Сравнительный анализ магнитных свойств ведущих и замыкающих солнечных пятен и атмосферы над ними

• Автор: Загайнова, Юлия Сергеевна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 141 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Свойства ведущих и замыкающих солнечных пятен (аналитический обзор)
1.1 Магнитные свойства солнечных пятен
1.2 Солнечная атмосфера над пятнами
2 Результаты наблюдений верхней хромосферы
2.1 Краткое описание телескопа и установки для спектрально-фильтровых наблюдений хромосферы
2.1.1 Большой внезатменный коронограф Саянской обсерватории
2.1.2 Спектрально-фильтровые наблюдения атмосферы Солнца
2.1.2.1 Наблюдения верхней хромосферы в ИК-диапазоне со спектрографом
2.1.2.2 Наблюдения хромосферы с интерференционнополяризационным фильтром на две длины волны
2.1.2.3 Фотоприемная аппаратура для регистрации изображений и спектров
2.2 Предварительная обработка наблюдательного материала
2.2.1 Обработка спектрограмм
2.2.2 Обработка изображений
2.2.3 Исправление за рассеянный свет данных наземных наблюдений, получаемых на солнечных телескопах, не оснащенных адаптивной оптикой
2.2.3.1 Исключение постоянной составляющей рассеяния
2.2.3.2 Определение функции рассеяния точки
2.2.3.3 Оценка точности метода исправления за „эффект дрожания”
в предположении одинакового контраста пор
2.2.3.4 Оценка точности метода исправления за „эффект дрожания” в предположении изменяющегося контраста пор в зависимости от их площади. Контраст солнечных пятен по данным внеатмосферных наблюдений
2.2.3.5 Примеры исправления спектрограмм и изображений за рассеянный свет
2.2.4 Геометрическая привязка спектров и изображений
2.3 Исследование тени солнечных пятен по данным наблюдений в ИК-диапазоне

2.3.1 Описание данных наблюдений. Определение параметров профиля линии Не I 10830 в тени солнечных пятен
2.3.2 Исследование ИК-триплета Не I 10830 в тени солнечных пятен: результаты и их интерпретация
2.4 Основные результаты исследований, представленные в Главе
3 Исследование переходной области и нижней короны над тенью солнечных пятен
3.1 Описание данных наблюдений в Не II 304 и методов их обработки
3.1.1 Изображения Солнца в Не II 304 космической обсерватории CORONAS-F и их обработка
3.1.2 Изображения Солнца в Не II 304 космической обсерваторией SOHO
и их обработка
3.1.3 Изображения Солнца в Не II 304 космической обсерватории SDO и
их обработка
3.2 Оценки потока излучения Не II 304 над тенью пятен
3.3 Основные результаты исследований, представленные в Главе
4 Магнитные свойства тени ведущих и замыкающих солнечных пятен
4.1 Магнитные свойства тени ведущих и замыкающих солнечных пятен по данным расчетов магнитного поля в солнечной атмосфере в потенциальном приближении с использованием В,/-технологии
4.1.1 Расчеты магнитного поля в солнечной атмосфере в потенциальном приближении с использованием Д^-технологии
4.1.2 Отбор групп солнечных пятен для анализа по данным наблюдений SOLIS и SDO
4.1.3 Определение характеристик магнитного поля в тени пятен с использованием расчетов поля в потенциальном приближении. Результаты исследования свойств магнитного поля в тени ведущих и замыкающих пятен
4.2 Расчеты магнитного поля в солнечной атмосфере по данным вектор-магнитографа с высоким пространственным разрешением
4.2.1 Отбор групп солнечных пятен для анализа по данным наблюдений SDO/HMI
4.2.2 Способ определения угла между направлением магнитного ноля и положительной нормалью к поверхности Солнца в точке измерения магнитного поля
4.2.3 Результаты исследования магнитного поля в тени ведущих и замыкающих пятен по данным вектор-магнитографа SDO/HMI
4.3 Сравнение магнитных свойств, свойств хромосферы в линии Не I 10830 и нижней короны в Не II 304 в тени ведущих и замыкающих солнечных пятен

4.4 Основные результаты исследований, представленные в Главе
Заключение
Приложение!

кадра, значения г, / изменяются в пределах от нуля до соответствующих значений ширины IV и высоты кадра Н. Каждый кадр темпового тока получался отдельно в начале и после завершения этапа наблюдений в каждый из дней и при той же экспозиции, что и исходная спектрограмма. Уровень сигнала темпового тока по всему кадру не превышал 3% от уровня полезного сигнала. Сама процедура исключения темпового тока проста: из каждого отсчета интенсивности конкретного пикселя с номером на исходной спектрограм-
ме вычитается соответствующее значение интенсивности пикселя N[1^, Ду] на кадре темпового тока. В итоге получаем спектрограмму, из которой вычтен
ТСМНОВОЙ ТОК 5*[г, у]г=0,Щу'=0,Я = 5[г, ^]г=о,ТГу=0,Я — N[1, Дг=0,1Ку=(),//■
Геометрическое преобразование спектрограмм. Назначение геометрического преобразования — упростить последующие операции предварительной обработки, такие как калибровка по длинам волн, исправление за непрерывный спектр, исправление за рассеянный свет и масштабную привязку с изображениями. Часто даже при тщательной юстировке спектрографа не удается идеально выровнять спектральные линии относительно границ кадра. В таких случаях пространственное направление не будет параллельно вертикали кадра, а направление дисперсии — горизонтали кадра, т.е. из-за несоосности дифракционной решетки и спектрографа угол между пространственным направлением и пространственными реперами не равен строго 90°. Процедуры геометрического преобразования спектрограмм позволяются выровнять направление дисперсии и направление по пространственной координате таким образом, чтобы они были перпендикулярны друг другу, а направление дисперсии параллельно горизонтали кадра. При наблюдениях солнечных пятен использовалась прямая щель, что упростило геометрическое преобразование спектрограмм. Для нахождения углов поворота и вертикального сдвига используются изображения спектральной щели и пространственных реперов. Вначале необходимо повернуть спектрограмму так, чтобы направление дисперсии соответствовало горизонтали кадра. За направление дисперсии на спектрограмме выбирается направление изображения любой реперной инти. Угол «1 между реперной нитыо и горизонталью кадра находится с использованием метода Хафа [10, 10-1]. Далее осуществляется поворот на угол от всей спектрограммы 5*[г, Д вокруг центра кадра [г = IV/2^ = II/2]. Затем с использованием метода Хафа определялся угол «2 между иространствен-