами 3−5минут) МГД-колебаний в солнечных пятнах. Но наряду с этими, достаточно хорошо изученными осцилляциями, в солнечных пятнах и их окрестностях наблюдаются долгопе-риодические (с периодами от получаса до нескольких десятков часов) колебания физических параметров, которые, в частности, проявляются во временных вариациях магнитного поля и лучевых скоростей.

Это явление не может быть выявлено при кратковременных (15−30 минут) сеансах наблюдений, здесь необходимо получить достаточно длительные и однородные временные ряды, характеризующие изменение параметров плазмы и магнитного поля исследуемых объектов. Анализируя спектр наблюдаемых колебаний и характер распространения в данной" среде тех или иных типов волн, можно восстановить физическую структуру изучаемой системы и произвести диагностику ее параметров.

Солнце можно изучать с гораздо более высоким пространственным и спектральным разрешением, чем остальные звезды. Поэтому детальное исследование структур солнечной атмосферы имеет важный общий астрофизический интерес с точки зрения понимания природы активности звезд.

Актуальность исследованиям Солнца придает и то, что солнечная активность многогранно влияет на земные процессы, а также на окружающее космическое пространство. Современное высокотехнологическое общество все сильнее зависит от «космической погоды», которой «управляет» Солнце. В.2. Цель работы:

Основной целью диссертационной работы является всестороннее исследование малоизученного низкочастотного спектра колебаний солнечных пятен в широком диапазоне периодов, от нескольких минут до десятков часов. Также изучается с высоким пространственным и временным разрешением морфология и динамика структур солнечной атмосферы. Цель достигается благодаря созданию и внедрению в практику наблюдений новых солнечных инструментов и методов получения астрономической информации. Используются результаты наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн», солнечного телескопа «Памир» (АНК-451), пулковского телескопа АЦУ-5 и данные космических аппаратов MDI (SOHO) и HMI (SDO).

В.З. Основные положения, выносимые на защиту:

I. Новые инструменты и методы получения информации о Солнце с высоким пространственным и временным разрешением:

1). Разработка и реализация концепции «открытого» мобильного солнечного телескопа «Памир», позволившего исследовать структуру фотосферы с более высоким, чем прежде, пространственным разрешением на протяжении целого цикла активности Солнца [SolarPhysics, 1985, v. 102, р.67−78].

2). Создание и внедрение в практику наблюдений нового типа спектрогелиографа-магнитографа [Астрономический журнал, 1996, in.73, Ml, с. 103−108- Solar Physics, 2003, v.213, p.291], позволившего получить новые результаты по структурам в Hel А.10 830 и по быстрым изменениям магнитного поля пятен во время хромосферных вспышек.

3). Разработка и применение для исследования Солнца методики определения лучевых скоростей одновременно на нескольких уровнях атмосферы Солнца [Астрономический журнал, 2007, т. 84, № 5, с. 450−460- Оптический журнал, 2008, т.75, № 3, с.9−17]. С ее помощью доказано различие физической природы 3−5 минутных и низкочастотных колебаний пятен.

II. Новые научные результаты, полученные с помощью вышеназванных инструментов и методик, а также с использованием наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн» и космических аппаратов MDI (SOHO) и HMI (SDO):

1). В спектре мощности яркости фотосферы выявлены компоненты, соответствующие размерам 10.0″, 4.5″, 2.4″. Эти размеры хорошо укладываются в масштабы образований солнечной фотосферы: мезогранул, скоплений гранул (протогранул) и гранул, соответственно [Solar Physics, 1997, v. l70, р.205−215].

2). Впервые подтвержден на независимом материале предварительный вывод K. Harve (1985), что изменение числа темных гелиевых точек на диске Солнца происходит в про-тивофазе с 11-летним циклом активности пятен [Solar Physics, 1991, v. l32, p.195−197].

3). По синхронным наблюдениям на телевизионном магнитографе ГАО, коронографе КрАО и памирском телескопе открыт новый тип фотосферных нитяных мостов, состоящих из ярких гранул. Мосты возникают в областях взаимодействующих пятен, совпадают с хромосферными дуговыми волокнами и ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В периоды сильных вспышек в интервале нескольких минут в структуре продольного магнитного поля активной области могут происходить сильные изменения [Solar Physics, 1985, v. 102, р.67−78].

4). Доказано, что долгопериодические колебания пятен не являются эффектом земной атмосферы [Астрономический журнал, 2007, т. 84, № 5, с. 450−460]. Это новое физическое явление, природа которого отличается от природы 3−5 минутных осцилляции в пятнах, которые обусловлены распространяющимися внутри силовой трубки пятна медленными магнитозвуковыми волнами. Долгопериодические — отражают вертикально-радиальные смещения пятна в целом, как устойчивого, уединенного образования, возникающие под действием внешних возмущений [Космические исследования, 2009, № 4, с.311].

5). По наземным (в лучевых скоростях) и космическим снимкам (в магнитном поле) в колебательных спектрах пятен впервые выявлены моды в полосах 40−45, 60−80, 135−170, 220−250, 480−520 минут. Мощность колебаний в них быстро падает с ростом частоты, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний [Астрономический эюурнал, 2007, т. 84, № 5, с. 450−460- Solar Physics, 2010, v. 267. Issue 2. p.279].

6). Впервые установлено, что предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 13−22час. (800 -1300 минут). Мода существует в виде цугов длительностью 1−2 суток (время жизни супсргранулы). Ее период нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с. 307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, № 3].

7). Обнаружена еще более низкочастотная колебательная мода с периодом 35−48 часов (2100−2880 минут), но она не может рассматриваться как предельная собственная мода пятна, поскольку ее период не зависит от величины магнитного поля, а амплитуда иногда оказывается ниже амплитуды моды 13−22 часа. Вероятно, это квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с. 307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, Л^З].

В.4. Новизна и научная значимость:

• Впервые на примере успешных наблюдений, выполненных на памирском солнечном телескопе, доказана высокая эффективность для исследования тонкой структуры Солнца термостабилизированных «открытых» телескопов большой апертуры с коротким ходом лучей.

• Быстродействующий телевизионный магнитограф позволил выявить перестройку конфигурации магнитного поля во время протонных вспышек, а также изучить новые свойства колебаний лучевых скоростей и магнитного поля в пятнах одновременно на нескольких уровнях атмосферы.

• По наземным и космическим наблюдениям доказано существование нового физического явления — низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен. Впервые найден весь спектр низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен вплоть до предельной низкочастотной моды с периодом от 12 до 22 часов (800 -1300 минут) в зависимости от напряженности магнитного поля пятна.

• Установлена синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени солнечного пятна. Тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование, несмотря на наличие в ней тонкой структуры магнитного поля.

Практическая ценность:

• Обнаруженные низкочастотные собственные колебания магнитных элементов солнечной фотосферы открывают новые возможности для диагностики физических и геометрических параметров активных образований на Солнце, например, для определения нижней магнитной границы пятна.

• Телевизионный спектрогелиограф — магнитограф позволяет по наземным наблюдениям в линии Hel XI0830 изучать в нижней хромосфере проявления корональных структур (границы корональные дыр). Можно проводить наблюдения колебательных процессов продольной составляющей магнитного поля, лучевых скоростей и яркостей пятен одновременно в нескольких спектральных линиях.

• Впервые разработанный и примененный удаленный доступ на основе WEB-технологии к солнечному телескопу, позволяет любому пользователю Интернета получать на стандартный компьютер цифровое изображение Солнца в момент связи с телескопом, с возможностью активного управления параметрами изображения в реальном масштабе времени.

В.5. Апробация работы:

Основные результаты диссертационной работы докладывались на ряде международных и всероссийских научных конференций, на симпозиумах MAC по физике Солнца, на семинарах рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН. Среди них:

• Семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН, Иркутск, 1982.

• Всесоюзная конференция «Физика Солнца», Алма-Ата, 1987.

• Семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН, Ашхабад, 1988.

• Международная конференция «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательные и теоретические аспекты, С. Петербург, Пулково, 23−29.06.1998.

• Конференция «Крупномасштабная структура солнечной активности», Пулково, 21−25 июня 1999 г.

• Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги», Пулково, С. Петербург, 17−22 сентября, 2000 г.

• Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», 28.051.06.2001, С. Петербург, Пулково.

• Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society at Munich, September 10−15,2001.

• Международная конференция «Расширение и связь опорных координатных систем с использованием ПЗС наземной техники», 10−13 октября 2001 г, Николаев, Украина.

• Международная конференция «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля», 17−22.06. 2002 г. Пулково.

• Международная конференция «Климатические и экологические аспекты солнечной активности», 7−11.07.2003, Санкт-Петербург, ГАО РАН.

• Международный научный семинар «Физика Солнца и звезд», Калмыцкий госуниверситет, Элиста, март 2005 г.

• IX Пулковская Международная научная конференция «Солнечная активность как фактор Космической Погоды», Санкт-Петербург, 4 по 9 июля 2005 года.

• X Пулковская Международная научная конференция «Квазипериодические процессы на Солнце и их геоэффективное проявление», Санкт-Петербург, июль 2006 года.

• Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности «, 28 сентября — 2 октября 2006 г, CAO РАН, п. Нижний Ар-хыз.

• XI Пулковская Международная научная конференция «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геоэффективных проявлений», Санкт-Петербург, 2 по 7 июля 2007 года.

• ХП Пулковская Международная научная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика», Санкт-Петербург, 7по 12 июля 2008 года.

• Всероссийская международная конференция по физике Солнца «Год астрономии: солнечная и солнечно-земная физика» Санкт Петербург, 2009.

•Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика-2010», Санкт-Петербург, 2010 г.

• First Middle East-Africa, Regional IAU Meeting, Cairo, Egypt, April 5−10, 2008.

Симпозиумы MAC:

• IAU Symposium № 138 «Solar photosphere: structure convection and magnetic fields», Kiev, USSR, may 15−20, 1989.

• IAU Symposium № 223 «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity», June 14−19, 2004,.

St. Petersburg, Russia.

Различные аспекты работы, положенные в основу диссертации, прошли экспертизу и выполнялись по программам фундаментальных исследований отдела физики Солнца ГАО РАН. Они были поддержаны грантами Российского Фонда Фундаментальных Исследований: 0207−90 068, 02−07−90 254, 06−02−3 025−6, 07−02−5 006−6, 08−02−5 008−6, 10−02−5 002−6, а также Государственной научно-технической программой «Астрономия», программой № 30 Президиума РАН «Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля» (20 052 009), Американским астрономическим обществом (1994г.), грантом Научной программы — СПб НЦ РАН 2008 г., программой Президиума РАН П-19.

Личный вклад автора:

Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из отдела физики Солнца ГАО РАН (в основном), КрАО, СпбГУАП. Работа по созданию памирского солнечного телескопа выполнялась при участии большого коллектива технических специалистов, главным образом КОМЗа (ЦКБ «Фотон»). В работах по изготовлению нового оборудования большую пользу автору оказало КБ и Опытное Производство ГАО РАН.

26 работ выполнены без соавторов. В остальных работах автору принадлежит аппаратурная часть и получение наблюдательного материала В обработке и анализе результатов автору принадлежит равный вклад наряду с соавторами.

Публикации:

Основные научные результаты диссертации опубликованы в 74 работах, из которых 50 (по NASA ADS) в реферируемых журналах, в том числе 11 в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации. Остальные публикации — это труды симпозиумов МАС (2), труды международных и всероссийских астрономических конференций^), труды ЛГУ (1), сборники «Известия ГАО РАН"(9) и бюлл. «Солнечные дан-ные"(27), монография (2).

В.7. Объем и структура работы:

Диссертация состоит из введения, двух частей, состоящих из пяти глав, заключения и списка литературы из 250 наименований. Общий объем диссертации составляет 310 страниц, в том числе 131 рисунков и 24 таблиц.

Выводы.

Основные гармоники, на которых совершаются глобальные колебания пятна, варьиру279ют от пятна к пятну и имеют периоды в полосах 60−80 и 135−170, 220−240 минут, причем мощность колебаний на нижней гармонике выше. Амплитуда колебаний в низкочастотной моде магнитного поля порядка 200−250 гс, а лучевой скорости — порядка 60−110 м/сек. Важный эффект связан с тем, что по данным ВОНО и в поле лучевых скоростей, и в магнитном поле становится заметным фрагментация колебательного процесса в тени солнечного пятна, т. е. выявляются участки (зоны возбуждения), где колебания выражены сильно, имеют большую амплитуду, а есть участки, где эти же колебания ослаблены. Очевидно, в этом явлении отражается фрагментированный характер самого магнитного поля пятна, состоящего, по-видимому, из отдельных магнитных жгутов, тесно сжатых в единую магнитную силовую трубку, чем и обеспечивается целостность и структурная обособленность всего солнечного пятна. Наши исследования показали, что в зонах возбуждения низкочастотные колебания хорошо синхронизированы между собой с коэффициентом корреляции 0.9, в то время как вне этих зон корреляция практически отсутствует. Это говорит о том, что магнитные структуры пятна и связанные с ним околопятенные магнитные элементы колеблются как единое целое образование.

Низкочастотные колебания прекращаются, если в пятне наблюдается сильный временной тренд (рост или падение) напряженности магнитного поля. На солнечную природу происхождения низкочастотных колебаний указывает:

1. значимая амплитуда гармоник (больше 3-е) в спектре мощности, колебаний.

2. присутствие низкочастотных колебаний только в магнитных элементах солнечной атмосферы (пятнах, порах, узелках).

3. отсутствие низкочастотной моды колебаний при наблюдениях в теллурических линиях и спокойной фотосфере.

4. присутствие этих же низкочастотных мод колебаний в данных, полученных прибором М01(Б0Н0) и как будет далее показано прибором НМ1(8БО).

5.2.4. Предельная низкочастотная мода магнитогравитационных колебаний солнечных пятен и ее свойства по данным МШ (80Н0) и НМЦвБО).

Изучение долгопериодических колебаний солнечной атмосферы открывает новые возможности для изучения глубоких слоев Солнца вплоть до ядра. Некоторые ограниченные данные в этой области могут быть получены при наблюдениях с баллонов в полярных областях Земли (И^и ^ а1. 2001). Однако для полномасштабных исследований колебательных процессов в солнечной атмосфере, охватывающих достаточно широкий спектр частот, необходимы данные с космических аппаратов, обеспечивающих получение длинных однородных рядов наблюдений. Не мене важно, что космические данные свободны от возможного влияния на колебательный спектр земной атмосферы (НШ й а1. 2002; БеИек е! а1. 2002).. Первоначально, в 2006;2007 гг., для исследования низкочастотных колебаний пятен нами использовались длинные, до 8-ми часов, серии цифровых спектрограмм пятен, полученные на солнечном телескопе Пулковской обсерватории. С их помощью выявлены долгопериоди-ческие колебания пятен и около пятенных магнитных элементов с периодами в полосах 4045, 60−80 и 135−170 минут (Ейешоу й а1. 2006,2007,2008).

Но наземные наблюдения из-за ограничения по длительности не позволяют обнаружить и исследовать более низкочастотные моды колебаний магнитного поля в пятнах, поэтому мы перешли к использованию данных из архива МШ (80Н0)(8сЬеггег е1 а1. 1995). Было установлено, что низкочастотные моды, ранее обнаруженные нами в наземных наблюдениях по лучевым скоростям, отчетливо проявляются и в космических магнитограммах (Efremov et al. 2010, Ефремов и др.2 2009). Этим была подтверждена физическая реальность и солнечное происхождение исследуемых долгопериодических колебаний пятен на независимом материале, полученном за пределами земной атмосферы.

При обработке магнитограмм длительностью несколько десятков часов, были получены (на уровне достоверности >3ст) две новые низкочастотные моды с периодами около 250 и 480 минут, причем амплитуда этих колебаний монотонно увеличивалась с ростом периода (Efremov et al. 2010; Ефремов и др.2 2009).

Однако для решения важного вопроса о возможном существовании предельной низкочастотной моды колебаний пятен требовались временные ряды длительностью в несколько суток. Материалы из архивов MDI (SOHO) и HMI (SDO) предоставляют такую возможность.

5.2.5.1. Методы обработки наблюдательного материала.

В настоящее время основным космическим аппаратом, позволяющим получать необходимый для указанных целей наблюдательный материал, является Солнечная гелиосфер-ная обсерватория SOHO (запущена 2 декабря 1995г), оснащенная измерителем доплеровско-го смещения MDI/SOI (Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation). Этот инструмент позволяет получать карты магнитного поля Солнца и лучевых скоростей излучающего газа с пространственным разрешением на диске Солнца лучше 4″ и с двумя временными интервалами: в 1 минуту и в 96 минут.

11 февраля 2010 г. запущен новый аппарат NASA — Обсерватория солнечной динамики (SDO). Она оснащена более совершенной аппаратурой, обеспечивающей угловое разрешение около 1.5″, временной интервал следования изображений — 45 секунд (http://sdo.gsfc.nasa.gov/).

Магнитограммы, доплерограммы и интенситограммы полного диска Солнца в формате FITS имеются в свободном доступе в Интернете, однако их обработка обладает рядом специфических особенностей и требует специального математического обеспечения.

Целью данного раздела является описание методики обработки снимков SOHO и SDO для получения длинных временных рядов значений магнитного поля, скорости или интенсивности для любого участка изображения солнечного диска и оценка эффективности данных методик для исследований долгопериодических колебаний солнечных пятен.

Космические данные аппаратов MDI (SOHO)h HMI (SDO) дают временную последовательность магнитограмм полного диска Солнца (http://soi.stanford.edu/data/). Из каждой магнитограммы необходимо выбрать значения напряженности магнитного поля строго для одного и того же места исследуемого солнечного пятна на протяжении всей серии многодневных наблюдений. Следовательно, требуется коррекция данных за вращение Солнца и собственное движение пятна. Обработка исходного материала состоит из двух этапов: «а» — предварительного и «б» — исследовательского. Этап «а» — подготовительный. Он заключается вформировании приемлемогоряда данных (например, восстановление тем или иным методом дефектных и пропущенных магнитограмм) и как результат — построение временного ряда исследуемых величин. Этап «б» — это непосредственно расчетный этап. В основном, этопроцедуры фильтрации и спектрального анализа. Исходный материал — временная последовательность магнитограмм MDI (SOHO) — представлен в формате FITS, который конвертируется в ASCII коды, при помощи стандартной утилиты «imlist» в паре с «cfitsio.dll» (например, http://heasarc.nasa.gov/docs/software/fitsio/cexamples.html). Утилита имеет параметры, позволяющие вырезать из всей магнитограммы произвольную площадку, в пределах которой солнечное пятно движется в течение всего времени наблюдений. Обработка такой площадки вместо обработки полного диска Солнца резко снижает требуемые компьютерные ресурсы и затраченное время.

Далее, для определенности, мы будем говорить о разработанных методах применительно к магнитному полю (магнитограммам), которые в равной степени используются нами для исследования и других вышеуказанных космических данных.

Для формирования временного ряда значений магнитного поля в пятне мы используем три метода: метод пространственного усреднения поля (Рис. 5.56), метод нахождения экстремальной величины поля в пятне (Рис. 5.57) и метод стабилизации изображения солнечного пятна.

Все использованные методы, как показали наши исследования, дают практически одинаковые конечные результаты, но каждый из них имеет свои специфические особенности.

5.2.5.1.1 Метод пространственного усреднения магнитного поля Основные черты этого метода представлены на рис. 5.56. «А» — один из кадров исходной последовательности (FITS), на котором стрелкой указано положение исследуемого пятна на диске Солнца. «В» — начальная полоска — стрип (то, что получается после применения утилиты «imlist») — стартовое положение пятна, «С» — конечный стрип — финальное положение пятна. Их разделяет 900 кадров, полученных с интервалом At = 1 минута, т. е. вся последовательность кадров составляет 900 минут (15 часов). «D» — сконструированная «L-T» карта из.

900 центральных разрезов (центральный разрез — горизонтальная стрелка, так что Ь совпадает с Хкоординатой декартовой системы, см. внизу), на которой темная наклонная линия — изображение пятна на выбранном разрезе в каждый момент времени. В последней части фразы мы намеренно опустили слово «центральный» и написали на «выбранном разрезе», поскольку такую «Ь-Т» карту можно построить для любого разреза. «Центральный.разрез» -это просто соответствующая .-строка в матрице для-данного стрипа. Однако пятно за времянаблюдения (в данном случае 15 часов) может сместиться по Укоординате и тогда полученная «Ь-Т» поверхность будет содержать информацию о разных местах пятна. Это смещение может быть незначительным, а может быть и большим в зависимости от эпохи наблюдения (т.е. в зависимости от взаимного положениясолнечного экватора и линии Солнце — Земля). Данный эффект удается легко учесть, предварительно проведя процедуру стабилизации' пятна по У-координате. Для этого мы используем функцию контроля координат, полученную для экстремального значения поля пятна (см. ниже). Теперь, усредняя такие «Ь-Т» поверхности, мы можем получить среднее распределение значений магнитного поля по У-координате. По Х-координате пока мы не можем проводить усреднение, нужна все та же стабилизация пятна (но теперь уже по Х-координате). Можно обратиться к формулам движения точки на сфере, но гораздо проще (имея функцию контроля координат!) вычесть это движение. Такую процедуру мы называем реставрацией «Ь-Т» поверхности. Она представлена на панели «Е». Теперь вертикальный «центральный разрез» — это просто временная последовательность значений магнитного поля в центре пятна1 (усредненная или нет, в зависимости от того, была проведена процедура усреднения по строкам или нет) — столбец в матрице реставрированной «Ь-Т» поверхности.

Усредняя выбранные столбцы, мы можем получить для них среднее распределение значений магнитного поля по Х-координате. Привлекательность процедуры реставрации состоит в том, что для нее совершенно безразлично, по какому закону двигалось пятно — она стабилизирует положение пятна, используя экстремальное значение поля пятна и функцию изменения его координат. Так, наклонная прямая (поверхность «О»), о которой мы говорили выше, вовсе может быть и не прямой, а точнее, она и не может быть прямой в силу нелинейного изменения вектора скорости пятна по поверхности Солнца. Эта нелинейность вдали от центра Солнца может оказаться значительной за время наблюдения. Мало того, пятно может нерегулярно смещаться в силу особенностей аппарата МГЩЭОНО). Однако и это не повлияло бы на результат, поскольку реставрация проходит таким образом, что в результате пятно «не съезжает» с положения «центральный разрез», т. е. каждое значение магнитного поля в этом разрезе оказывается «привязанным» к одному и тому же месту пятна, в данном случае к центру. «Е» — схематическое изображение окна усреднения (темно-серый цвет) и пятна (светло-серый фон).

О 200 400 600 800,мин Спектр мощности сигнала h2(t).

— 2500 -2600 -2700 -2800 -2900 -3000.

Tf~180MHH.

Тень пятна.

Tf~180m.

Та~13мин.

Та~1 Зт.

Рис. 5.56. Формирование временного ряда значений магнитного поля в пятне методом пространственного усреднения магнитного поля (описание отдельных панелей дается в тексте).

Размер окна можно менять. Таким образом, можно получать пространственно усредненную по определенному месту пятна (квадратик — окно усреднения — может находиться и не в центре пятна) временную последовательность значений магнитного поля пятна. Заметим, что описанный метод эффективно снимает проблему артефакта, обусловленного пиксельной природой приемника (см. ниже), т.к. порождающий его процесс перехода с пикселя на пиксель (эффект Р2Р) при сильном градиенте поля в тени пятна (~ 200−300 G/px) практически исчезает в результате пространственного усреднения значений поля (Рис. 5.50, панель 1,1*).

На панели «G» представлены кривые, показывающие изменения магнитного поля вдоль «центрального разреза» для исходной «D» (hl (t)) и реставрированной «Е» (h2(t)) «L-Т» поверхностей, соответственно. Кривые на Ь1(Х) и 112(1) практически совпадают (коэффициент корреляции 11−0,95) и разнесены на 200 в для удобства визуального сравнения. На панели «Н» представлен их спектр мощности для одной из кривых (для 1*2(1)) и на панели «Н*» левая часть спектра в увеличенном виде. Виден реальный сигнал с Т~ 180 мин (Т^ ~5), артефакт с Т~13 мин (N⁷⁰) и его обертоны. Как и следовало ожидать, спектр мощности периодического, но не гармонического сигнала содержит основной тон и обертоны, что мы и видим на панели «Н». На панели «I» и «I*» представлен спектр мощности для кривой, полученной в результате усреднения окном [5×5] пикселей («Р»). В результате произошло перераспределение дисперсии процесса: мощность сигнала стала > 5а, а мощность артефакта < а, т. е. явление артефакта в общем процессе стало незначительным. Это еще раз подтверждает то, что само явление связано с сильным пространственным градиентом представления магнитного поля на матрице МЕЩЗОНО). Надо заметить, что частоты, на которых проявляется это явление, значительно отстоят от исследуемых частот реального сигнала и поэтому не влияют на спектр сигнала.

На панели «1» представлен комплексный непрерывный вейвлет Морле 5-го порядка (Мог1е1 51Ь — СУТ) для той же последовательности данных магнитного поля, усредненной окном «Б». Он дает те же спектральные компоненты, но показывает, что интегральная мощность сигнала сформирована, в основном, в первой половине наблюдения. Как и ожидалось, артефакт отсутствует, поскольку исходный сигнал усреднен.

5.2.5.1.2. Метод экстремальных величин.

Этот метод дает тот же результат, что и вышеописанный метод пространственного усреднения, но он на порядок экономнее по затратам компьютерных ресурсов и времени. Метод, как следует из его названия, основан на поиске экстремального значения магнитного поля в площадке с исследуемым пятном (Рис. 5.57). Перебор таких площадок (для 15- часового наблюдения — это 900 шт., а для 120-часового — 7200 шт.) занимает всего несколько минут компьютерного времени. Однако в выбранной площадке может появиться и другое пятно (Рис. 5.52, левая панель). Если напряженность его поля будет меньше напряженности поля исследуемого пятна (здесь мы говорим об абсолютных величинах), то мы будем продолжать снимать экстремальный отсчет с изучаемого нами пятна. В противном случае дальнейшие значения магнитного поля в формируемом ряду будут относиться ко второму пятну. Конечно, для наблюдений длительностью ~ 10−15 часов это не так существенно (Рис. 5.57, правая панель), пятно смещается по диску не очень сильно, и можно выбрать площадку, в которой только одно это пятно и будет находиться в течение всего времени наблюдения. Чтобы контролировать подобные сбои, мы формируем функцию контроля координат для этих экстремальных значений Х (0, У (1:). Если пятно находится в области изменения гелиографического угла 0 = ±30 град, то функция Х (0 практически — линейная. Она остается гладкой в соответствии с законами движения пятна по диску Солнца, даже если в выбранную площадку попадают другие пятна с меньшей напряженностью, но совершает «срыв», если попадают пятна большей напряженности или если в самом пятне появляется пиксель с аномальным значением (выброс) (Рис. 5.57). Такие срывы и выбросы легко фиксируются на фоне гладкой функции изменения координат пятна.

500Ф s о 0 3 я 2.

О -500.

0 -1500 § С -2000 X к.

1 -2500 о s.

— 3000.

Пятно 1 Пятно 2 Пятно 3.

I— 100.

I—.

— 1.

H (t) S 5 о X.

S S.

3 ?

О 50 100 150 200.

Номер магнитограммы.

Дата: 21.05.2004 число магнитограмм N = 210 интервал At = 96 мин Т = 210*96 = 20 160 мин = 14 дней.

250, N.

О 00 О о.

О 200 400 600 800 1000, мин.

Дата: 10.04.2000 число магнитограмм N = 900 интервал А1= 1мии Т = 900 мин = 15 часов.

Рис. 5.57. Формирование временного ряда значений магнитного поля в пятне путем поиска его экстремального значения в выбранной площадке.

На левой панели Рис. 5.57 приведен случай, когда функция X (t), трижды «срывается», поскольку в выбранную площадку за время наблюдения попало сразу 3 пятна! В данном наблюдении функция гладкая в пределах пятна (магнитограммы получены с интервалом в 96 минут). Видно, что значения магнитного поля в интервале NG [1- 80] относятся к первому пятну, для N Е [80 — 180] относятся ко второму пятну, а с N> 180 — к третьему. Для обработки мы выбрали, естественно, второе пятно, находящееся в центральной зоне Солнца, там, где проекционные эффекты незначительны. На правой панели Рис. 5.57 представлена функция контроля координат пятна, для серии магнитограмм, полученных с интервалом в 1 минуту. Здесь, на коротком" интервале наблюдения срывы отсутствуют и при тщательном рассмотрении видно, что X (t) имеет вид «циклоидоподобной» функции (Рис. 5.57 фрагмент А) — это прямое отражение процесса перехода изображения пятна на соседний пиксель CCD матрицы, порождающего артефакт в последовательности значений напряженности магнитного поля H (t). Сам процесс выглядит так: из-за вращения Солнца изображение пятна постепенно перемещается на соседний пиксель матрицы приемника, и некоторое время проектируется на границу двух пикселей: При этом в пикселе, где недавно был максимум напряженности, теперь частично присутствует область ядра пятна с меньшей напряженностью магнитного поля. Но информация о максимальной напряженности еще продолжает некоторое время считываться с этого же пикселя и имеет, естественно, меньшее на 100−300 Гс значение. Как. только ядро полностью перейдет на следующий пиксель, значение максимальной напряженности скачком снова восстановится до значения, которое имело место до перехода ядра пятна на следующий пиксель и т. д. Это приводит к появлению ложного периодического сигнала во временной последовательности максимальной напряженности магнитного поля в пятне.

5.2.5.1.3. Процедура стабилизации изображения.

Вышеуказанные методы помимо своих преимуществ имеют и некоторые недостатки: первый, дает возможность строить временные ряды для осредненных характеристик полей, а второй — только для одного экстремального значения. Такие вопросы как, например, пространственное распределение мощности колебаний в пятне, коррелированность колебаний пятна или его фрагментов между собой с околопятенными магнитными элементами выпадают из поля зрения этих методов. Для решения подобного рода вопросов мы разработали соответствующий метод и назвали его «процедура стабилизации». Процедура стабилизации солнечного пятна, фрагмента солнечной поверхности состоит в том, что фрейм (рамка), в который оно (или фрагмент поверхности) погружено, движется вместе с ним. Реализация этой процедуры выполняется нами двумя путями а) аналитически и б) эмпирически. В первом случае, мы стабилизируем пятно, используя законы движения материальной точки на сфере применительно к фрейму, при этом широтные и долготные вариации собственных движений пятна сохраняются во фрейме. Во втором — в качестве первоначального прогона мы используем второй метод (временное изменение значений поля для экстремальной величины), получаем координатные функции смещений для нее и учитываем их, т. е. заставляем фрейм двигаться в соответствии с этими смещениями. В этом случае, широтные и долготные вариации собственных движений пятна во фрейме отсутствуют. Реализация эмпирического метода достаточно прозрачна, поэтому более подробно остановимся на аналитическом методе.

Для реализации его необходимо последовательно выполнить несколько действий: выписать уравнение движения для точки на солнечной поверхности, спроецированной на матрицу приемника, т. е. с учетом размера РГГБ-кадра построить кривую перехода с пиксель на пиксель (Р2Р) — определить на ней область действия наблюдения — начальный и конечный пиксель, т. е. учитывая шаг дискретизации наблюдения перевести его временной масштаб (например, используя данные по процессу Р2Р), экстраполировав/интерполировав число точек наблюдения в число пикселей.

Итак, выбрав стартовый пиксель на кривой Р2Р (Рис. 5.58) и подставляя в процедуру «¡-тНэЬ) рассчитанный закон смещения для фрейма в этой области кривой, мы фактически и выполняем процедуру стабилизации положения пятна или фрагмента солнечной поверхности. I, а см а.

О § I ф с к I X ч О.

Г" о конец наблюдения начало наблюдения.

4000, пиксель.

Рис. 5.58. Функция перехода Р2Р, рассчитанная для кадра размером [4096,4096] пиксель.

Проиллюстрируем сказанное на примере. Поскольку смещение по широте незначительное, а порой и вовсе отсутствует по причине относительно небольшой длительности наблюдения, то в первом приближении мы его не учитываем. Практика показала, что учет только главных членов смещения в уравнении движения является хорошим приближением для получения достаточно хорошей стабилизации изображения пятна. Уравнение движения материальной точки на поверхности Солнца (точнее по поверхности матрицы) с учетом вышесказанного выпишем в виде:

Х (п) = N0 + 5ш (л-(>7 — Л0 / 2Л0), где п — пиксель, 2И — размер кадра в пикселях. Пусть ИТБ-кадр для изображения распределения магнитного (или какого-то другого) поля имеет размер 4096×4096 пиксель. Тогда конкретная форма уравнения перепишется в виде:

Х (п) = 2048(1 + 8 т (л-(«- 2048) / 4096)) Граничные условия Х (0) = 0 (восточный край Солнца), Х (2048) = 2048 (центр), Х (4096) = 4096 (западный край) выполнены.

Функция Х (п) представлена на Рис. 5.58. Там же указаны начальная и конечная точка наблюдения. Далее, на указанном интервале мы выбираем закон движения для фрейма и процедура к с о с.

2 о г ага.

О. га 00.

Время, мин.

Рис. 5.59. Временной ряд максимальных значений магнитного поля для серии магнитограмм, полученных на аппарате НМ^БОО) 28.08 — 01.09.2010 для пятна Ж) АА 11 101. стабилизации выполнена. К сожалению, мы не можем привести в тексте анимационную картинку — результат процедуры стабилизации, но она впечатляет. Помимо зрительных впечатлений, появляется большие возможности исследования синхронизации и пространственного распределения колебаний в пятне и околопятенном пространстве.

В заключение на рис. 5.59 приведен результат применения методики формирования временного ряда максимальных значений магнитного поля для серии магнитограмм, полученных на аппарате НМ1(8ВО) 28.08 — 01.09.2010 для солнечного пятна Ж) АА 11 101. На рисунке видно, что амплитуда вариации магнитного поля, составляющая примерно 150−200 Гс, значительно превышает уровень шума, для которого среднее квадратичное отклонение составляет.

300 200 1000−100−200 -300 г-0.

16Гс. Таким образом, ошибка определения величин в изучаемом колебательном процессе оказывается меньше 10% .

5.2.5.2 Сравнение качества материала МБ1(80Н0)и НМ1(800).

В таблице 5.6 показаны некоторые важные характеристики двух приборов. Очевидно, что прибор НМ1(8ВО) обеспечивает лучшее качество получаемого материала. Теперь возможно изучение тонкой структуры колебаний.

Заключение

.

В этой работе были рассмотрены результаты исследования структур солнечной атмосферы на различных пространственных и временных масштабах, которые автор выполняет, начиная с середины 70-х годов прошлого века по настоящее время.

Большая часть исследований проведена, на материалах собственных наблюдений, которые выполнялись на самых различных телескопах. Это и стратосферная солнечная обсерватория «Сатурн» со 100 см главным зеркалом. Это крупнейший в мире мобильный солнечный телескоп «Памир». На нем удалось получить большой материал по тонкой структуре пятен и фотосферы на протяжении 1978;1989гг. Полученный на этих телескопах наблюдательный материал по качеству, разрешению и надежности фотометрической калибровки опередил мировой уровень и является крупным достижением отечественной науки и техники. Много результатов получено на пулковском телескопе АЦУ-5, на котором автор установил быстродействующий спектрогелиограф-магнитограф. Сейчас на телескопе ведутся спектральные наблюдения с помощью больших CMOS матриц. Телескоп участвовал в кооперативных программах с радиогелиографом Набиямо, коронографом КрАО, памирским солнечным телескопом.

Последнее время результаты наземных наблюдений мы дополняем данными с космических аппаратов MDI (SOHO) и HMI (SDO). Для этого разработаны новые методики автоматической обработки длинных серий цифровых изображений с компенсацией вращения Солнца и собственного движения пятна. Космические данные подтверждают результаты по колебаниям пятен, полученные нами при наземных наблюдениях на телескопе АЦУ-5. Использование новой техники и методик позволило получить много новых наблюдательных фактов, например, то, что мелкомасштабная структура в линии Hei А.10 830А, изменяется в противофазе с 11-летним циклом солнечных пятен.

По космическим данным обнаружено новое явление, а именно, существование предельной 800−1300 мин моды в спектре долгопериодических колебаний солнечного пятна как целого. Факт существование долгопериодических колебаний пятен теперь не вызывает сомнений. Они принципиально отличаются, как было показано, по своей физической природе от известных 3-х и 5-ти минутных колебаний пятен.

Благодарности.

В конце работы автор считает своим приятным долгом выразить признательность коллегам В. И. Ефремову, A.A. Соловьеву и Р. Н. Ихсанову за большую плодотворную работу в соавторстве.

Большую помощь в оснащении телескопов новой техникой оказала дирекция ГАО РАН, особенно Ю. А. Наговицын.

Очень полезными были советы и замечания Н. Г. Макаренко, Е. Е. Беневоленской, В. Е. Абрамова — Максимова, Е. С. Кулагина.

В прежние годы большой стимулирующий вклад в проведенные исследования внесли ушедшие из жизни пулковские солнечники В. А. Крат, Г. Ф. Вяльшин, В. Н. Карпинский, В. И. Макаров, Г. Б. Гельфрейх, В. И. Жуков, В. М. Соболев, а также Н. Ф. Купревич и Н. М. Шмельков.

Хочется поблагодарить всех сотрудников обсерватории участвовавших в наблюдениях Солнца на Памире и обеспечении работы телескопа АНК-451 — Х. И. Абдусаматова, JI.M. Правдюк, М. Н. Стоянову, М. В. Кушнир, С. М. Малына, JI.M. Кулагину, В. М. Гроздилова, И. И. Канаева.

Успех проектов «Сатурн» и «Памир» был бы невозможен без огромной работы, выполненной сотрудниками Казанского оптико-механического завода и ЦКБ «Фотон» (В.Ф. Михалев, JI.3. Дулькин, Б. И. Кондратьев и многие другие).

В создании специального программного обеспечения большую пользу оказали Григорий Макаров, Антон Соченов и Анатолий Савченков.