Тонкая структура и колебательные процессы в солнечной фотосфере и пятнах

• Автор: Ефремов, Вячеслав Иванович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 184 с.

ЧАСТЬ I

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ И ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА

Глава I ОРГАНИЗАЦИЯ ТОНКОЙ СТРУКТУРЫ ФОТОСФЕРЫ

(Исторический обзор)

1 Грануляция

1.1 Морфология грануляции

1.2 Эволюция и время жизни

1.1.3 Форма и фрактальная размерность

1.4 Критические размеры гранул

1.5 Флюктуации интенсивности и контраст

1.6 Вертикальная структура скорости грануляции

1.7 Другие возможные механизмы структурообразования и численные эксперименты
2. Другие структуры солнечной фотосферы
ГЛАВА II
ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ ФОТОСФЕРЫ
11.1 Наблюдательный материал и его обработка
11.2 Спектр мощности поля яркости фотосферы
П.3 Метод изофот
11.4 Метод построения корреляционных портретов.
Фильтрация
11.5 Метод вейвлет-анализа
11.6 Обсуждение
ГЛАВА III.
ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ СКОРОСТЕЙ ФОТОСФЕРЫ.
III. 1. Наблюдательный материал и его обработка
Ш.2. Тонкоструктурные образования поля скоростей
и их изменения с высотой
Ш.З. Особенности распределения поля скоростей
по поверхности Солнца
ЧАСТЬ II. ТОНКАЯ СТРУКТУРА И КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ ГЛАВА IV
СТРУКТУРА ТЕНИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА И ЕЕ ЭВОЛЮЦИЯ
1У.2. Наблюдения и анализ данных
1У.З. Эволюция структуры тени пятна
IV.4. Обсуждение
ГЛАВА V.
КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В ПЯТНЕ И ОКРУЖАЮЩЕЙ ФОТОСФЕРЕ
V.1 Введение
У.2 Фотосферный резонатор. Численный расчет.
У.2.1 Модель Томаса- Шейера
У.2.2. Модель Герониколаса. Нежеские границы
У.З Наблюдения колебаний скорости и магнитного поля
в тени пятна
У.3.1 Обработка наблюдений 1994г.,1998-2003г
У.3.2 Колебания лучевых скоростей
У.3.3 Колебания магнитного поля в тени пятна
У.4.3. Долгопериодические колебания магнитного поля
в тени пятна
Заключение
Список литературы
ПРИЛОЖЕНИЕ I
ПРИЛОЖЕНИЕ II
ПРИЛОЖЕНИЕ III

Актуальность проблемы. При той энергетике, которая присутствует на уровне фотосферы Солнца (Рг < 1, Ка~1022), существование более или менее регулярных структур является скорее артефактом, чем необходимостью. С точки зрения земной физики, они достаточны для создания режима развитой турбулентности.
Вопрос о том, каким образом в этих условиях континуальный беспорядок порождает почти регулярные структуры, с математической точки зрения далек даже от корректной постановки, поэтому прогресс в понимании их возникновения и взаимосвязи в первую очередь связан с высококачественными наблюдениями, корректной обработкой и выявлением самих структур в различных полях исследуемых параметров: (Т -(температура) - главы II, V (скорости)- главы III, Н (магнитное поле)-главы IV,V).
Явление регуляризации сплошной среды подразумевает реализацию устойчивых процессов, приводящих к формированию структур - образований, наблюдающихся в конечной области параметров.
Несмотря на существующий прогресс в этом направлении, мы еще далеки от понимания причин, порождающих те или иные структуры, особенно это касается их взаимосвязи. Процесс структурообразования пронизывает практически все слои Солнца, реализуясь в разнообразных объектах и охватывает значения масштабов от 0,2 до 105 Мт. Поэтому изучение морфологии, эволюции и выявление новых структур как в спокойных (СО), так и в активных областях (АО) солнечной поверхности, является актуальной задачей современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем крайне актуальные задачи, поскольку колебательные

Во-вторых, предварительно провести усреднение непосредственных отсчетов интенсивности по одной координате площадки, а затем уже для средних интенсивностей вычислить СМ (по другой координате). Эти два способа соответствуют сканированию площадки с длинной, но узкой щелью микрофотометра.
В-третьих, можно вычислить уже не средние, а среднеквадратичные значения интенсивностей (т.е. RMS) и затем провести для них вычисления СМ. В связи с этим следует отметить, что при изучении структуры солнечной атмосферы особенно масштабов менее 1" на качество изображения большое влияние оказывает земная атмосфера. Величина RMS иногда используется для оценки качества снимков. Однако на стратосферных снимках, свободных от влияния земной атмосферы, как в нашем случае, распределение RMS интенсивностей характеризует структурные (температурные) изменения от места к месту на поверхности Солнца.
Каждый из трех способов имеет свои преимущества и недостатки. При этом во всех трех способах усреднения существенен размер площадки. Ширина площадки, по которой проводится усреднение, по-видимому, не должна существенно превосходить размер исследуемых образований. В противном случае последние будут слишком сглажены и утонут в шумах.
Первый из этих способов мы применили к результатам, приведенным на рис.7а. Результат представлен на рис.7в. Для оценки вероятности неслучайности присутствия того или иного структурного элемента был использован критерий Фишера [141]: превышение пиков СМ некоторого доверительного уровня, построенного над средней мощностью процесса. Последнюю, отягощенную «красным» шумом, задает сглаженная кривая (Fit -кривая), именно от нее откладывается доверительная граница (уровень достоверности), рассчитанный в единицах дисперсии спектра мощности. На рис.7в показана граница вероятности неслучайности присутствия пе-