М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження фізичних умов у сонячних корональних дірах по лініях водню попередні результати - страница 1

Страницы:
1  2 

ВІСНИК ЛЬВІВ. УН-ТУ

Серія фізична. 2006. Вип. 39. С. 163-175

VISNYKLVIV UNIV. Ser. Physic. 2006. N 39. P.163-175

УДК 523.94

PACS number(s): 96-60-J

ДОСЛІДЖЕННЯ ФІЗИЧНИХ УМОВ У СОНЯЧНИХ КОРОНАЛЬНИХ ДІРАХ ПО ЛІНІЯХ ВОДНЮ: ПОПЕРЕДНІ

РЕЗУЛЬТАТИ

М. Ковальчук, М. Стоділка, М. Гірняк

Львівський національний університет імені Івана Франка, вул.Кирила і Мефодія, 8, 79005 Львів, Україна e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

У статті представлено результати узгодження розрахованих профілів ліній водню із спостережуваними в області незбуреної атмосфери Сонця. На основі моделювання профілів водневих ліній проаналізовано та проінтерпретовано фізичні умови у холодному, середньому і гарячому потоках моделі сонячної атмосфери. Досліджено механізми утворення і розширення ліній водню в цих потоках. Визначено ефективні глибини утворення ліній в них та області, де досліджувані лінії чутливі до змін відповідних параметрів у сонячній атмосфері. Ці результати передують подальшим дослідженням фізичної природи корональних дір.

Ключові слова: корональна діра, водневі лінії поглинання, нерівноважне перенесення випромінювання, сонячна атмосфера.

Питання про фізичну природу сонячних корональних дір (КД) є дуже важливим з декількох причин, а саме: а) КД є суттєвими постачальниками УФ-випромінювання Сонця, джерелом високошвидкісних потоків сонячного вітру, внаслідок чого відіграють велику роль у сонячно-земних зв'язках; б) дослідження, що пов'язані з різними механізмами витікання частинок з активних областей сонячної атмосфери, не можуть проводитись без знання тих фізичних умов, які панують в КД (наприклад, іонізуюча дія водневого випромінювання з КД тощо); в) фізика КД, їх взаємозв' язок з іншими структурними утвореннями атмосфери Сонця дають змогу вивчити закономірності зміни глобальних характеристик Сонця, осягнути природу сонячної активності.

На підставі новітніх уявлень про неоднорідність сонячної атмосфери проводять дослідження спектра КД у водневих лініях. Ми маємо домовленість отримати високоякісні спостереження профілів ліній водню бальмерівської серії в області КД із Кримської астрофізичної обсерваторії. Спостереження проведені на коронографі КГ-1 з На-фільтром, однак спектри ще на стадії обробки.

З огляду на тимчасову відсутність експериментальних даних проведено попередні дослідження, що ґрунтуються на розрахунку теоретичних профілів ліній водню і на подальшому їх моделюванні в рамках багатопотокової моделі атмосфери Сонця - моделі VAL [1]. Модель побудована у вигляді шести потоків -

© Ковальчук М., Стоділка М., Гірняк М., 2006зміна характеристик сонячної атмосфери проходить від холодного потоку А через середній С до дуже гарячого F. Це найкраща із сучасних моделей атмосфери Сонця, оскільки вона є складною моделлю, що описує неоднорідну структуру сонячної атмосфери і досить схожа на реальну атмосферу Сонця. Ця модель ґрунтується на позаатмосферних вимірюваннях від далекої УФ- до інфрачервоної областей спектра, а також на результатах нових розрахунків іонізації водню при відсутності ЛТР. Відношення вмістів гелію і водню по числу атомів дорівнює 0,10. Вмісти інших елементів теж відповідають новітнім даним. Хоча модель VAL є багатокомпонентною, кожна з цих компонент розглядається окремо як плоскопаралельна атмосфера і не взаємодіє між собою в горизонтальному напрямі; крім цього, реальна атмосфера Сонця перебуває в стані динамічної рівноваги, що обмежує можливості узгодження теорії та спостережень.

У нашому розпорядженні були спостережувані середні профілі бальмерівських ліній Ha, Hp, Иу і Я5, запозичені з літературних джерел,

зокрема з робіт [2, 3]. Ці профілі отримані з незбуреної області хромосфери в центрі сонячного диска. Тому ми вважали інформативним вирішення додаткової задачі щодо порівняння цих спостережуваних профілів із розрахованими профілями в рамках середнього потоку моделі VAL-C, а також з профілями, розрахованими за моделлю MACKKL [4], що теж описує середнє Сонце. Модель MACKKL, поряд із моделлю VAL, є широковживаною сучасною моделлю Сонця. У неї температурний мінімум сягає 4 400°, тоді як у VAL-C - 4 150°.

У даний час, коли відсутня концептуальна модель КД, треба розглядати всі відомі механізми збудження та іонізації водню, що приводять до заповнення і спустошення його атомних рівнів. Розрахунок проводився шляхом розв' язку нерівноважного рівняння переносу випромінювання сумісно з рівняннями статистичної рівноваги для багаторівневого атома. Приступати до розгляду питання про механізми випромінювання КД в бальмерівських лініях потрібно з великою обережністю. Справді, ефективний рівень випромінювання КД локалізується для різних ліній бальмерівської серії на різних висотах. Зокрема, механізм випромінювання КД у перших лініях бальмерівської серії (наприклад, Ha, Hp) може, власне кажучи, відрізнятися від механізму свічення у вищих

членах цієї серії. Це ж стосується і встановлення механізмів розширення профілів бальмерівських ліній в КД, що тісно пов' язане з визначенням фізичних умов в КД.

У цій роботі ми подаємо результати зіставлення і узгодження розрахованих теоретичних профілів ліній водню із усередненими спостережуваними профілями в області незбуреної атмосфери Сонця. На підставі отриманих результатів по моделюванню профілів проведено аналіз та інтерпретацію фізичних умов у холодному, середньому і гарячому потоках моделі сонячної атмосфери, досліджено механізми утворення і розширення водневих ліній у цих потоках, визначено середні геометричні глибини утворення ліній в них та області, де досліджувані лінії чутливі до змін відповідних параметрів у сонячній атмосфері.

Оскільки лінії водню мають високий потенціал збудження, вони особливо чутливі до змін температури, тиску, густини і можуть слугувати індикаторами цих змін.

Досліджувати фізичні умови в КД по лініях бальмерівської серії вигідно з кількох причин: 1) атомні константи для атома водню відомі порівняно точно, що полегшує розрахунки інтенсивностей і профілів; 2) усі лінії мають велику ширину,отже, не спотворені інструментальними ефектами; 3) внаслідок того, що водень є основною складовою атмосфери Сонця, в розрахунки не входить вміст елемента -величина не завжди відома досить точно.

Водневі лінії поглинання бальмерівської серії дуже різноманітні як за своєю інтенсивністю, так і за своїм виглядом в різних типах активних утворень. Найважливішими чинниками, що визначають поведінку, форму та інтенсивність ліній поглинання на сонячному диску є: 1) атомні параметри і структура електронної оболонки; 2) процеси, що спричиняють розширення лінії; 3) фізичний стан сонячної атмосфери.

Як відомо, у видимій області спектра розміщені лінії серії Бальмера: в червоній області спектра лінія  Ha X 6 563А, перехід (2 — 3), в голубій -

Hp X 4 861 А, перехід ( 2 — 4),  у фіолетовій - Hy X 4 340 А, перехід (2 — 5) і

H5 X 4 102 А, перехід (2 — 6). Інші лінії цієї серії розміщені в УФ-області.

В інфрачервоній області знаходяться лінії серії Рітца - Пашена - Р Y, P5.

У табл. 1 наведено деякі спектральні характеристики ліній, що вивчаються -назва лінії та її довжина хвилі (стовпчики 1 і 2), сили осциляторів, точніше логарифми добутку сили осцилятора на статистичну вагу нижнього рівня переходу (стовпчик 3), потенціали збудження нижнього і верхнього рівнів цього переходу в електрон-вольтах (стовпці 4 і 5), значення внутрішнього квантового числа рівнів (стовпчик 6), мультиплет даної лінії і його номер ( стовпці 7 і 8).

Таблиця 1

Спектральні характеристики водневих ліній, що вивчаються

Лінія

X, А

lg gf

 

J

Мультиплет

мультипл.

 

 

 

Нижн.

верх.

 

 

 

1

2

3

4

5

6

7

8

н«

6562,82

0,7098

10,15

12,04

2-3

22 P0-32D

1

H в

4861,33

-0,0202

10,15

12,69

2-4

22 P0-42D

1

Н Y

4340,47

-0,4470

10,15

13,00

2-5

22 P0-52D

1

H s

4101,74

-0,7528

10,15

13,16

2-6

22 P0-62D

1

Р Y

10938,09

0,0022

12,04

13,18

3-6

32D- 62 F0

8

Р s

10049,38

-0,302

12,04

13,36

3-7

32D - 72F0

8

Дамо коротку характеристику спостережуваних профілів ліній водню, які ми досліджуємо.

1. Лінія На має тонку структуру. Практично ми маємо справу з двома лініями приблизно однакової інтенсивності, що розміщені одна від одної на відстані 0,14 А. Ця обставина, як свідчать обчислення, цілком не впливає ні на центральну інтенсивність, ні на крила лінії, що отримуються від накладання двох рівних компонент На. Виглядає на те, ніби маємо не подвійну, а одинарну лінію. В ділянці довгохвильового крила лінії, що дорівнює 0,12 А, помітно вплив сильнихтелуричних ліній водяної пари 6 564,075 А і 6 564,220 А. Однак, це теж не становить значного інтересу, оскільки телуричні лінії мають спостерігатися в спектрі всіх деталей сонячної поверхні. Очевидно, що якби не вплив цих ліній, то крила лінії На, починаючи з 1 А, були б цілком симетричними. Треба зазначити, що наявність тонкої структури впливає на положення максимумів профілю. Відстані цих максимумів від центра лінії в істинних профілів повинні бути на 0,07А більші, ніж в усередненого профілю На, яким ми користуємося.

2. Лінія Hp позбавлена бленд.

3. Лінія Hy. На крилах цієї лінії знаходяться лінії Cr I X X 4 339,458, 4 339,724 і 4 340,139АА і Ti II X 4 341,373 А. У разі виправлення профілю лінії Hy бленди з ліній хрому і титану щезають і середній профіль Hy набуває нормального одновершинного вигляду.

4. У лінії H5 профіль майже позбавлений бленд.

5. Усереднені профілі ліній Ру і P5. Ці лінії серії Рітца-Пашена утворюються в

інфрачервоній області сонячного спектра. Лінії слабкі, бо їхній потенціал збудження досить високий, а область утворення ліній розміщена в фотосфері, де температура невисока.

Методика розрахунку профілів водневих ліній поглинання а) Основні рівняння. Строгий підхід до проблеми визначення фізичних умов у КД по профілях водневих ліній полягає у сумісному розв'язку  рівняння переносу випромінювання і рівнянь статистичної рівноваги для атомів водню із багатьма рівнями.

Поставлену задачу ми розв' язували, використовуючи метод прискореної Л -ітерації, покладений [5] в основу розв'язку нерівноважного багатомірного рівняння переносу випромінювання. Тому коротко зупинимось лише на схемі цього методу.

Рівняння переносу пов' язує інтенсивність випромінювання, що виникає унаслідок переходів між двома рівнями атома з відомими заселеностями рівнів. Заселеності рівнів задовольняють рівнянням статистичної рівноваги, які в матричній формі мають вигляд:

An = b, (1) де n - вектор заселеностей рівнів, b - вектор, усі елементи якого, крім останнього, дорівнюють нулеві. Матрицю А визначають радіактивними та ударними переходами між рівнями атома. Оскільки радіативні члени залежать від інтенсивності випромінювання, яку визначають заселеностями рівнів, то система рівнянь (1) - нелінійна щодо n.

Ефективним методом сумісного розв'язку рівнянь переносу та статистичної рівноваги є метод прискореної Л-ітерації.

Формальний розв'язок рівняння переносу можна записати:

Jv = Лу Sv, (2) де J - усереднена за напрямами інтенсивність. Знаючи функцію джерела Sv, можна обчислити J , а за J - n і т. д. Такий ітераційний процес називається простою Л-ітерацією; вона здебільшого погано збігається.  Для того, щобвдосконалити процес, Л-оператор запишемо як суму наближеного оператора і поправки, яку рахуємо на попередній ітерації, при цьому фотони в ядрах лінії вибувають з переносу і розв' язок збігається швидше (прискорена Л-ітерація).

Для багаторівневого атома рівняння переносу вносять у рівняння статистичної рівноваги. Якщо ж на роль наближеного оператора вибрати локальний оператор, то в системі нелінійних рівнянь (1) аналітично скорочуються великі члени, а рівняння стають лінійними.

Таким чином, на підставі (1) отримуємо систему лінійних щодо n рівнянь:

A * n = b (3) Розмір матриці A   визначаємо моделлю атома.

Рівняння (3) ітераційно уточнюємо, тобто знаючи заселеності рівнів, шукаємо інтенсивності випромінювання, а за (3) - нові заселеності рівнів. Вхідними параметрами були величини, що описують зміну властивостей сонячного газу з висотою - температури, тиску, густини, загальної концентрації водню, поля швидкостей тощо в рамках багатопотокової моделі атмосфери Сонця VAL [1] і середньої моделі стандартного Сонця MACKKL [4].

б) Структуризована модель атома водню. У нашому дослідженні ми використовували 15-рівневу модель атома водню - 14 дискретних рівнів та рівень континууму. Для лінії водню На враховано її тонку структуру атомного походження, яка робить лінію асиметричною навіть у незбуреній атмосфері. Лінія На складається з семи компонент; найбільша відстань між ними 0,14 А, тоді як півширина лінії - 1,5 А. Отже, атомна асиметрія має вагомий вплив на форму профілю лінії.

в) Коефіцієнт поглинання в лінії. При розрахунку коефіцієнта селективного поглинання ми брали до уваги сумарну дію затухання внаслідок випромінювання, ефекти тиску, до яких належить дія мікрополів іонів (лінійний ефект Штарка), затухання внаслідок власного тиску при зіткненнях з атомами водню, ударну дію електронів (квадратичний ефект Штарка), теплове розширення (ефект Доплера). Іншими словами, щоб отримати повний коефіцієнт поглинання в лінії ми проводили згортку фойгтівського профілю з лінійним штарківським профілем.

г) Сили осциляторів. Для всіх ліній водню вони взяті з каталогу VALD [7].

д) Мікро- і макротурбулентні швидкості. Розподіл мікротурбулентних швидкостей узято відповідно до моделей атмосфери. Зміну макротурбулентної швидкості з висотою брали із монографії [8].

е) Імовірності переходів. Під час розв' язку системи рівнянь стаціонарності враховувались як радіативні, так і ударні переходи. Швидкості ударних переходів у рівнянні статистичної рівноваги визначають кількість переходів, що відбуваються внаслідок зіткнень другого роду з електронами. Ми брали до уваги лише такі зіткнення, які спричинюють переходи. Імовірності таких переходів здебільшого відомі з невисокою точністю, тому для їх розрахунку використовували напівемпіричні формули. Для зв' язано-зв' язаних оптично дозволених переходів коефіцієнти збудження електронним ударом обчислювали за формулою Ван-Регемортера [9]. Швидкості заборонених переходів розраховували за формулою Остерброка [10], а імовірність іонізації електронним ударом - за формулою Лотца [11]. Швидкості радіактивних переходів у континуум і з континууму, а також для зв' язано-зв' язаних переходів угору і вниз, обчислювали, як звичайно, згідно з монографією Міхаласа [12].

є) Оцінка впливу відхилень від ЛТР. З метою оцінки впливу не-ЛТР ефектів на абсолютні інтенсивності випромінювання, на функції джерела в лініях, на центральні залишкові інтенсивності і на еквівалентні ширини ліній водню ми порівнювали ці фізичні параметри з їх відповідними значеннями, розрахованими в наближенні ЛТР. Коефіцієнти відхилень від ЛТР населеностей рівнів (параметри

Цвана) водню визначали, як звичайно, із співвідношення: b i = n i /n + , де n i -нерівноважна населеність рівня, n + - населеність рівня при ЛТР, i - номер рівня.

Обчислення середніх геометричних глибин утворення ліній Інформацію про такі шари атмосфери, в яких утворюються окремі ділянки профілів фраунгоферових ліній і неперервний спектр, дають функції вкладу в емісію. Хоча лінії поглинання, як і неперервний спектр, утворюються в протяжних шарах атмосфери, для кожної точки профілю функція вкладу для цієї лінії має максимум, що розміщений на певній геометричній глибині. Залежно від того, як росте відстань від центра лінії в напрямі до крил, середня геометрична глибина залягання максимуму функції вкладу для лінії прямує до середньої геометричної глибини максимуму вкладу для неперервного спектра.

Розрахунки глибин утворення лінії На, визначені по функціях вкладу в емісію, наведено в табл. 2.

Таблиця 2

Розраховані глибини утворення лінії На

AX, А

0

0,1

0,2

0,3

0,4

0,6

0,8

1,0

1,5

Н, км

1 270

1 200

1 020

630

304

134

106

90

71

Лінія Нр утворюється значно глибше: центр лінії на глибині ~ 800 км, а крила, відповідно, глибоко в фотосфері. Таким чином, лінії водню дозволяють вивчати фізичні умови в широкому діапазоні висот - від нижньої фотосфери до середньої хромосфери.

Механізми розширення водневих ліній. Аналіз профілів фраунгоферових ліній є важливим методом перевірки теорії утворення ліній поглинання в спектрі Сонця. Тому досягнення узгодження теоретичних і спостережуваних профілів дає змогу з' ясувати причини розширення ліній поглинання, зокрема, водневих ліній. На рис. 1 для прикладу показано узгодження теоретичних середніх профілів у моделях VAL-C і MACKKL із спостережуваним середнім профілем лінії На.

Для таких сильних ліній як водневі потрібно враховувати ту обставину, що різним частинам профілів ліній різною мірою відповідають ті чи інші механізми розширення - ефекти тиску, зіткнень, ефекти Штарка і Доплера. Оцінка ефективності кожного із розширюючих механізмів свідчить, що для ядра лінії На изначальним є тепловий механізм розширення (ефект Доплера), тоді як для крил -механізм власного тиску - так зване резонансне розширення.

ДОСЛІДЖЕННЯ ФІЗИЧНИХ УМОВ У сонячних...

0,8

г

X

0,1

-2-1012

AX, А

Рис. 1. Усереднені    теоретичні    та    спостережуваний    профілі    лінії На:

() - спостережуваний; (......) - розрахований по моделі VAL-C;

(-----) - розрахований по моделі MACKKL

Для ліній   Яр, HY ,HS, а також для ліній серії Рітца-Пашена Р Y і P5 починає

відігравати важливу роль лінійний ефект Штарка. Дія останнього ще сильніша для інших водневих ліній  серії Рітца-Пашена - Р Y і P5. При розрахунках слабких

водневих ліній, таких як інфрачервоні лінії серії Рітца-Пашена, можна скористатись припущенням, що процеси утворення ліній протікають при рівноважному стані (ЛТР), тоді як для сильних ліній серії Бальмера треба враховувати відхилення від ЛТР.

Механізми утворення водневих ліній. Оскільки водневі лінії формуються на великому проміжку геометричної шкали, то очевидно, що механізм їхнього утворення не можна вважати процесом, що протікає в умовах термодинамічної рівноваги.

Щоб знайти істинну залежність функції джерела від властивостей газу, ми досліджували кожен окремий фізичний механізм, що зв'язаний із випромінюванням (чи то поглинанням) в лінії. як відомо, в умовах відсутності ЛТР основними фізичними механізмами, що вносять вклад у функцію джерела, є: 1) розсіяння, яке враховує ті фотони, що зумовлюють перехід знизу-вгору і негайно повертаються у поле випромінювання завдяки спонтанному випромінюванню; 2) фотоелектричні процеси, що враховують фотони, спонтанно випущені атомами, збудженими на верхній рівень флюоресценцією; 3) процеси збудження, що спричиняють спонтанне випромінювання з верхнього рівня після його прямого збудження. Внаслідок того, що лінії водню є дуже сильними, а також завдяки своїм атомним властивостям (високі потенціали іонізації та збудження), функція   джерела   ліній   водню   контролюється   як   зіткненнями,   так іфотоелектричними процесами. Зокрема, щодо ліній серії Бальмера, то для них основну роль грають фотоелектричні процеси, які властиві лініям з малими потенціалами збудження та іонізації. Це пояснюється тим, що для ліній бальмерівської серії ефективним основним рівнем слугує перший збуджений рівень водню з енергією збудження та іонізації 1,9 і 3,4 еВ, відповідно. Найкраще узгодження теоретичних профілів, розрахованих за середньою моделлю атмосфери Сонця VAL-C, а також за моделлю MACKKL із спостережуваними профілями (рис. 1), було отримано лише при врахуванні відтоку фотонів з верхніх рівнів унаслідок спонтанного випромінювання і фотоелектричного поглинання. Отже, розрахунки підтвердили, що механізм утворення бальмерівських ліній спричинений переважно фотоелектричними процесами.

Аналіз теоретичних профілів водневих ліній. Розглянемо питання про витлумачення фраунгоферових профілів ліній водню в рамках різних потоків моделей атмосфери Сонця. Незважаючи на очевидну попередність проведених розрахунків, вони дають змогу вивчати фізичні умови в області КД на хромосферному рівні - такі як розподіл температури, густини, населеностей рівнів атома водню.

Теоретично досліджено зміну профілів ліній водню в гарячому, середньому і холодному потоках моделі VAL (рис. 2), а також в середній моделі MACKKL.

r

л

0,8. 0,7. 0,6. 0,5. 0,4. 0,3. 0,2. 0,1 ■

12

АЛ, A

Страницы:
1  2 


Похожие статьи

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Вплив параметрів поглинаючого середовища в плямах і поза ними на фраунгоферові лінії у спектрі сонця

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Довгохвильові сонячні радіосплески як індикатори активних процесів на сонці

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження фізичних умов у сонячних корональних дірах по лініях водню попередні результати

М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження хромосферної сітки як горизонтальної неоднорідності реальної хромосфери сонця