Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Наблюдения солнечной грануляции с высоким пространственным разрешением в период І950-І970Г. 15
1.1. Развитие методов и аппаратуры для наблюдения Солнца с высоким пространст венным разрешением 15
1.2. Результаты наблюдения неоднородностей фотосферы по прямым фотографиям солнечной поверхности 25
1.3. Изучение флуктуации скоростей и яркостей в солнечной фотосфере по спектрограммам и фильтрограммам 35
Глава II. Используемая аппаратура и методы исследования тонкой структуры солнечной атмосферы 41
2.I.I. Камера прямых снимков на горизон тальном солнечном телескопе(ГСТ) в Цулково 42
2.1.2. Выбор моментов хороших изображений анализатором качества (АК) 45
2.1.3. Выбор оптимальных фотоэмульсий 48
2.1.4. Уменьшение влияния атмосферной дисперсии 54
2.1.5. Результаты наблюдений на ГСТ 58
2.2.1. Советская стратосферная солнечная
обсерватория (СССО) 59
2.2.2. Анализ стратосферных наблюдений 61
2.3.1.; Наземные наблюдения на стратосферном телескопе в 1969 г. 65
2.3.2. Основные особенности Астрономического наземного комплекса (АНК) "Памир" и результаты наблюдений 66 2.4.0. Фотометрическая обработка негативов 79 2.4.1. Цифровой микрофотометр с ЭВМ 79
2.4.2. Построение и ввод характеристический кривой 85
Глава III. Результаты статистических исследований спокойной солнечной фотосферы 88
3.1. Определение контраста грануляции 88
3.2. Изменение контраста и поведение
флуктуации интенсивности с длинной
волны 89
3.3. Зависимость контраста грануляции и распределения плотности вероятности
флуктуации и интенсивности от углового расстояния на диске Солнца 105
3.4. Определение инструментального профиля по краю диска Солнца и " точечным"
объектам 126
Глава IV. Характер поведения лучевых скоростей и флуктуация яркости для тонкой
структуры в фотосфере 138
4.1. Содержания Дейтерия в спокойной солнечной фотосфере 138
4.2. Исследование тонкой структуры поля яркости в фотосфере по спектральным
линиям Pel Л б6 9-2А и РеГ A bSlS. о А 141
4.3. Поведение поля лучевых скоростей в фотосфере 153
4.4. Анализ поведения флуктуации яркости и лучевых скоростей в фотосфере 173
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 181
ЛИТЕРАТУРА 183
- Развитие методов и аппаратуры для наблюдения Солнца с высоким пространст венным разрешением
- Камера прямых снимков на горизон тальном солнечном телескопе(ГСТ) в Цулково
- Определение контраста грануляции
- Содержания Дейтерия в спокойной солнечной фотосфере
Введение к работе
Важной особенностью всех слоев солнечной атмосферы является наблюдаемая неоднородность или структурность.
В последние 20 лет непрерывно повышается интерес к тонкой структуре солнечной атмосферы. Появилось много работ, посвященных изучению тонких неоднородностей в фотосфере, хромосфере и в активных образованиях.
Особое внимание исследователей привлекает тонкий слой солнечной атмосферы- фотосфера, которая излучает почти всю энергию из недр Солнца в пространство и является самым глубоким слоем, доступным непосредственным наблюдениям. Роль структурных элементов фотосферы в энергетическом балансе солнечной атмосферы подлежит выяснению. Исследование неясной до сих пор природы грануляции является путем к изучению физических процессов в более глубоких слоях, недоступных наблюдению, а с другой стороны необходимо для понимания структуры слоев, лежащих над фотосферой. Исследование неоднородностей с размерами 0.5й и менее в фотосфере могут иметь значение для задач прогнозирования солнечных явлений. Путём накопления достоверных фактов можно приблизиться к пониманию физической природы грануляции. Для этого необходима надёжная информация по наблюдательному материалу высокого пространственного разрешения. В связи с этим непрерывно усовершенствуются методы и инструменты для наблюдения солнечной грануляции.
Созданная в конце 60-х годов Советская стратосферная солнечная обсерватория (СССО) в результате четырёх полётов дала наблюдательный материал рекордного пространственного разрешения (~ 0.25"). Отличная калибоовка, соблюдение стандартных условий обработки негативов дали возможность провести надёжную фотометрическую обработку.
В настоящем исследовании использованы материалы статосфар-ных наблюдений, дополненные наземными наблюдениями хорошего качества (^0.5" ), проведенными в Цулкове на горизонтальном солнечном телесколе (ГСТ) и на астрономическом наземном комплексе (АНК) "Памир".
Целью работы являлось экспериментальное исследование спектрофотометрических параметров тонкой структуры фотосферы Солнца на основе наблюдений с высоким пространственным разрешением (0.2"-0.5п); исследования флуктуации яркостей в разных участках непрерывного спектра, их зависимости от углового расстояния от центра диска, а также флуктуации яркостей и югче-вых скоростей в зависимости от высоты в фотосфере.
По уникальному материалу установлен с большой надёжностью ряд новых фактов таких, как асимметричный бимодальный характер распределения флуктуации интенсивности, существенно отличающийся от гауссова; монотонное уменьшение контраста грануляции ( К = ДІіЮ5) с увеличением углового расстояния от центра Солнца / 39/ и с увеличением длины волны /38/; однородность лучевых скоростей по высоте в пределах от 50 км до 250 км/90/ при большой неоднородности на тех же высотах флуктуации яркостей, гранулярных структур в фотосфере Солнца.
Эти факты отличались от полученных ранее другими авторами / 5,6,34,45,52,54,82,86/ и противоречили установившейся концепции о природе грануляции, однако они в настоящее время нашли подтверждение в других работах / 99,101/
Результаты исследования уникальных прямых фотографий и спектрограмм важны для понимания физических процессов в солнечной фотосфере, их прогнозирования и построения моделей фотосферы. Ряд фактов уже применен исследователями для эмпирических моделей /95,96/.
Полученные факты очень важны и указывают на более сложную внутреннюю физическую структуру фотосферы и не менее сложную взаимозависимость между лучевыми скоростями и флуктуаци-ями яркости; это является основанием для пересмотра существующих моделей фотосферы, основанных на концепции проникающей конвекции.
Содержание работы.
Введение раскрывает важность изучения тонкой структуры солнечной фотосферы, актуальность, цель, практическое значение и краткое содержание работы, а также вклад автора в наблюдения и исследования.
В первой главе рассмотрено состояние проблемы к 1970г., к началу нового этапа наших наблюдений, положенных в основу настоящей работы. Даётся краткий обзор опубликованных результатов и наблюдений. Отмечено, что для получения достоверных фактов наблюдательный материал должен быть получен не только с высоким пространственным разрешением, но и с надёжной калибровкой для фотометрической обработки.
Отличные фотографии грануляции, полученные на "Страто-скопе-I" с пространственным разрешением порядка 0.4", послужили источником многих исследований ( Шварцшильд, Эдмондс, Уилсон и др.), но анализ результатов этих работ показал, что наблюдательный материал калиброван неудовлетворительно, и это поставило под сомнение полученные выводы.
Втошя глава посвящена наблюдательной и измерительной аппаратуре. Дано краткое описание увеличительной системы, собранной на ГСТ в Пулкове для разработки методов и исследования аппаратуры для стратосферных и наземных наблюдений с высоким разрешением. Система работала одновременно на двух камерах прямых снимков в длинах волн Л 4650 Аид 6000 А. Пространственный масштаб изображения Солнца на кадре Г'=0.55мм. Выделение нужной области спектра осуществлялось сочетанием спектральной чувствительности пленок и цветных фильтров. При этом сужались полосы пропускания системы в "синей" области до 400 А, а в "красной" до 800 А, это существенно уменьшало атмосферную дисперсию. Впервые был применен анализатор качества (АК). В результате получено большое число кадров, из которых около 30 имеют высокое качество (0.5") изображения грануляции, сравнимое с полученным на "Стратоскопе-1".
Дано краткое описание Советской стратосферной солнечной обсерватории, поднимавшейся на высоту 20.5 км, на которой одновременно получались прямые снимки Солнца, спектрограммы и фотогелиограммы. Диаметр телескопа в 3-ем полёте был 50 см, а в четвёртом -100 см. В результате за 2 последние полёта ССС0 получено 300 отличных прямых фотографий Солнца, которые по разрешению (0.24") превосходят все лучшие наземные и стратосферные снимки, и около 100 спектрограмм хорошего качества, причем на лучших из них достигается высокое пространственное (0.5"-1.0") и спектральное разрешение.
Отличное качество стратосферного телескопа проявилось во время наблюдений при наземных испытаниях аппаратуры. На лучших кадрах разрешение мелких деталей оказалось удовлетво- рительным и близким к теоретическому (0.24").
Затем был создан Астрономический наземный комплекс "Памир", подобный по конструкции стратосферному и приспособленный для работы в высокогорном районе Памира. Телескоп диаметром 50 см устанавливается на высоте 6.6 м над поверхностью земли.За 2.5 месяца наблюдений в 1978г. получено 26 прямых снимков солнечной фотосферы, на которых достигается предельное угловое разрешение, но качество изображения на них неоднородно. Спектрограмм хорошего пространственного разрешения получено 15, из них четыре не уступают по качеству стратосферным.
Для фотометрической обработки уникального наблюдательного материала был создан на базе МФ-2 цифровой микрофотометр ЦМФ в интенсивностях с выходом для дальнейших расчётов на ЭВМ.
В третьей главе проводится статистический анализ данных фотометрической обработки наблюдательного, материала. Отмечается, что среднеквадратичная величина амплитуды флуктуации интенсивности поля грануляции, названная контрастом, является важной объективной характеристикой не только для оценки качества снимка, но и для измерений амплитуды флуктуации интенсивности на разных уровнях в фотосфере. Определены зависимость контраста от длины волны и от углового расстояния от центра Солнца. Показано по стратосферным и памирским спектрограммам, что контраст грануляции умень- шается с увеличением длины волны от Л 3900 А до л 6600 А примерно в 1.5 раза, тогда как картины грануляции в разных областях спектра подобны, и даже между флуктуациями интенсив- ноете в областях,очень удаленных друг от друга, в л 3900 А и Л6600 А,коэффициент корреляцииЬ і= 0.90. По наземным кулков-ским прямым снимкам фотосферы, полученным одновременно в областях А 4650 А и АбООО А, также не обнаружены различающиеся детали ни в центре диска, ни на краю, ни в полутени пятен/38/.
Полученное монотонное уменьшение величины контраста от центра к краю диска Солнца К () /39/ существенно отличается от результата Эдмондса, который лёг в основу ряда моделей ( Эдмондс, Уилсон, Турон) / 45,51-55/ солнечной атмосферы. Позже наш результат получил независимое подтверждение и использован в моделях ( Аль трок, Мусман, Нельсон, Шмидт и др.) / 95, 96,98,101/. По лучшим кадрам распределение плотности вероятности флуктуации интенсивности в центре диска Солнца асимметрично и бимодально, т.е. существенно отличается от нормального закона. Смещение вершины кривой получилось больше чем в предыдущих исследованиях /45/. Центр тяжести распределения приходится на ді = -4.5%, а заметная депрессия наді»*- 3% придает кривой бимодальный двугорбый:: вид. Бимодальная форма кривой плотности вероятности соответствует только отличным кадрам с наблюдённой величиной контраста К ^8$. Кривые распределения строились для разных $, и вычислялись также их центральные моменты. У края диска Солнца форма распределения становится близкой к нормальной, возможно, это связано с уменьшением размеров гранулярных структур и с возрастанием роли погрешностей, сглаживающих исчйн-ное распределение.
Дано описание фотометрической обработки края диска Солнца. По стратосферным снимкам построен наблюденный про- - II - филь края. Из профиля края и анализа мелких "точечных" деталей в фотосфере и в ядрах пятен получен инструментальный контур стратосферного телескопа. У него оказалось очень узкое ядро, отсюда реальная разрешающая сила по Рэлею практически совпадает с теоретической 0.24", но наряду с этим инструментальный контур имеет очень протяженные крылья шириной около 2", поэтому исправление за инструментальное искажение приводит к повышению контраста грануляции в 3.3 раза для лучших стратосферных снимков.
На стратосферных снимках грануляция видна на самом краю диска. Особенно интересно, что несмотря на уменьшение к краю диска Солнца, контраст на "краю" Ofyb- 0.30) и даже над краем О/?о~0.26) достаточно велик ( К~%?о), а исправление за инструментальное искажение повышает его до 7-10$. Нет заметной разницы значений контрастов в точках на краю с градиентом 120$ на I" и на расстоянии в 2" от края 0/Уо =0.64, где градиент на порядок меньше. Это говорит об отсутствии "изгибов" края. Вблизи края видны яркие круглые по форме полярные факельные гранулы размером меньше 0.5", которые отличаются от обычных гранул края очень большим перепадом яркостид7= J факел ~ ^ фон' К0Т0Р0МУ соответствует перепад яркостей температуры Т *** 900К. Подобно факельным полярным гранулам в ядрах пятен имеются яркие точечные образования (менее 0.5") с ещё большим перепадом яркости//27/.
В первом параграфе четвертой главы приводятся результаты исследования по спектрограммам ССС0 (третьего и четвертого полетов) относительного содержания дейтерия в " спокой-ной" фотосфере. Получено, что D/H *- 10 , т.е. существенно меньше, чем в земной атмосфере ( ы 1.5.10 ). /129/.
Во втором параграфе по стратосферной спектрограмме в результате исследования флуктуации интенсивностеи в линиях рГ к 6569 А и Fe Г А 6575 А получено, что контрасты флуктуации интенсивностеи в обоих крыльях линий одинаково выше контраста в непрерывном спектре, но коэффициент корреляции между флуктуапиями интенсивности в непрерывном спектре и в синем'крыле линии близок к нулю, в то время как флуктуации интенсивности "красного1 крыла и непрерывного спектра имеют практически стопроцентную корреляцию /89/. Эти факты опровергали результаты исследования проведенные по фильтрограммам /82-87/ и ставили под сомнение вывод о стопроцентной корреляции между лучевыми скоростями и флуктуациями яркости.
В третьем и четвертом параграфах проведен анализ поведения лучевых скоростей и флуктуации яркостей по лучшим памир-ской и стратосферной спектрограммам. По выбранному ряду линий, поглощение в которых соответствует разным высотам в фотосфере выявилась однородность по высоте лучевых скоростей, имеющих вид вертикальных колонок в фотосфере /89/. В то же время флуктуации яркости на высоте уже в 100 км существенно отличаются от флуктуации в ннпрерывном спектре, а для магнитных линий флуктуации отличаются уже на расстоянии 150 км от непрерывного спектра.
Пространственные размеры структур лучевых скоростей и флуктуации яркостей одинаковы.
Среднеквадратичные величины флуктуации яркости и лучевых скоростей практически постоянны по всей высоте в фотосфере. - ІЗ -
Различный характер поведения по высоте в фотосфере полей лучевых скоростей и флуктуации яркости говорит о более сложной взаимосвязи между ними, чем предполагается в существующих моделях, основанных на теории проникающей конвекции-'.
В заключении работы приводятся основные выводы.
Из анализа результатов можно вывести, что поле яркостей в фотосфере хотя и можно рассматривать как случ.айный стационарный процесс, но оно имеет сложную структуру и не подчи- няется нормальному закону.
Поле яркостей очень неоднородно по высоте и состоит из структур с наклонными границами. Однородность поля лучевых скоростей по высоте и малая линейная зависимость их с полем яркости говорит о более сложной связи между ними.
Полученные результаты могут быть использованы для построения эмпирической модели солнечной фотосферы.
На зашиту выносится:
1. Результат статистического исследования амплитуды флуктуации яркости. Обнаружение ярко выраженной асимметрии (бимодальности) кривой распределения плотности вероятности флуктуации яркости.
2. Определение величины контраста флуктуации яркости. Вывод о монотонном уменьшении контраста грануляции: от центра диска Солнца к краю; с увеличением длины волны в видимой части спектра.
3. Обнаруженная: - неизменность среднеквадратичной величины флуктуа ции яркостей и лучевых скоростей почти по всей высоте в фотосфере; однородность поведения лучевых скоростей в фотосфере в интервале высот h = 50 * 260 км; неоднородность флуктуации яркостей в пределах высот менее 100 км, объясняющаяся наличием наклонных границ у яркостных стуктур.
4. Оценка содержания дейтерия в "спокойной" фотосфере (2>/Н-^10-5 ).
Диссертация соде щит 136 страниц машинописного текста, 16 таблиц, 33 рисунка и 10 фотографий. Список используемой литературы насчитывает 146 наименований. Основные результаты опубликованы в 9 работах.
Вклад автора в исследования.
Автор принимала участие в наблюдениях на CGC0 при наземных исследованиях аппаратуры, в анализе полученного материала всех полётов СС00; наблюдала на ІШК "Памир";6 автором собрана увеличительная система и получены прямые фотографии грануляции на ГСТ в Пулкове; автор принимала участие в создании, отладке и исследовании ВЩ>.
В совместных печатных работах автору принадлежит фотометрическая обработка, расчеты, составление алгоритмов и ряда программ для вычисления на ЭВМ "ЇЛИР-І" и УВК СМ-3. Дискуссия результатов проводилась совместно. В работе /140/ автору принадлежат наблюдательный материал и фотометрическая обработка.
Развитие методов и аппаратуры для наблюдения Солнца с высоким пространст венным разрешением
За последние двадцать лет резко возрос интерес к исследованию тонкой структуры атмосферы Солнца. Важность исследования тонкой структуры фотосферы и ее изменение со временем ДЙЯ понимания процессов происходящих в фотосфере и для интерпретации многих явлений в активных областях Солнца отмечалось в / I /. Особая роль фотосферных структур с размерами 1,0"-0Д" в переносе энергии из недр в корону и межпланетное пространство подчеркивалась в / 2 /.
Первые хорошие ( с разрешением 1"-2") фотографии тонкой структуры фотосферы (грануляции) были получены в конце 19-го и в начале 20-го столетия Жансеном /1877/ в Медоне, А.П.Ган-ским/1905У в Пулкове и Шевалье /1908/ в осерватории Цд-Зе. Эти фотографій почти пятьдесят лет оставались непревзойденными.
Для выяснения формы, размера гранул, величины флуктуации их интенсивности, изменения этих величин по диску Солнца от центра к краю и со временем требовалась последовательность фотографий грануляции с высоким разрешением. В 50-ые- 60-ые годы отличными считались кадры с разрешением в Іи-2". В наземных условиях на существовавших телескопах получить фотографии, а тем более спектрограммы хорошего качества было очень сложно и требовало большого искусства наблюдателя. Трудность этой задачи заключается в особенности дневных наблюдений. В искажения изображения Солнца ( размытость, вытянутость) основной вклад вносят, во-первых, тепловые потоки от нагретых Солнцем деталей телескопа, во-вторых, температурные неоднородности внутри башни или помещения ( в случае горизонтального телескопа), в-третьих, атмосферные неоднородности на разных высотах.
Для устранения первой причины наблюдателе (Бернар !ио, а затем Рёш) на Пик дю Мида применяли диафрагму с водяным охлаждением в фокальной плоскости. Кроме того, они использовали также кинематографию, чтобы из большого числа кадров можно било бы выбрать несколько хороших. Таким образом Рёш в 1957 году получил несколько отдельных кадров удовлетворительного качества / 1.5й/.
В Пулкове с 1954 года грануляцию фотографировали на горизонтальном солнечном телескопе (ГСТ) в кассегреновском фокусе. Гранулы на полученных снимках были хотя и резкие, но все же вытянутые из-за воздушных линз и атмосферной дисперсии / 3 /. Применение кинематографии на ГСТ в Пулкове / 4 / показало, что всплески хорошего качества очень редки и кратковременны. В связи с этим над заметить, что попытка использовать фотоэлектрический метод для тонкой структуры с довольно медленной записью разрезов вдоль участка изображения поверхности Солнца не оправь дала себя / 5 /, так как изменение качества изображения происходит быстрее записи разреза. Серии разрезов, записанных последовательно на дном и том же участке, не будут отражать истинную картину поведения грануляции. Впоследствии подобный фотоэлектрический метод применялся только для крупномасштабных образований солнечной атмосферы / 6 /, для которых достаточно низкого пространственного разрешения.
Камера прямых снимков на горизон тальном солнечном телескопе(ГСТ) в Цулково
_ В 1968-69 гг. в Пулково для получения прямых снимков хорошего качества была собрана увеличивающая оптическая система, которая располагалась в прямом фокусе ( диаметр изображения Солнца (LQ = 160 мм) солнечного горизонтального телескола ( диаметр главного зеркала 500 мм). В оптической схеме этой системы было предусмотрено разделение пучка для одновременного фотографирования на двух камерах азных участках спектра. Выделение участков спектра в камерах осуществлялось цветными фильтрами и спектральной чувствительностью пленки. На рис. I /I / приводится оптическая схема, где:
П.З. .- плоскость затвора,
От - объектив с диаметром 48 мм,
Ш. - набор нейтральных фильтров для коррекции экспозиции,
П.П. - плоско-параллельная пластинка, разделяющая пучки на " синюю" и "красную" камеры, цветные фильтры для выделения участков спектра с длинами волн
Ко,Кк- плоскости кадров. Объектив, затвор и обе камеры изготовлены на Казанском Оптико-механическом заводе и сделаны такЦке, как для стратосферного телескопа. Все оптические детали (объектив, цветные фильтры) проверялись на оптической скамье по точке и отбирались такие, чтобы они не вносили искажения изображения.
Объектив исследовался по точке и по теневой картине. На рис. 2 /П/ приведена часть увеличивающей системы с анализатором качества (АК), регистрирующим изменения качества изображения. Здесь Oj-объектив КЦС, К- конус внутри которого происходит разделение пучка на две камеры, в нем размещены плоско-параллельная пластинка (П.П.) и зеркало / 3 /, перебрасывающее половину пучка в п красную" камеру. Дальше от корпуса идут две трубы к камерам. 3 - затвор, в котором выдержка равная 0.005с осуществляется вращением обтюратора с прорезью
в виде сектора, В.О.- входное отверстие, рядом с ним располо пччка.
жены два плоских зеркала; 3j - посылает частьчзвета близкую к кадру, на АК и 33 - отражает часть пучка на объектив 0 , с помощью которого можно на экране наблюдать тоже близкий к кадру участок Солнца. Вблизи входного отверстия расположены фотодиоды-Ф, датчики освещенности , их показания фиксировались вольтметром - V" , расположенным на пульте -П. По данным освещенности с помощью таблицы, полученной из наблюдений, ставился нужный нейтральный фильтр из набора (Н.Ф.) для коррекции выдержки. На пульте П находятся кнопки для "ручного" взвода, перемотки и спуска затвора.
В 1968 г. получено всего несколько кадров, из них хороший только один. С июля 1969 г. наблюдали на двух камерах и вся система работала автоматически, т.е. от сигнала АК срабатывал затвор и перемотка камер.
Определение контраста грануляции
Полученные за 1969-78гг. лучшие стратосферные и наземные прямые фотографии и спектрограммы Солнца были использованы для статистического и морфологического исследования тонкой структуры солнечной фотосферы.
К 70-м годам был уже накоплен определенный опыт статистического и морфологического анализа данных наблюдений /30, 31, 35, 41, 43/. Фотографии Солнца, полученные при помощи "Стратоскопа-Iй, были первым скачком вперёд по сравнению с прежними наблюдениями, а стратосферные наблюдения Йоветской стратосферной солнечной обсерватории (СССО) являются наиболее качественными, как по пространственному разрешению, так и по надежности фотометрической калибровки. Основной задачей цикла наших исследований было накопление совокупности надёжно установленных фактов и закономерностей, необходимых для дальнейшего изучения физической природы грануляции.
Определение контраста грануляции.
Основными величинами, получаемыми из фотометрической обработки фотографий и спектрограмм солнечной фотосферы, являются флуктуации- интенсивности, которые в дальнейшем можно связывать либо с флуктуащями температуры, либо с флуктуащями плотности или коэффициента поглощения. Одной из важных характеристик поля яркости мы считаем контраст грануляции. Под контрастом ряд исследователей раньше подразумевали значение
Таким образом вычислительный контраст получается неоднозначно, так как нет полной уверенности, что исследователь проводит измерения именно максимальной и минимальной яркости. Кроме того такие измерения экстремумов трудно автоматизировать. Нам представляется важным, чтобы значение контраста вычислялось, во-первых, более уверенно, а во-вторых, одинаково всеми исследователями. Только тогда можно сопоставлять и сравнивать все результаты.
Наиболее однозначно и объективно контраст грануляции определяется среднеквадратичным: значением флуктуации интенсивности. Определенный таким образом контраст вычислялся в наших исследованиях.
class4 Характер поведения лучевых скоростей и флуктуация яркости для тонкой
структуры в фотосфере class4
Содержания Дейтерия в спокойной солнечной фотосфере
Прежде всего по стратосферным спектрограммам интересно было оценить содержания дейтерия в солнечной атмосфере. Такое исследование, хотя и не относится к изучению движения тонких структур в фотосфере, но очень важно для выяснения механизма выделения энергии Солнца. По содержанию дейтерия в атмосфере можно судить об эффективности протон-протонной ядерной реакции в недрах Солнца. При такой реакции дейтерий " выгорает" и наличие дейтерия в атмосфере Солнца свидетельствовало бы о неполном перемешивании вещества между внутренними и внешними слоями /128/.
Проблема дейтерия обсуждалась во многих работах, особенно существенный вклад внесли /108-110,128/.
Изотопическое смещение линии J) в фиолетовую сторону от центра Нл, равно 1.79 А отсюда ее длина волны-6561.026А. Она расположена между линиями Sbl+J)thtH2 О А 6560т555А и линией водяного пара titrnHiO Д 6561.097А. Блендирование линии дейтерия линией водорода Н& делает контур Щ почти незаметным/128/, а линии водяного пара создают практическую невозможность наблюдения дейтерия в наземных условиях.
Учитывая блендирование дейтерия линией И де Ягер нашел, что содержание дейтерия в солнечной атмосфере примерно такое же как в земной атмосфере 1.5 х 10 или в два раза меньше.
Обстоятельное исследование по наземным наблюдениям проведено в работе А.В.Северного /108/. Во-первых, отмечено, что линия ДХо также, как и Н , должна иметь две составляющие тонкой структуры X А 6560.964 и 6561.088 .следовательно второй компонент практически полностью блендируется линией водяного пара Aim Ht Л 6561.097 А; во-вторых,делается попытка учесть влияние линии водяного пара на первый компонент.В результате тщательного выделения небольшой депрессии в области & найдено,что эквивалентная ширина Ъ . для центра диска может быть равной 1.3 1.4 МА,откуда получается Ъ/Н 4 5 10 . Так как полностью исключить влияние линий водяного пара невозможно,то более точный ответ на вопрос о содержании дейтерия могут дать только стратосферные наблюдения Солнца.
Спектрограммы,полученные на Советской стратосферной солнечной обсерватории,полностью свободны от линий водяного пара.
Б нашем исследовании использовались девять спектрограмм для центра и края Солнца двух полётов СССО 1970 и 1973 гг./129/.
Сканирование велось вдоль дисперсии со щелью размером о 0.08 А х I мм на негативе.Было сделано 15 разрезов "синего" крыла Hot в центре диска Солнца и 9 на краю (/ = 16).Крыло Ясс о на участке от -1.0 до -3.0 А( отсчёт от центра линии)аппроксимировалось параболой по способу наименьших квадратов. В интервале 0.6 &,где должна быть линия"Ъ среднеквадратичное отклонение от среднего составляло 0.06$ и 0.08$ для центра и края соответственно. Отсутствие депрессии в этой области для центра и края диска Солнца показано на рис.І.ІУ.
