Связь колебаний в солнечных пятнах и факелах с корональными петельными структурами

• Автор: Челпанов, Андрей Алексеевич
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 81 с. : ил.

Содержание
Введение
Глава 1. Инструменты, данные наблюдений и методы анализа
1.1. Получение наблюдательных материалов с помощью Автоматизированного солнечного телескопа
1. 2. Выбор спектральных линий космической обсерватории 8БО
1.3. Обработка первичных данных и методы анализа ,
1. 4. Согласование данных двух телескопов для совместного анализа
Глава 2. Характеристики колебаний в атмосфере солнечных пятен
2. 1. Пространственное распределение мощности пятиминутных колебаний в пятнах на различных уровнях высоты
2.2. Оценка угла наклона магнитного поля в пятнах с использованием методов корональной сейсмологии
2. 3. Особенности пространственной локализации колебаний разных частотных мод в анализируемом диапазоне высот
2. 4. Распространение волн из нижних слоев пятен в верхние
2. 5. Распространение волн в петлях над пятнами
Глава 3. Колебания в факельных областях
3. 1. Характеристики колебаний в нижних слоях факельных областей
3.2. Высотная стратификация колебаний над факелами.• Сопоставление с веерными структурами корональных петель

3.3. Оценка глубины модуляции интенсивности в колебаниях на разных уровнях
атмосферы факелов
3.4. Распространение волн вдоль корональных петельных структур, связанных с
факелами
3. 5. Колебания в петлях, соединяющих факел с пятном
Заключение
Список Литературы

Введение
Атмосфера Солнца представляет собой стратифицированную оболочку, физические условия в различных слоях которой радикально различаются. Фотосфера — самый нижний и самый плотный из слоев с температурой около 6000 градусов — образует видимую поверхность Солнца и является источником основной части его оптического излучения. Над фотосферой лежит хромосфера. Если в фотосфере плазменное давление преобладает над магнитным, и физические процессы в ней определяются поведением плазмы, то хромосфера характеризуется примерно равным соотношением плазменного и магнитного давлений, что приводит к сложной картине взаимодействия плазмы и магнитного поля, из-за чего хромосфера является самым сложным для теоретического моделирования слоем. В этом слое с увеличением высоты температура резко возрастает до десятков тысяч градусов, и в следующем слое, называемом переходной зоной, достигает значения сотен тысяч градусов. Корона — это внешний слой атмосферы Солнца, почти всецело состоящий из полностью ионизованной горячей плазмы, температура которой превышает миллион градусов. Газ в короне сильно разрежен и повсеместно пронизан магнитным полем, структура которого определяет структуру короны. В эмиссии корональных линий над поверхностью Солнца наблюдается множество петель. Плазма короны представляет собой эластичную и сжимаемую среду, в которой возможно распространение различных типов волн [Nakariakov, Verwichte, 2004].
Существование колебаний в солнечной атмосфере предполагалось еще в 1946— 1948 годах [Biermann, 1948; Schwarzschild, 1948], задолго до появления наблюдательных инструментов, обладающих достаточно высокой точностью, чтобы регистрировать вариации скорости и интенсивности излучения плазмы на Солнце. Позже, с опорой на наблюдательный материал, было показано существование колебаний в фотосфере и хромосфере [Leighton et al., 1962], до этого исследования в области МГД-волн преимущественно ограничивались теоретическими моделями и расчетами. В дальнейшем были разработаны инструменты, предназначенные для работы на

Данные .о разности высот между уровнями образования линий позволяли оценить угол наклона магнитного поля.

1 0.2 £

1 -0.2 »а
I -°-
| 0 50 100
б) 0.
| 0.2 СО

I» я -0.2 -0.
0 50 100
время, мин
Рисунок 6. Фильтрованные пятиминутные сигналы уровней 1700 А (тонкие линии) и 304 А (толстые), а) Точки на различных уровнях были выбраны с учетом наклона траектории распространения волн таким образом, что цуги фильтрованных колебаний показывают максимальный коэффициент корреляции (0,72); б) сигналы от элементов, расположенных друг над другом на луче зрения в точке, отмеченной крестиком на распределении для полосы 1700 А, показывают меньшее соответствие (коэффициент 0,35).
Среднее расстояние между точками соответствия пятиминутных колебаний для пары уровней 1700А-304А составило 2150 км (от 1800 до 3200 км для различных сегментов вдоль границы тени для пятна в АО 11479. В разброс значений, вероятно, внесло вклад небольшое пространственное несовпадение (в пределах двух секунд дуги)