М Ковальчук, М Стоділка, М Гірняк - Дослідження хромосферної сітки як горизонтальної неоднорідності реальної хромосфери сонця - страница 1

Страницы:
1 

ВІСНИК ЛЬВІВ. УН-ТУ

Серія фізична. 2007. Вип.40. С.49-56

VISNYKLVIV UNIV. Ser.Physic. 2007. N40. P.49-56

УДК 523.98

PACS number(s): 96-60 Rd

ДОСЛІДЖЕННЯ ХРОМОСФЕРНОЇ СІТКИ ЯК ГОРИЗОНТАЛЬНОЇ НЕОДНОРІДНОСТІ РЕАЛЬНОЇ ХРОМОСФЕРИ СОНЦЯ

М. Ковальчук, М. Стоділка, М. Гірняк, І. Лаба

Астрономічна обсерваторія Львівського національного університету імені Івана Франка, вул. Кирила і Мефодія, 8, 79005 Львів, Україна e-mail: hirnyak@astro.franko. lviv.ua

Відшукано та зіставлено загальні та індивідуальні елементи тонкої структури на спектрогеліограмах у лініях На та К232 Ca II; визначено

розміри, контрасти характерних тонкоструктурних елементів і відстаней між ними на різних висотних ділянках хромосфери. Статистичну обробку фотометричних даних виконували методом швидкого перетворення Фур'є за варіантом Кулі-Тьюкі. Отримані зміни радіусів кореляції, інтегральних масштабів кореляції та взаємодії кореляції фотометричних неоднорідностей, які збігаються з розмірами комірок хромосферної сітки у світлі ліній   На і  К 232 Call. Визначено зміну

флуктуацій яскравості від розмірів неоднорідностей, що є відображен­ням їхньої залежності від висоти в атмосфері Сонця.

Ключові слова: атмосфера Сонця, хромосферна сітка, кореляційний аналіз.

Результати дослідження властивостей супергрануляції [1, 2], деяких закономірностей розвитку грануляції [3, 4] та інших сонячних неоднорідностей останнім часом сприяла зацікавленню до проблеми хромосферної сітки. Морфологія тонкої структури хромосферної сітки - це складова частина комплек­су проблем, що пов' язані з дослідженнями фізики атмосфери Сонця.

Для розуміння природи тонкоструктурних утворень хромосфери та їхньої ролі в розвитку активних процесів у сонячній атмосфері важливе значення має виявлення загальних закономірностей у морфології тонкої структури на різних висотних ділянках атмосфери. Важливим діагностичним засобом у разі визначення фізичних умов у хромосфері Сонця є сильні лінії  На і K Ca II. Бальмерівську

лінію   На   дуже   широко   використовують   під  час спектрогеліографічних

досліджень хромосфери. Лінія резонансного дублету  К232   Ca II вигідно

розміщена у видимій області спектра і тому її роль у вивченні локальних властивостей хромосфери дуже велика.

© Ковальчук М., Стоділка М., Гірняк М., Лаба І., 2007

Спостереження сонячної хромосфери в якійсь одній спектральній лінії дають інформацію про морфологію і структуру окремих утворень у цій лінії. Загалом це не дає змоги зробити певні висновки щодо фізичних умов в атмосфері Сонця. Саме тому особливий інтерес становлять одночасні спостереження у двох спектральних лініях, що відрізняються різними механізмами утворення та належать до певного рівня в сонячній атмосфері. Такі дослідження дають підстави отримати оцінні дані про значення фізичних параметрів атмосфери, що уможливлює   побудову динамічної моделі структури хромосфери. У середній

атмосфері одночасно формуються, зокрема, лінія На водню та К іонізованого

кальцію. Центральні частини цих ліній виникають, згідно з [5], відповідно, на висотах в хромосфері 4 000 км і 3 000 км. Отож, відмінність висот у 1 000 км не перевищує розмірів найменших елементів структури хромосфери і суттєво менша від товщини шару, в межах якого ці лінії виникають.

У цій статті досліджено хромосферну сітку як горизонтальну неоднорідність реальної хромосфери Сонця. Проведено пошук статистичних закономірностей розподілу фотометричних неоднорідностей яскравості у сонячній хромосфері одночасно в обох областях спектра. Головним завданням було виявити та зіставити загальні та індивідуальні елементи тонкої структури на спектрогеліограмах у лініях На і К232 CaII   та визначити розміри, контраст

характерних тонкоструктурних елементів і відстані між ними на різних висотних ділянках хромосфери Сонця.

Матеріалом для дослідження послужили спектрогеліограми, отримані на подвійному спектрогеліографі БСТ Кримської астрофізичної обсерваторії (КрАО) [6] у лініях На і К 232 Ca II (далі K Ca II).

На спектрогеліограмах у лінії На  ми бачимо складну двокомпонентну

структуру хромосфери - дрібні темні вузлики, що об' єднуються у великі темні вузли, в основі яких є яскраві точки, які облямовують обширну багатокутну ділянку, що становить окрему комірку хромосферної сітки.

Краще, ніж в лінії На, в лінії К Ca II дуже добре помітна загальна тонка

структура хромосферної сітки. У лінії К Ca II комірки хромосферної сітки також окреслюються головно яскравими деталями. Уважно зіставивши спектрогеліограми в обох лініях, доходимо висновку, що строго однаковими і однаково розміщеними на одночасно знятих спектрогеліограмах є лише контрастні деталі, розміщені, зазвичай, у вузлах хромосферної сітки. Менш контрастні деталі можуть бути темними на спектрогеліограмах в одній довжині хвилі, наприклад, в лінії На, і світлими - на спекрогеліограмах в іншій довжині хвилі - відповідно, в

К Ca II. З цієї причини вигляд спектрогеліограм, знятих навіть одночасно, але в різних довжинах хвиль, буде різний.

Діаметр зображення Сонця на спектрогеліограмах КрАО становить 48 мм. З метою фотометричної обробки вибирали спектрогеліограми, одночасно зняті в

лініях H а і K CaII в ті дні, коли поблизу центра диску Сонця активних областей

не простежували. На відібраних спектрогеліограмах опрацьовували область розміром 200" х 200", що становить 140 000 х 140 000 км2. На мікрофотометрі МФ-2 вимірювали густини почорнінь близько150-200 точок, розміщених на однаковій відстані одна від одної. Одиничній відстані r, що становить 0,05 мм наспектрогеліограмі, відповідає 1 400 км на диску Сонця. Значення почорнінь переводили за відповідними характеристичними кривими у відносні інтенсивності. Одиничний інтервал між двома точками ми прийняли як одиничний зсув (A l = 1) при подальших розрахунках.

Техніка розрахунків полягала у використанні методу кореляційного аналізу з теорії Тьюкі [7]. Цю теорію успішно застосовано під час розв'язку геофізичних задач [8], під час дослідження сонячної грануляційної сітки [9], під час аналізу спостережуваних даних про потоки випромінювання в різних областях сонячного спектра [10]. Статистичну обробку проводили по алгоритмах обчислення когерентних спектральних функцій, наведених в [11]. Більше того, ми скористалися методом швидкого перетворення Фур' є, або так званим алгоритмом Кулі-Тьюки. Цей спосіб обчислення перетворення Фур'є ґрунтується на методі вкладених сум; його підпрограму приведена в книзі Д. Грея [12]. З метою забезпечення статистичної обробки цим методом було створено масиви даних для кожної пари реалізацій: для Ux і Vx- відносних інтенсивностей як функції відстані далі між точками у незбуреній області на спектрогеліограмах в лініях На і K Ca

II, відповідно. Середні значення U   і  V визначали для всієї реалізації загалом.

Техніку розрахунків детально описано в [9].

Щоб з'ясувати, які частоти і в яких співвідношеннях входять в Ux ( чи в V), будують автокореляційну функцію (АК-функція) B (1). Як вже згадувалось, під час розрахунку кореляційних функцій інтервал між сусідніми реалізаціями в межах області був взятий 1 400 км. Максимальний зсув становив 140 000 км.

Перетворення Фур' є від АК-функції дає змогу отримати силу флуктуацій яскравості як функцію розмірів. Маємо так званий просторовий спектр потужності S(k), де k - частота хвилі, що набуває значень 0, 1, 2,..., m.

Для визначення того, який зв'язок існує між двома флуктуаціями Ux і Vx

будують крос-кореляційну функцію (КК-функцію) B uv (l). Взаємну кореляцію між

ними отримуємо через перетворення Фур'є від КК-функції - Ruv (K). Ruv (K) характеризує когерентність між компонентами Фур' є для однієї і тієї ж частоти. Якщо взаємна кореляція значна, то Ruv (К)>0,5;   якщо Ruv (К)>0,8 , то взаємна

кореляція вважається високою.

На рис. 1 показано результати обчислень нормованих АК-функцій для пари реалізацій в лініях а) На і б) K CaII. Для кожної АК-функції обчислювали R-радіус кореляції, тобто відстань, на якій нормована АК-функція має значення 0,5; L - інтегральний масштаб кореляції, що визначається площею під кривою в її зміні від одиниці до першого нуля, Л - середня відстань між двома сусідніми максимумами або мінімумами періодичної компоненти АК-функції для кожної реалізації.

0       10      20      ЗО      40      50      60 70

Рис. 1. Автокореляційна функція флуктуації яскравості для пари реалізацій у лініях: 1 - H а , 2 - К Ca II

3 3

Як видно з рисунка, ми отримали RH =1,35 х10 км і Rk Call = 0,78 х10 км;

зз

L н =2,38 х10 км; LK CaII = 1,41 х10 км. Отже, розміри малих неоднорідностей

(вузликів), що визначаються АК-функціями, залежать від довжини хвилі, в якій ведуться спостереження, збільшуючись із збільшенням X.

Великий зсув (до 140 000 км) дав змогу зафіксувати в межах кожної лінії На і K CaII кілька максимумів близького, але неоднакового періодів. Появу першого максимуму на кожній з АК-функцій яскравості на відстані 14 000 (в лінії На) та

12 000 км (в лінії K CaII) можна інтерпретувати як прояв масштабів крупних неоднорідностей (вузлів), що є складовими на різних висотних ділянках хромосферної сітки.

Далі з цього ж рисунка визначаємо відстань Л (км) між двома сусідніми максимумами чи мінімумами періодичної компоненти АК-функції окремо в межах кожної лінії. У лінії На Л дорівнює 30 000-35 000 км, а в К CaII   Л менша -

18 000-22 000 км. Такі розміри періодичної компоненти відображають елементи тонкої структури хромосферної сітки, тобто розміри її окремих комірок. Переважно ці великомасштабні неоднорідності хромосферної сітки ототожнюють

13 супергранулами, оскільки їх розміри є в межах відомої шкали супергрануляції.

Спостережувані зміни R, L, Л зі зміною довжини хвилі, що збігаються з розмірами вузликів, вузлів та комірок хромосферної сітки підпорядковуються загальній, зазначеній у працях [1, 13], тенденції, яка полягає у збільшенні середніх розмірів комірок вертикальних рухів з висотою.

Зростання розмірів елементів хромосферної сітки з висотою спричинює те, що, збільшуючись від висот у лінії K CaII до висот в лінії Н , вони стають більш розпливчатими, між ними зникають чіткі демаркаційні лінії. Тонкоструктурна хромосферна сітка перетворюється у відносно більш крупно-структурну. Однак існує спільність у морфології структури хромосферної сітки на різних висотних рівнях атмосфери Сонця. Усі неоднорідності хромосфери на різних висотах мають подібну двокомпонентну структуру - яскраві та темні вузлики подовгастої форми, що пов'язані між собою просторово у крупні вузли, розподіл яких не є ізотропним. Явно невипадково вони утворюють окремі багатокутні комірки, кожну з яких можна трактувати як елемент хромосферної сітки.

Рис. 2. Спектр потужності флуктуацій яскравості в лініях: 1 - H   , 2 - K Ca II

На рис. 2 у логарифмічній шкалі показано спектри потужності S(k) фотометричних неоднорідностей хромосфери в лініях На і К CaII. Аргумент k

функції S(k) має значення  k = Л х2 m A l. З попереднього рис. 1 ми отримали

середні значення Л =3,2х104 в На) і Л = 2,0 х104км (в К CaII); A l =1,4х103 км;

ми задавали біжуче значення частоти хвилі від m=0 до m=125. Вивчення розрахованих спектрів потужності свідчить, що спектри мають максимуми на k=1-2, що становить 30 000-20 000 км, відповідно, в лініях На і К CaII. Помітне

зниження потужності яскравості відбувається під час переходу до більших неоднорідностей, що підтверджує зниження контрасту при переході від висот у лінії К CaII до висот у лінії H а .

10     0      10     20     30     40     50     60     70 80

І

Рис. 3. Кроскореляційна функція флуктуацій яскравості для ліній H а і К Ca II: 1 - для l > 0; 2 - для l < 0

Результати розрахунків  нормованих     КК-функцій  B uv l)  (рис. 3) з

максимальним зсувом l = 70, що становить ~ 98 000 км на диску також показують періодичну компоненту. При цьому B uv (l) виявляється зсунутою

порівняно з B uv (- l). Виявлення такої асиметрії в B uv (l) означає асиметрію в розподілі структур неоднорідностей з висотою. Кроскореляція

B uv ( 0 ) /       B u ( 0) хлГ B v ( 0 ) ) < 0,5 для спектрального інтервалу AX = X H  - X K CaII. Таке досить низьке значення

кроскореляції є наслідком того, що появляються порушення подібності спектрів потужності на різних глибинах. Інакше кажучи, це означає, що справді, дуже важко ототожнити одночасно на двох спектрогеліограмах, знятих у різних лініях, одні і ті ж дрібні неоднорідності. Отож, дрібні неоднорідності не вносять суттєвого вкладу в кроскореляцію, оскільки вони відсутні одночасно в обох областях спектра. Великі неоднорідності мають більш плавний спектр випромінювання, інтенсивність якого мало змінюється протягом значної ділянки спектра.

Одержані результати в основних рисах добре узгоджуються з результатами досліджень [4, 9, 14, 15], в яких вивчали розподіл яскравостей, поля швидкостей, магнітного поля на різних висотах атмосфери Сонця.

Отже, всі отримані зі спостережень масштаби хромосферних структур, що відповідають елементам хромосферної сітки на різних висотах є генетично взаємозв'язаними утвореннями. Вони відображають процеси, що відбуваються у відповідно різних як за висотою, так і за фізичним станом шарах сонячноїатмосфери. Отже, структуровані елементи хромосферної сітки є просторово і еволюційно взаємопов'язаними і становлять продукт єдиного процесу конвективних рухів, що відбуваються на великій глибині у сонячній атмосфері. Цю ідею вперше висунув і обґрунтував С. Пікельнер [16]. Однак сама структура хромосферної сітки потребує подальшого вивчення і отримання нового спостережувального матеріалу і залишається актуальною. Висновки:

1. Зіставлено особливості тонкої структури хромосфери на різних її рівнях у лініях H а і К CaII. З'ясувалося, що морфологія тонкої структури хромосфери на

цих двох висотних рівнях має подібну двокомпонентну будову.

2. Побудовано автокореляційні і кроскореляційні криві, а також спектри потужності для одночасних H а - і К CaII-спектрогеліограм сонячної хромосфери.

3. Отримано наявність періодичної компоненти в розподілі фотометричних неоднорідностей по диску. Для кожної автокореляційної функції було обчислено R - радіус кореляції, L - інтегральний масштаб кореляції, Л - розмір періодичної компоненти та зміни цих величин з довжиною хвилі. Значення цих величин такі: в

лінії H а - R=1,35 х 103 км; L = 2,38 х 103 км; Л = 3,2 х 104 км; К CaII - R= 0,78 х 103;

L = 1,41 х103; Л = 2,0 х104 км.

4. Розрахунок спектрів потужностей свідчить, що спектри мають максимуми на просторових масштабах 30 000-20 000 км, (відповідно, в лініях H і К CaII), що розміщені в межах відомої шкали супергрануляції.

5. Результати розрахунків кроскореляційних функцій засвідчили досить низьке значення кроскореляції, що можна трактувати як порушення подібності спектрів потужності на різних глибинах.

1. Leighton R.B., Noyes R.W., Simon G.W. Velocity Fields inthe Solar Atmosphere. I. Preliminary Report // J. Appl. 1962. Vol.135. N 2. P. 474-498.

2. Simon G. W., Leighton R.B. Velocity Fields in the Solar Atmosphere. III. Large-Scale Motions, the Chromospheric Network and Magnetic Fields // J. Appl. 1964. Vol.140. N 3. P. 1120-1147.

3. Deubner F.L. // In Solar and Stellar Granulation. Dordrecht. 1989. P. 195-204.

4. Dialetis D., Macris C., Prokakis T., Muller R. A possible relation between lifetime and location of solar granules // Astron. аМ Astophys. 1988. Vol. 204. N1/2.

P. 275-278.

5. Кононович Э.В., Никулин И.Ф. Контраст флоккулов и модель возмущенной солнечной атмосферы // 1974. Т. 51. Вып. 5. С.1021-027.

6. Северный А.Б. Башенный солнечный телескоп Крымской астрофизической обсерватории АН СССР // Изв. КрАО. 1955. Т. 15. С. 31-53.

7. Мюстеллер Ф., Тьюки Дж. Анализ данных и регрессия. 1982. Вып. 1, 2.

8. Munk W.H., Snodgrass F.E., Tucker M.J. Spectra of low-frequency ocean waves // Bull.  Scripps.  Inst.    Oceanography   ( Tech. Series). 1959. Vol. 7.

N 4. P. 283-361.

9. Васильева Г.Я., Жербина А.С., Найденова К.А., Юдина И.В., Чандаев А.К. Фотоэлектрическая фотометрия солнечной грануляции в нескольких областях континуума // Изв. ГАО. 1967. Т. XXIV. № 182. Вып. 6. С. 6-61.

10. Гірняк М.Б., Ковальчук М.М. Комплексний аналіз спостережуваних даних про потоки випромінювання від хромосферних спалахів в оптичній, рентгенівській та радіообластях сонячного спектру // Вісник фізич. ф-ту ЛНУ. 1999. № 32. С. 108-114.

11. Дженкинс Г., Ваттс В. Спектральный анализ и его приложения. М., 1971.

Вып.1, 2.

12. Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М., 1980.

13. Berniere G., Michard R., Rigal G. Etude statistique des fluctuations locales de brillance et de vitesse dans la photosphere // Ann. Astrophys. 1962. Vol. 25. N 4.

P. 279-292.

14. Новиков С.Б., Цап Т.Т. Временные изменения хромосферной сетки // Изв.

КрАО. 1968. Т. 38.

15. Гопасюк С.П., Калман Б. О крупномасштабном поле скоростей в фотосфере Солнца // Изв. КрАО. 1972. Т. 44.

16. Пикельнер С.Б. Образование хромосферной сетки и структура магнитного поля // 1962. Т. 39. Вып. 6. С. 973-976.

INVESTIGATION OF PARAMETERS OF ABSORBING MEDIUM IN SPOTS AND OUTSIDE SPOTS ON FRAUNHOFER LINES IN SOLAR SPECTRUM

M. Koval'chuk, M. Stodilka, M. Hirnyak, I. Laba

Astronomical observatory of the Ivan Franko Lviv National University, Kyrylo i Mephodii str., 8, 79005 Lviv, Ukraine, e-mail: hirnyak@astro.franko. lviv.ua

Сommon and individual elements of thin structure on the spectroheliograms in H   and К232 CaII are revealed and compared.

The dimensions and contrasts of characteristic thin structural elements and distances between its on different multi-storeyed ranges of chromosphere are determined.

Statistical adaptation of photometrical data was carried out by method of fast Furier transformation of Kuli-Tukey variant.

The changes of correlation radii, integral scales of correlation and relation of photometric heterogeneousness, which with dimensions of cells of photospheric net in light of H а and K232 Ca II are coincided.

Тііє change of fluctuations of brightness from dimensions of heterogeneousnesses is found , that is reflection of their dependence on hight in solar atmosphere. Key words: solar atmosphere, chromospheric net, correlation analysis.

Стаття надійшла до редколегії 01.12.2005 Прийнята до друку 26.02.2007

Страницы:
1 


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