Исследование атмосферы Солнца в области корональных дыр

• Автор: Маланушенко, Елена Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 129 с. : ил

Оглавление
Введение
1. Наблюдения в линии Не1
1.1. Обзор наблюдений в линии Не
1.2. Универсальный спектрофотометр
1.3. Корональные дыры - проблемы и наблюдения
2. Структура КД на разных высотах
2.1. Структура КД в верхней хромосфере
2.2. Особенности структуры КД в средней хромосфере
2.3. Сравнение площадей КД от хромосферы до короны
3. Исследование КД по линиям водорода и гелия
3.1. Исследование профилей линий водорода и нейтрального гелия в области

3.2. Не-ЛТР расчеты физических условий в КД
4. Динамические свойства КД
4.1. Характеристика колебаний лучевых скоростей в КД в фотосфере и верхней хромосфере
4.2. Скорости потоков солнечного ветра в КД на уровне хромосферы
5. Корональные дыры и магнитные поля
5.1. Выход нового магнитного потока и разрушение КД
5.2. Солнечная вспышка 06.06.2000 и образование КД
Заключение
Приложение
Список литературы

Введение
Актуальность проблемы
Интерес к исследованию Солнца связан с тем влиянием, которое оно оказывает на атмосферу и биосферу Земли. Гравитационное и энергетическое воздействие Солнца являются определяющими для жизни на Земле. Даже незначительные изменения потока солнечного излучения на Землю приводят к значительному отклику в состоянии биосферы. Исследование многообразия проявлений солнечно-земных связей является важной задачей исследования современной физики. Кроме этого, открытие в последние годы большого количества звезд поздних спектральных классов, проявляющих уровни активности солнечного типа, также повышает интерес к исследованию процессов на Солнце.
Одним из проявлений солнечной активности являются высокоскоростные потоки заряженных частиц, образующие солнечный ветер. Индуцируемые ими магнитные бури на Земле оказывают отрицательное влияние на здоровье людей, вызывают помехи в работе электронных систем, радиосвязи. Данная работа посвящена исследованию корональных дыр в атмосфере Солнца, являющихся источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра, что обуславливает практическую значимость проведенного исследования.
Обзор исследования корональных дыр.
Корональные дыры (КД) - образования, имеющую самую короткую историю исследования в солнечной физике. Впервые КД были описаны Вальдемаром в конце 50-х годов, когда он отметил области с пониженной якростью на изображениях солнечной короны, полученных в видимом свете на коронографе. В 1960-70 гг. были получены ультрафиолетовые и ренгеновские изображения диска Солнца с космических телескопов OSO, которые подтвердили существование КД как особых областей с пониженной яркостью излучения солнечного диска. В это же время Хансен установил периодичность появления КД. Во время солнечных затмений, а также при наблюдениях на коронографах, КД

наблюдаются в короне как темные области в промежутках между яркими и сложными корональными стриммерами, распространяющихся до 3(Ш0. Наблюдения с космического аппарата Skylab (1973-74 гг.) положили начало интенсивному изучению КД; наиболее полные результаты исследований КД в этот период суммированы в материалах сим-поузима [47]. Количество и качество наблюдений КД увеличивается с каждым годом. Начиная с 1960 г. были получены наблюдения со спутников серии OSO, а также Skylab, Koronas и других, продолжаются наблюдения со спутников Yohkoh, SoHO, Trace. Программа ежедневных наблюдений Солнца в линии Hel проводится в обсерватории Китт Пик (NSOJJSA) с 1974 г. в течение более 25 лет. Большое количество наблюдений КД получается во время солнечных затмений, а также на коронографах. Полученные данные наблюдений позволяют проанализировать свойства КД в течение более трех солнечных циклов.
Результаты этих исследований показали, что КД - это долгоживущие крупномасштабные образования в солнечной короне с открытой конфигурацией магнитных силовых линий, расположенные в униполярных ячейках крупномасштабных магнитных полей. Основные характеристики КД следующие: значительно понижена яркость в рентгеновском, ультрафиолетовом и микроволновом излучении, ослаблена зеленая корональная линия, увеличены скорости потоков солнечного ветра. С Земли КД наблюдаются обычно только в линии Не I 1083.03 нм (далее в тексте Hel) и характеризуются увеличением яркости (1-4%) и уменьшением контраста хромосферної! сетки [60, 71]. Линия Hel образуется в верхней хромосфере на высоте около 2000 км и возбуждается ультрафиолетовым излучением [34, 33]. На спектрогелиограммах в линиях, образующихся на меньших высотах, в частности в линии Н0, КД обнаружены не были. Поэтому обычно предполагается, что КД образуются в переходной зоне хромосфера-корона, распространяются в корону и межпланетное пространство, и воздействуют на магнитосферу Земли. КД считаются надежно отождествленными источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра. Расчеты физических условий на разных высотах, где обнаруживается депрессия излучения, показывают уменьшенную плотность и температуру [42].

коэффициенты подбирались эмпирически. Эффект линейного изменения прозрачности атмосферы учитывался вводом дополнительного коэффициента в функции потемнения диска, определяющий наклон функции вдоль оси, перпендикулярной основной оси сканирования изображения.
Нормализация изображения производится делением на максимум гистораммы. Для избежания шумов дискретизации данных при построении гистограммы, в построенную гистограмму вписывался контур Гаусса и нормировка проводилась на максимум вписанной функции.
Перевод данных в гелиографическую систему производился по стандартным формулам преобразования систем координат.
Для обработки данных по этой методике создана библиотека подпрограмм на ШЬ, позволяющий автоматизировать все рутинные операции. Обработка одного изображения занимает 1-2 минуты.
Анализ многочисленных изображений позволил определить диапазоны нормированных интенсивностей, соответствующих различным образованиям на поверхности Солнца, а именно, пятнам соответствуют значения 0.7-0.9, активным областям 0.85-0.95, волокнам 0.93-0.97, корональным дырам 1.01-1.03 относительно областей спокойного Солнца, интенсивности которого соответствовали 1.0. На рис.З приведено изображение Солнца в линии Не1, полученное на БСТ-2 с УСФ 7 ноября 1999 г.
На рис.4 показаны изображения Солнца в линиях водорода На, Р7, Р5 и в линии Не1, полученные 14 марта. 2000 г.
Сравнение изображений показывает, что на изображении диска в мы видим только пятна, на изображениях в Р7 начинают проявляться активные области (АО), в На мы четко видим АО как яркие области, размеры которых значительно больше, чем в Рг В Не1 АО снова проявляются как темные области. Изменение размеров АО на изображениях в разных линиях водорода и гелия отражает различия в физических условиях на высотах формирования линий.
На рис.5 представлены два изображения диска Солнца в линии гелия Не1, в главном компоненте 1083.03 нм и втором компоненте 1082.91 нм. Из сравнения этих карт вид-