Тонкая структура фраунгоферовых линий и строение фотосферы Солнца Костык Роман Иванович

Данный автореферат диссертации должен поступить в библиотеки в ближайшее время
Уведомить о поступлении

Диссертация - 480 руб., доставка 10 минут, круглосуточно, без выходных и праздников

Автореферат - 240 руб., доставка 1-3 часа, с 10-19 (Московское время), кроме воскресенья

Костык Роман Иванович. Тонкая структура фраунгоферовых линий и строение фотосферы Солнца : ил РГБ ОД 71:85-1/54

Содержание к диссертации

Введение

ГЛАВА I. Тонкая структура фрауягоферовых линий, данные наблюдений 17

1.1. Введение 17

1.2. Результаты исследований гонкой структуры фрауягоферовых линий по данным наблюдений разных авюров 18

1.3. Тонкая структура фраунгоферовых линий по данным наблюдений в ГАО АН УССР (Го-лосеево) І 21

1.3.1. Спектрограф и система регистрации 21

1.3.2. Выбор линий для наблюдений 25

1.3.3. Наблюдения и обработка материала 25

1.3.4. Ошибки наблюдений и обработки 36 1.3.5« Анализ результатов наблюдений 40

1.4. Выводы 51

ГЛАВА II. Построение фундаментальных систем сил осцилляторов.

II. Силы осцилляторов, найденные по центральным интенсивностям фраунгоферовых линий 52

II.І. Введение 52

II.2. Метод исследования 53

II.З. Расчет профилей фрауягоферовых линий в невозмущенной фотосфере Солнца 55

II.4. Силы осцилляторов линий нейтрального железа 57

II.4.І. Величины, используемые в расчетах, и наблюдательный материал 57

II.4.2. Анализ реперной шкалы. Определение содержания железа по слабым и умеренным линиям. Силы осцилляторов

этих линий 60

II.4.3. Определение сил осцилляторов сильных линий нейтрального железа 68

II.4.4. Анализ точности полученных результатов. Привязка к оксфордской шкале сил осцилляторов 70

II.4.5. Исследование системы сил осцилляторов Куруза-Пейгримена 74

II.5. Силы осцилляторов линий нейтрального титана 80

II.6. Силы осцилляторов линий нейтрального хрома 86 П.7. Силы осцилляторов линий нейтрального никеля 91

II.8. Выводы 93

ГЛАВА III. Постоянная затухания и турбулентность в фотосфере Солнца 96

III.І. Введение 96

III.2. Микротурбулентность 98

III.З. Макрогурбуленгносгь 102

III.4. Постоянная затухания 105

III.5. Комплексный метод определения постоянной затухания и скорости микротурбулентных движений 116

III.5.І. Метод исследования 116

III.5.2. Данные наблюдений 117

III.5.3. Резулыагы вычислений 118

III.6. Определение скорости макротурбулентных движений 128

III.7. Выводы 131

ГЛАВА ІV. Размеры элементов турбулентноеЇЙ В атмосфере Солнца 133

ІV.І. Введение 133

ІV.2. Мезотурбулентность 133

ІV.З. Основные уравнения 135

ІV.4. Метод решения и результаты вычислений 137

ІV.5. Выводы 147

ГЛАВА V. Построение фундаментальных систем сил осцилляторов. П. Силы осцилляторов, найденные по эквивалентным ширина фраунгоферовых линий. Исследование эффектов отклонения от локально-термодинамического равновесия в атмосфере Солнца 153

V. 1. Введение 153

V.2. Определение сил осцилляторов по эквивалентным ширинам линий поглощения нейтральных атомов железа, титана, хрома и никеля 154

V.2.І. Наблюдательный материал 154

V.2.2. Результаты и анализ вычислений 154 У.З. Силы осцилляторов линий ионизованных атомов железа, гитана и хрома 160

V.4. Исследование эффектов отклонения от локаяьно-термодинамического равновесия в атмосфере Солнца 166

V.4.1. Основные черты проблемы 166

V.4.2. Результаты предыдущих исследований спектра железа с учетом отклонения от ЛТР 171

V.4.3. Методика построения ЛТР моделей атмосферы Солнца, аналогичных модели Холвегера-Мюллер 178

VII. Интерпретация разностей величин

V.5. Выводы 188

ГЛАВА VІ. Тонкая структура фраунгоферовых линий и температурные неоднородности в фотосфере Солнца 189

VІ.І. Введение 189

V1.2. Влияние звуковых волн на профили спектральных линий 190

VІ.2.І. Основные наблюдательные данные о колебательных движениях в фото

сфере Солнца 190

VІ.2.2. Результаты предыдущих исследований влияния звуковых волн на про

фили спектральных линий 198

VІ.2.3. Температурные неоднородности в фотосфере Солнца, обусловленные

звуковыми волнами 203

VІ.З. Температурные неоднородности в фотосфере Солнца, обусловленные конвективными движениями 207

VІ.З.І. Постановка задачи. Основные предположения 207

VІ.3.2. Флуктуации температуры в области образования слабых линий поглощения, обусловленные конвективными движениями 212

VІ.3,3. Влияние флуктуации температуры на умеренные и умеренно-сильные фраунгоферовые линии в центре солнечного диска 220

VІ.3.4. Асимметрия и сдвиг линий поглощения на разных расстояниях от центра солнечного диска 225

VІ.4. Выводы 229

ЗАКЛЮЧЕНИЕ 233

ЛИТЕРАТУРА 238

ПРИЛОЖЕНИЕ 268

Результаты исследований гонкой структуры фрауягоферовых линий по данным наблюдений разных авюров
Силы осцилляторов, найденные по центральным интенсивностям фраунгоферовых линий
Микротурбулентность
Метод решения и результаты вычислений
Определение сил осцилляторов по эквивалентным ширинам линий поглощения нейтральных атомов железа, титана, хрома и никеля

Введение к работе

Выяснение механизма сложного комплекса воздействия солнечной активности на Землю, а отсюда и на большое число явлений, связанных с повседневной деятельностью человека - главная проблема в исследовании физики Солнца, Причины всего многообразия форм солнечной активности в конечном счете связаны с конвекцией вещества внутри Солнца, и хотя непосредственные наблюдения конвективных элементов невозможны, имеются наблюдательные данные - тонкая структура фраунгоферовых линий (их асимметрия, сдвиги), - позволяющие судить о физических характеристиках конвективной зоны. Интерпретация этих наблюдательных данных возможна лишь в рамках модели - набора некоторых параметров, заданных в пространстве и во времени.

Много усилий было направлено на развитие стандартных, сильно идеализированных горизонтально-однородных моделей атмосферы Солнца, т.е. моделей, в которых физические параметры (температура, давление, скорость и т.д.) зависят лишь от одной координаты - глубины (такие модели в дальнейшем будем называть однородными). И если эти модели вполне пригодны для описания внутренних слоев Солнца, а также контуров линий поглощения, наблюдаемых с малым пространственным и спектральным разрешением, то для интерпретации тонкой структуры фраунгоферовых линий следует знагь распределение физических параметров не только с глубиной, но и в горизонтальной плоскости. Построение такой неоднородной модели, включающей в себя сведения о мелкомасштабной структуре поля негепловых движений, температуры, давления, плотности и т.д. в зависимости от вертикальной и горизонтальных координат - главная цель настоящей работы. Метод - сравнение наблюденных и вычисленных контуров линий поглощения. Этот полуэм- пирический подход мы избрали из тех соображений, что все существующие теории конвекции слишком грубы для описания детальной структуры поля движений, в го время как наблюдения не настолько точны, чтобы обеспечить чисто эмпирический подход.

Основой построения неоднородной модели послужили однородная модель фотосферы Солнца и экспериментальные данные о тонкой структуре 108 фраунгоферовых линий, наблюдавшихся автором на монохроматоре двойной диффракции телескопа АЦУ-5 ГАО АН УССР (Голосеево) в течении двенадцати лег.

Извлечь гидродинамические и термодинамические параметры из наблюдательных данных чрезвычайно трудно, поскольку на формирование линий поглощения оказывают влияние одновременно многие факторы. Прежде всего к ним следует отнести температуру, поле скоростей, эффекты давления и отклонения от локально-термодинамического равновесия (ЛТР), которые описывают однородную модель фотосферы Солнца и очень сильно влияют на профили линии. Локальные отклонения ог однородной модели (динамические неоднородности) вызывают лишь незначительные изменения профиля (асимметрию). Кроме того, форма линий поглощения зависит также и ог атомных констант, в частности, таких плохо известных, как силы осциллятора gJ и постоянная затухания г . Эта сложная многопараметрическая задача решалась путем последовательного исключения неизвестных параметров. Сначала в рамках однородной модели находились значения сил осцилляторов и постоянной затухания, скорости микро и макроэлементов, степень отклонения ог ЛТР. Затем в однородную модель вводились флуктуации температуры и скорости.

Для нахождения величин qJ в качестве источника света мы использовали фотосферу. Приравнивая наблюденные и вычисленные центральные интенсивности и эквивалентные ширины спектральных линий, мы определили значения сил осцилляторов 1307 линий железа, титана, хрома и никеля с погрешностью, не превышающей ±0.06 в единицах логарифма. Для такого большого числа линий и с такой невысокой погрешностью это сделано впервые.

Сложнее найти постоянную затухания у . Трудности возникают в связи с тем, что помимо эффектов давления, спектральные линии в значительной степени расширены тепловыми и турбулентными движениями. Скорости последних известны все еще плохо. Так в рамках приближения микро-макротурбуленгности, которым обычно пользуются, ^мик по данным разных авторов с высотой h либо увеличивается, либо постоянна, либо уменьшается (большинство авторов рекомендуют уменьшающуюся с п амплитуду этой скорости). Характер изменения ^ыакро ^с ^{ВЫС0!Р0И} вообще не исследовался.

Нами предложен новый, комплексный метод определения постоянной затухания и скорости нетепловых движений, т.е. метод в котором эти величины находятся одновременно. С его помощью удалось определить параметр J для линий с разными потенциалами возбуждения нижнего уровня, принадлежащих к различным химическим элементам. При этом найдено также, что скорость микротурбулентных движений с высотой растет, а макродвижений - уменьшается, причем амплитуда общей ско-Р^сти #общая* ( # шкро ⁺ ^ макро- остается постоянной.

Поскольку найденное нами изменение ^микро ^с ^ВЫС0Г0Й ^не согласуется с тем, что рекомендует большинство исследователей, мы для проверки результатов определения поля негепловых движений отказались от приближения микро-макрогурбулентности и решали уравнение переноса излучения в стохастической среде. Для описания поля движений применялись марковские процессы, в предположении, что скорости турбулентных вихрей имеют распределение Гаусса, а их размеры подчинены закону Пуассона. Такая модель оперирует двумя основными параметрами: средним размером элементов турбулентности L_T и их средней квадратичной скоростью . Как частный случай, она - ю - включает в себя модель микро ( L_T-+ О ) и макротурбулентности (1_Г-*- ). Применение разработанного нами метода позволило найти значения L_T и ^ ^на разных глубинах в атмосфере Солнца. Оказалось, что среднеквадратичная скорость турбулентных вихрей в фотосфере постоянна и равна ^общая' ^а Р^еД^ние параметры элементов турбулентности с высотой уменьшаются. Отсюда непосредственно следует, что скорость микрогурбуленгных движений с высотой должна увеличиваться, а макродвижений - уменьшаться. Именно такое изменение # _МИКпо ^и ^макро ^с ^ВЫС010Й ^ншш получено при решении задачи в приближении микро - макрогурбулентности.

Во всех вышеописанных исследованиях, основанных на расчетах профилей линий поглощения, мы пользовались гипотезой о ЛТР, предполагающей существование целого ряда условий, выполнение которых мы вправе ожидать в глубоких слоях атмосферы Солнца и нарушение во внешних. Для определения степени отклонения от ЛТР мы предложили простой метод, основанный на интерпретации разности значений сил осцилляторов, найденных по эквивалентной ширине и центральной интенсивности.

После определения всех вспомогательных величин, необходимых для решения основной задачи - построение неоднородной модели фотосферы Солнца - в однородную модель были введены флуктуации температуры и скорости. С этой целью на поверхности Солнца размещались локальные образования, яркость которых больше (гранула), меньше (порула) и равна (межгранульные промежутки) средней яркости, задаваемой однородной моделью. Предполагалось, что температура и скорость вертикальных движений экстремальны в центре гранулы (порулы) и по синусоидальному закону изменяются к ее краям. При этом горизонтальные движения постоянны на данной глубине и направлены от гранулы к по-руле. Сравнивая наблюденные биссекторы и смещения слабых линий поглощения, измеренные в центре солнечного диска, с вычисленными, мы - II - нашли скорость и температуру (а значит, давление, плотность, оптическую глубину и т.д.) поднимающегося, опускающегося и движущегося в горизонтальном направлении вещества. Оказалось, что наряду с поднимающимися гранулами существуют, причем с большой вероятностью, и опускающиеся. То же самое относится и к порудам.

Всесторонняя проверка, построенной таким методом неоднородной модели атмосферы Солнца - дело будущего. Однако, уже сейчас можно констатировать, что она объясняет следующие наблюдаемые факты: тонкую структуру умеренных и умеренно-сильных фраунгоферовых линий в центре солнечного диска; изменение знака асимметрии линий поглощения при переходе центр-край;

3) слабую корреляцию между яркостью и лучевой скоростью; зависимость смещения фраунгоферовых линий от положения на диске Солнца; асимметрию линий, образующихся в грануле и поруле.

Насколько нам известно, ранее предложенные модели, не объясняют совокупности всех этих наблюдаемых фактов. Кроме того, предложенная нами модель, предсказала существование фиолетовой асимметрии в далеких крыльях умеренно-сильных линий, которая затем была обнаружена по данным наших наблюдений.

Решение задачи потребовало большого объема вычислений. С этой целью под руководством и при непосредственном участии автора состав лен комплекс соответствующих программ, который успешно используется при решении самых разнообразных задач, связанных с вычислениями кон туров фраунгоферовых линий.

Перечислим основные результаты, которые выносятся на защиту: I. Данные наблюдений гонкой структуры 108 фраунгоферовых линий для пяти положений на диске Солнца, выполненные в течении 12-ти лег на монохроматоре двойной диффракции ГАО АН УССР, с абсолютной погрешностью, не превышающей 0.7% максимальной интенсивности в континууме.

Разработка новых методов: а) комплексного определения параметров поля движений и постоянной затухания; б) исследования эффектов отклонения от ЛТР; в) построения внутренне согласованных систем сил осцилляторов по данным наблюдений фраунгоферовых линий солнечного спектра.

Результаты определения значений сил осцилляторов 1307 линий нейтральных атомов гитана, хрома, железа и никеля с погрешностью, не превышающей 0.06 в единицах логарифма.

Построение неоднородной модели фотосферы Солнца, трактующей наблюдаемые факты, не нашедшие объяснения в предыдущих моделях.

Работа состоит из шести глав, заключения и приложения. В последнем приведены, полученные нами, значения сил осцилляторов линий гитана, хрома, железа и никеля.

Практическая ценность работы:

Полученная неоднородная модель фотосферы Солнца позволит на более высоком уровне интерпретировать результаты наблюдений и может быть основой для построения неоднородных моделей следующих приближений.

Разработанный метод нахождения гидродинамических параметров может быть применен для самых разнообразных космических объектов, а метод нахождения значений сил осцилляторов позволит вычислить величину о/ практически любой линии, которая наблюдаетоя в спектре Солнца.

Найденные значения сил осцилляторов большого числа спектральных линий могут найти применение во всех областях физики и астрофизики, где ведется количественный анализ спектра.

Ряд полученных нами результатов уже нашел применение в работах других авторов. - ІЗ -

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

Костык Р.И., Орлова Т.В. Об асимметрии избранных фраунгоферовых линий. I. Астрометрия и астрофизика, 1970, вып.9, с.117-127.

Костык Р.И. Влияние бегущей звуковой волны на профиль спектральной линии, П. Астрометрия и астрофизика, 1972, вып.17, с.50-54. Kostik E.I., Orlova T.V. The interpretation of absorption-line schifts in the solar spectrum. Solar Pays., 1972, 26, p. 42-51.

Костык Р.й. Влияние бегущей звуковой волны на профили спектральных линий. I. Астрометрия и астрофизика, 1973, вып.18, с.94-99.

Костык Р.й. Влияние бегущей звуковой волны на профили спектральных линий. П. Астрометрия и астрофизика, 1973, вып.19, с.44-51.

Костык Р.й. Влияние бегущей звуковой волны на профили спектральных линий. ІУ. Астрометрия и астрофизика, 1974, вып.23, с.52-56, Kostik E.I., Orlova T.Y. On the asymmetry of selected fraunho-fer lines.II. Solar Phys., 1974, 6, p.279-285.

Гуртовенко Э.А., Костык Р.Й., Орлова Т.В., Троян В.Й., Федорчен-ко Г.Л. Профили избранных линий для разных положений центр-край на диске Солнца. 1975, Наукова Думка, Киев, 222с.

Костык Р.й., Орлова Т.В., Гербильская й.М. Об асиммегрии избранных фраунгоферовых линий. Ш. Астрометрия и астрофизика, 1976, вып.29, с.89-93.

Костык Р.й. Асимметрия линий инфракрасного триплета кислорода и определение относительного содержания изотопов О¹⁷ и О¹⁸ в солнечной атмосфере. Астрон. журн., 1976, 53, СЛ25-І29.

Костык Р.й., Гербильская й.М. Об интерпретации профилей фраунгоферовых линий. I. Астрон. журн., 1976, 53, с.1244-1247.

Костык Р.й. Смещение фраунгоферовых линий в спектре Солнца. Астрометрия и астрофизика, 1977, вып.31, с.48-49.

Косінк Р.И., Орлова Т.В. Об асимметрии избранных фраунгоферовых линий. ІУ. Астрометрия и астрофизика, 1977, вып.33» с.51-55. Kostik R.I., Orlova T.V. On the asymmetry of selected fraunho-fer lines.V. Solar Phys., 1977, ^, p.353-558.

Костык P.И., Переход A.B. Влияние бегущей звуковой волны на профили спектральных линий. У. Астрометрия и астрофизика, 1978, вып.34, с.3-5. Kostik R.I. , Orlova T.Y. On the micro turbulence in the solar photosphere. Solar Phys., 1979* 62, p.89-92.

Гуртовенко Э.А., Костык P.й. Монохроматор двойной диффракции ГАО АН УССР с цифровым устройством, для автоматизации наблюдений и обработки солнечного спектра. Астрометрия и астрофизика, 1979, вып.39, с.88-94.

Костык Р.И., Переход А.В. Образование линий поглощения в неоднородной среде. Астрометрия и астрофизика, 1979, вып.39, с. 40-49.

Гуртовенко Э.А., Костык Р.й. Построение фундаментальных систем сил осцилляторов и содержание химических элементов в фотосфере Солнца. Fel. Препринт ин-та теор. физики АН УССР, ИТФ-79-I38P, Киев, 1980, 45с

Костык Р.И. Об интерпретации профилей слабых фраунгоферовых линий. Астрой, журн., 1981, 8, с.604-609.

Костык Р.й. Силы осцилляторов линий нейтрального хрома. Астрометрия и астрофизика, 1981, вып.45, с.3-8.

Костык Р.й. Постоянная затухания и поле скоростей в фотосфере Солнца. Препринт ин-га теор. физики АН УССР, ЙТФ-8І-20Р, Киев, 1981, 46 с. Gurtovenko Б.А., Kostik H.I. On the establishment of internally consistent solar scales of oscillator strengths and abundances of chemical elements.I. Astron. and Astrophys., Suppl. Ser., 1981, 46, p.239-248. . 15 .

24. Gurtovehko E.A., Kostik E.I. On the establishment of internal ly consistent solar scales of oscillator strengths and abun dances of chemical elements.II. Astron. and Astrophys., 1981,

101, p.152-133.

25. Gurtovenko E.A., Kostik R.I. On the establishment of internal ly consistent solar scales of oscillator strengths and abun dances of chemical elements.III. Astron. and Astrophys., 1982,

42., p.193-197.

Костык P.И. Силы осцилляторов линий нейтрального никеля. Астрометрия и астрофизика, 1982, вып.46, с.58-61.

Костык Р.И., Орлова Т.В. Силы осцилляторов линий ионизованного железа. Астрометрия и астрофизика, 1982, вып.47, с.32-34.

Костык Р.И. Мезотурбулентность. Астрометрия и астрофизика,

1982, выл.48, с.10-16. Kostik R.I. Damping constant and turbulence in the solar atmosphere. Solar Phys., 1982, 28, p.39-57. Kostik R.I. Mesoturbulence in the solar atmosphere. Sun and Planetary System, 1982, p.105-106.

Костык P.И. Силы осцилляторов линий гитана, хрома, железа и никеля. Препринт ин-та теор.физики АН УССР, ИТФ-82-ЗЗР, Киев, 1982, 36 с.

Костык Р.И. Силы осцилляторов линий нейтрального титана. Аст-рон. журя., 1982, 59, с.694-698.

Костык Р.И. Размеры элементов турбулентности в атмосфере Солнца. Астрон, журн., 1982, 59, C.II67-II70. Rutten R.J., Kostik R.I. Empirical NI/PE analyses of solar spectral lines.III. Astron. and Astrophys., 1982, 115. p.104-114.

35. Костык Р.Й., Орлова Т.В. Силы осцилляторов линий ионизованного титана и ионизованного хрома. Астрометрия и астрофизика, 1983, вып.49, с.39-41.

36. Костык Р.И. Тонкая структура фраунгоферовых линий и строение фотосферы Солнца. Препринт ин-та теор.физики АН УССР, ИТФ- . 83-I7P, Киев, 1983, 26с.

37. Костык Р.И. Тонкая структура фраунгоферовых линий и строение фотосферы Солнца. Флуктуации температуры и скорости. Препринт ин-та теор.физики АН УССР, ИТФ-83-63Р, Киев, 1983, 26 с.

В указанных совместных работах диссертанту не принадлежит первичная обработка наблюдательного материала [і, 7, 9, ІЗ, 14 J , составление программы для вычислений {з, II, 15, 16, 18, 27/ и наблюдательные данные о 52 линиях {8} , В работах fl7, 19, 23, 24, 25, 35} анализ и обсуждение результатов проводились совместно.

На протяжении выполнения работы результаты докладывались на различных научных форумах как в Советском Союзе, так и за рубежом.

В фигурных скобках указаны номера работ вышеприведенного списка.

Г Л А В A I ТОНКАЯ СТРУКТУРА ФРАУНГОФЕРОВЫХ ЛИНИЙ. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ

I.I. Введение

Различные виды движений на Солнце определяют тонкую структуру его атмосферы, которая наблюдается на всех уровнях: грануляция в фотосфере, спикулы в хромосфере, яркие точки в короне. Минимальный размер элементов структуры все еще остается неизвестным, хотя большинство деталей имеют размеры в одну угловую секунду. На исследование тонкой структуры отдельных образований и направлена в настоящее время большая часть усилий астрофизиков-солнечников, поскольку до тех пор, пока не ясна гонкая структура, нельзя понять общее строение атмосферы Солнца, а также динамику происходящих в ней явлений.

Свойства тонких деталей можно эффективно изучать только при помощи высококачественных снимков с разрешением не менее I", получить которые нелегко ввиду действия целого ряда неблагоприятных факторов и в первую очередь нестабильности земной атмосферы. Существует и другой, более трудный и длинный путь извлечения информации о структуре и динамике газовых потоков в атмосфере Солнца. Для этого необходимо иметь спектры с очень высоким спектральным разрешением. Трудность его заключается в необходимости измерений малых изменений формы контуров наблюдаемых спектральных линий. А поскольку информация о гидродинамических и термодинамических параметрах получается путем косвенных измерений, то проходит длинный путь от наблюдений до понимания явления. Оба метода, конечно, не исключают, а дополняют друг друга и каждый исследователь исполь- зует те данные наблюдений, которые доступнее всего получить на инструментах, имеющихся в его распоряжении.

В данной главе приведены результаты исследований тонкой структуры фраунгоферовых линий, полученных на приборе с большим спектральным разрешением и усредненных по пространству и времени. Наблюдаемые особенности спектральных линий содержат богатую информацию о структуре и динамике вещества в атмосфере Солнца.

Для описания гонкой структуры спектральных линий предложено несколько характеристик. Мы используем две из них: I) биссекгор -геометрическое место середин хорд, соединяющих точки контура линий с одинаковой интенсивностью, т. е. линия, разделяющая контур на две половины с равными эквивалентными ширинами; 2) коэффициент асимметрии - третий момент функции распределения профиля линии, вычисляемый по формуле *-АЛ^у*> ⁽¹⁾ J_c*(S(<-ttt)№)'j!('- &)№, ^сз) Z[ л) - остаточная интенсивность.

Биссектор наиболее полно и наглядно описывает тонкую структуру линий, а третий момент функции распределения дает величину асимметрии всего контура линии в виде числа, что особенно удобно при исследовании зависимостей гонкой структуры линии от разных параметров.

1.2. Результаты исследований гонкой структуры фраунгоферовых линий по данным наблюдений разных авторов

Настошций обзор преследует цель:

Показать историю развития и современное состояние проблемы гонкой структуры линий поглощения по данным наблюдений.

Обобщить результаты, выделить главные аспекты проблемы и наметить дальнейшие пути исследования.

В 1956г. Фойгт Д/, исследуя контуры линий поглощения инфракрасного триплета кислорода, впервые обнаружил их асимметричность. Однако, полученные им результаты, вскоре были подвергнуты сомнению /"27. Дальнейшие исследования спектральных линий кислорода, а также линий других элементов на телескопах с более высоким спектральным разрешением [Ь] подтвердили результаты Фойгта. Следует отметить, что для обнаружения тонкой структуры линий необходимо иметь их контуры с очень высокой точностью. Возможно этим обстоятельством объясняется тот факт, что до 1962г. тонкая структура была исследована меньше чем у десятка фраунгоферовых линий и лишь у нескольких при переходе центр-край.

В 1961г. вступил в строй монохроматор двойной дифракции Главной астрономической обсерватории АН СССР в Пулкове /У, что дало возможность регистрировать спектр с погрешностью, не превышающей несколько десятых процента от максимальной интенсивности и значительно уменьшить инструментальные искажения. Анализируя контуры 33 фраунгоферовых линий, полученных на этом монохроматоре, Б.Т.Бабий [Ъ] установил, что в спектре центра солнечного диска 28 линий имели красную асимметрию. На краю (coiQ = 0.22) линии становились симметричными или меняли знак асимметрии.

Ольсон /67 обнаружил, что в центре солнечного диска асимметрия линий имеет сложный характер: биссектор напоминает букву "С". Этот факт был подтвержден в исследованиях А.Г.Гассанализаде /7/» де Ятера и Нейвена /87, Бойера /97, Адам и др. До/, Кассини и др. /її/, Кох и др. /127, Барамбон и Мюллер /13/, Каваллини и др. /147, Е.К. Кохан и В.А.Крат /157.

По-видимому, наиболее точные исследования проведены Роддье-ром /167 для линии $г4060.7. Используя метод атомного пучка, который сводит к минимуму инструментальные погрешности, Роддьер убедительно показал, что при переходе центр-край красная асимметрия уменьшается и на краю диска становится фиолетовой.

Начатые в 1968г. исследования тонкой структуры фраунгоферовых линий в Главной астрономической обсерватории АН УССР /17-24/ подтвердили результаты предыдущих исследований о сложном характере асимметрии линий в центре солнечного диска /Ї7-І8, 21-23/ и об изменении знака асимметри при переходе центр-край /22,237. Удалось также установить, что асимметрия линий в основном зависит от эквивалентной ширины /Ї9-23/ и потенциала возбуждения нижнего уровня /23/, что подтвердили Кассини и др. /II/» Барамбон и Мюллер Д37» Дравинс и др. /257»

Таким образом, усилиями сравнительно немногих исследователей (за четветрь века опубликовано лишь 25-30 работ) установлено, что фраунгоферовы линии обладают тонкой структурой, обусловленной не инструментальными искажениями, а физическими условиями в фотосфере. Обнаружение перемены знака асимметрии при переходе центр-край, а также ее зависимости от эквивалентной ширины и потенциала возбуждения нижнего уровня - наиболее важные, по нашему мнению, этапы в изучении гонкой структуры линий поглощения с момента ее открытия.

В настоящее время гонкая структура исследована в достаточной мере только для линий железа и только для центра солнечного диска. Поэтому, крайне необходимы наблюдения линий других элементов, пригодных для изучения гонкой структуры, особенно на разных расстояниях от центра солнечного диска. Совсем неизвестно, меняется ли асимметрия линий со временем.

I.3.Тонкая структура фраунгоферовых линий по данным наблюдений в ГДО АН УССР (Голосеево)

Эффективное исследование тонкой структуры фраунгоферовых линий стало возможным лишь после внедрения в практику наблюдений монохрома торов двойной дифракции, которые сыграли решающую роль в повышении точности регистрации спектра. Впервые это сделано В.Е.Степановым и А.А.Копысгянским [Ї6] во Львовской астрономической обсерватории, В.Н.Карпинским /У в Пулкове, а также Ивенсом и Уодделом /"277 в обсерватории Сакраменто-Пик.

В случае применения одной и той же оптики в системе одно- и двухкратной дифракции (с промежуточной щелью) преимущества последних состоят в:

Увеличении линейной дисперсии, а также разрешающей силы примерно в два раза;

Практически полном отсутствии духов и рассеянного света;

Радикальном улучшении инструментального контура.

Последнее заключается в уменьшении на два-три порядка интенсивности крыльев инструментального контура, что, нам кажется, наиболее важным и существенным.

Солнечный спектрограф двойной дифракции РАО АН УССР (Голосеево) введен в строй Э.А.Гуртовенко в 1966г. Он оборудован на базе телескопа АЦУ-5 и спектрографа АСЇЇ-20. В 1976г. в основном усилиями Н.В.Карпова процесс наблюдений автоматизирован. Математическое обеспечение обработки наблюдений в автоматическом режиме разработано Р.И.Костыком, а программирование выполнено В.Й.Трояном и В.А.Ше-миновой.

I.3.I. Спектрограф и система регистрации Характеристики прибора изложены в работе Э.А.Гуртовенко /28/ (см. также /9,30/), поэтому приведем только его основные парамет- ры. Диаметр питающей оптики - 40см, фокусное расстояние камерного зеркала - 7м, дифракционная решетка 140x150мм, бООштр/мм, линейная дисперсия на выходной щели монохроматора в ІУ порядке спектра -0.15 й/мм, диаметр изображения Солнца на выходной щели - 160мм. Полуширина ядра инструментального профиля, исследованного Э.А.Гурювеяко и Л.й.Федоренко /31/ с гелий-неоновым лазером, для оптимальных ширин входной, выходной и промежуточной щелей (соответственно 45мкм, 45мкм, 350мкм) составляет в ІУ порядке спектра

13.6mA» Он имеет слабые, слегка асимметричные крылья (рис.1). Фактическая разрешающая сила монохроматора в видимой области ІУ по-рядка спектра близка к 0.5 х 10 . В приборе полностью отсутствует рассеянный свет, что хорошо демонстрируют записи широких насыщенных теллурических линий (рис.2).

Принципиальная схема хода лучей в системе двойной дифракции и блок-схема регистрирующего устройства показаны на риоЗ. Однократно дифрагированный монохроматический луч отражается и фокусируется камерным зеркалом I и вблизи фокальной плоскости 2 перехватывается первым зеркалом эккера 3, пропускается промежуточной щелью 5 и отражается обратно в систему спектрографа для повторной дифракции на решетке 6. После повторной дифракции пучок отражается кол-лимагорным зеркалом I на плоское диагональное зеркало 7, установленное около входной щели, и фокусируется на выходную щель 8. Далее в схеме следуют светофильтры 9, линза Фабри 10, строящая изображение решетки на катоде фотоумножителя II, электрофотометр 12 и самописец 13. Для синхронной регистрации прозрачности неба однократно дифрагированный луч с длиной волны, немного отличающейся от длины волны основного луча, перехватывается вблизи фокальной плоскости зеркалом 14 и направляется через светофильтры 15 на свою систему регистрации с фотоумножителем 17 и самописцем 18.

I,% 100 г

13.6'мД

80 40 0 40 А,мД

150 100 50 0 50 100 А,мД

Рис.1. Ядро и полный инструментальный профиль двойного спектрографа ГАО АН УССР в ІУ порядке спектра.

0.6 -

Рис.2. Регистрация насыщенных теллурических линий кисло* рода с монохроматором двойной дифракции. Ф обозначает линию нулевой интенсивности.

Рис.3. Принципиальная схема приставки двойной дифракции солнечного спектрографа.

1.3.2. Выбор линий для наблюдений

Чтобы исследовать тонкую структуру фраунгоферовых линий, обусловленную различного рода неоднородноетями в фотосфере, необходимо исключить из рассмотрения все остальные причины, ведущие к асимметрии. В первую очередь это относится к блендам- солнечного и теллурического происхождения. Для обнаружения первых мы пользовались таблицами Мур и др.[Ы] и атласом Миннаэрга /ЗЗУ. Исключить вторые значительно труднее, особенно слабые, данные о которых не приведены в каталоге Мур и др. Поэтому, для обнаружения этих бленд проводились контрольные записи предварительно отобранных линий в дни с повышенной влажностью и вблизи горизонта.

Далее, не следует рассматривать линии тех элементов, которые обладают изотопической и сверхтонкой структурой. К сожалению, это условие исключает из рассмотрения почти все линии. Мы остановились на линиях железа, титана, хрома и никеля, поскольку они наиболее многочисленны в спектре Солнца, практически свободны от сверхтонкой структуры, а изотопические сдвиги незначительны.

Неблендирующихся линий в спектре Солнца оказалось очень мало, поэтому в отдельных случаях использовались и слегка блендирующи-еся в крыле, так как для получения максимума информации на разных уровнях фотосферы необходимо исследовать линии с максимально возможным диапазоном потенциала возбуждения нижнего уровня и линий элементов, находящихся в разной стадии ионизации. Перечень отобранных таким методом линий приведен в табл. I.

1.3.3. Наблюдения и обработка материала

В зависимости от длины волны наблюдения проводились в III и ІУ порядках спектра. Линии регистрировались фотоэлектрически на ленте самописца ЭПП-09М движением эккера при неподвижном спектре.

Поскольку в спектрографе АСП-20 решетка вынесена из фокальной плоскости в направлении камерного зеркала на расстояние примерно їм, то в процессе сканирования эккером происходит смещение изображения промежуточной щели в плоскости выходной щели монохроматора. Результаты экспериментальных исследований показали, что при движении эккера в пределах 7-8см смещение изображения незначительно. Это позволяет непрерывно сканировать участок спектра длиной 20-25 Я.

В работе использовались английские фотоумножители типа ЕМІ. Максимальный отброс пера от нулевой линии до отсчета на континуум, как правило, охватывал полную ширину ленты самописца, т.е. приблизительно 25см. Параллельно с записью спектра на самописце второго канала электрофотометра регистрировалась прозрачность земной атмосферы. Отсчет пера этого самописца устанавливался равным отбросу первого при регистрации уровня континуума. Синхронизация записей по основному каналу (спектр) и каналу регистрации прозрачности достигалась кратковременным перекрытием щели спектрографа.

Каждая спектральная линия, как правило, записывалась четыре - шесть раз (два-три раза в прямом и два-три раза в обратном направлениях движения эккера) для положений соб 9 = 1.0, 0.8, 0.6, 0.44 и шесть - восемь раз при соь&= 0.28. При переходе к краю щель перемещалась вдоль горизонтального изображения Солнца. С помощью Н^ - фильтра выбирались невозмущенные области на восточной или западной частях диска. Слабые линии регистрировались со ско- ростью движения эккера равной 9.0/#/4/сек, а умеренные и сильные -

4.5^/сек и 1.5/9/4/сек.

Контуры спектральных линий прежде всего сглаживались (от руки) и исправлялись за нестабильность прозрачности земной атмосферы. Поскольку скорость движения ленты самописцев а также масштабы записей основного сигнала и сигнала прозрачности одинаковы, то ле- нга с регистрацией спектра накладывалась на ленту с регистрацией прозрачности таким образом, чтобы в местах локального континуума записи на обеих лентах совпали. Перенесенная методом "на просвет", запись с ленты прозрачности на ленту основного сигнала служила отсчетом на непрерывный спекгр, относительно которого и вычислялся профиль фраунгоферовой линии. Для каждого положения на диске Солнца были получены шесть-восемь контуров, построенных на ми- ллиметровке с шагом 2-5/пА* которые в дальнейшем усреднялись. С этой целью на один из контуров поочередно накладывались остальные таким образом, чтобы совпадение точек было наилучшим по всему профилю линии. И, наконец, по совокупности имеющихся точек вручную проводилась наиболее вероятная гладкая кривая. Пример построения контура линии описанным способом показан на рис.4.

Усредненные профили в дальнейшем исправлялись за инструментальный контур монохроматора методом "повторного размазывания", целесообразность применения которого детально рассмотрено в работах де Ягера и Нейвена /347, ЭЛ.Гуртовенко /357, Н.Й.Печинской /36/. Принцип его основан на том предположении, что наблюденная линия почти так отличается от истинной, как "повторно размазанная" от наблюденной. Если J(A) - наблюденный контур, /1(A) - аппаратная функция, J (Л) - истинный контур, го J(J)$((A-x) (*)*/*, ₍₅₎ J_f(A)~[j(A-*)M*)J*, (6) причем +i -а, ^f,(K)clx = / (7)

Рис.4. Пример построения среднего профиля линии поглощения. ^в*»*в_в8вв _вве>вв«*^в<8в

320 Л,мЛ -320 -160 О І60

Рис.5. Коррекция линии Я6252.б за инструментальный кентур: - наблюдения, х - первое приближение, о - второе.

Таблица I Данные о линиях, отобранных для исследования гонкой структуры _{- зо -}

Л Элемент EPL Л Элемент ЕРІ - зі -

Из (4) - (6) находим сначала первое /_t{l) = 2J(h)-]jU-*)№J* ₍₈₎ и если необходимо, более высокие приближения

Количество приближений зависит от качества инструментального контура. Для большинства линий, наблюденных с нашим монохроматором двойной дифракции, как показал опыт, требовалось лишь одно приближение. И только для очень сильных линий (d > 0.8) необходимы две итерации. В качестве иллюстрации на рис.5 приведены результаты первой и второй итераций для одной из наиболее глубоких, исследуемых нами линий.

Обработка наблюдательного материала описанным методом - очень трудоемкий процесс. Чтобы построить контур одной линии для пяти положений на диске Солнца, необходимо затратить около 70 часов малоинтересного труда (исключение инструментального контура происходит с помощью ЭВМ). Поэтому, в начале семидесятых годов А.й.Шаме-кой /37/ была начата разработка, а в 1976г. Н.В.Карповым и др./587 окончено изготовление устройства для автоматической записи и обработки наблюдений с помощью ЭВМ. Описание и принцип действия системы автоматической записи спектра Солнца изложены в работе Н.В.Карпова и др./58/.

С электрофогомегров 12 и 17 (рис.3) через коммутатор 19 основной сигнал и сигнал прозрачности подаются на цифровой вольтметр постоянного тока, который используется в качестве цифрового преобразователя (быстродействие - 50 измерений в секунду, погрешность ^ 0.15%). По кабельной линии связи сигналы с преобразователя подаются непосредственно в ЭВМ "Раздан-2" (21), оборудованную дополнительной внутренней памятью (8кбайт х 36 разрядных слов, 5000 операций/сек). Для контроля при наблюдениях в автомагическом режиме, ведется также регистрация и на самописцы ЭПП-09М. С ЭВМ результаты выдаются на цифропечать 22, а также могут выдаваться на перфоратор 23 и графопостроитель 24. Преобразующим устройством кодовой информации в аналоговую величину является преобразователь ІЩТ-5-П/2, а регистрирующим - электронный потенциометр ЭПП-09М.

ЭВМ "Раздан-2" размещена в отдельном помещении здания телесно- па АЦУ-5. После включения и ввода соответствующей программы управление работой ЭВМ осуществляется наблюдателем по кабельной линии связи и присутствие оператора на машине не обязательно. При желании цифропечать можно расположить возле наблюдателя.

Величина регистрируемого участка спектра ограничивается внутренней памятью ЭВМ и составляет 7000 чисел, т.е. 3500 чисел по каждому каналу.

Для всех положений на диске Солнца, контуры отдельных линий записывались четыре раза. В зависимости от градиента интенсивности исследуемой линии, шаг между точками выбирается равным 1.0 -

Обработка результатов наблюдений в режиме автоматической регистрации спектра аналогична описанной ранее, и изложена в работе Э.А.Гуртовенко и Р.И.Костыка /*30/. Сглаживание данных наблюдений.

Для этой цели мы использовали метод Уитгекера /39/, при котором процесс сглаживания сводится к линейному преобразованию последовательности исходных величин. Изложим кратко суть метода.

Из наблюдений известна величина где J (і) - истинное значение интенсивности в момент времени і , r(fy , которая бы наилучшим образом представляла изменение интенсивности в данном участке спектра, т.е. /({) должна быть гладкой и наиболее вероятной кривой, полученной из результатов наблюдений. В качестве меры гладкости и ее согласия с наблюденной кривой выбирают величины

Здесь Д₃/. - третья разность значения У- . Искомые величины / находят из условия c_fH+CtG= міп, (12) где c_f/c-S. - степень сглаживания, определяющая соотношение между спектрами исходной и сглаженной последовательностями.

Оператор сглаживания действует подобно низкочастотному фильтру: он пропускает лишь области частот от 0 до a)_Zp » которые однозначно определяются величиной і . Граничная частота сОи, зависит в основном от полуширины наблюдаемой линии и точности регистрации спектра: она тем больше, чем уже исследуемая линия и меньше допустимая погрешность. Для наиболее узкой линии спектра Солнца и допустимой погрешности, равной 0.1% граничная частота и)г~ = 15 f35j, что соответствует коэффициенту В = 0.05. При таком значении мы и проводили сглаживание, пользуясь формулой ⁰ n=-ff

Коэффициенты К_п[1) удовлетворяют условие симметрии и нормировки Z Кп() ⁼ 4- (15) /7=-Ж

Формулы для их расчета приведены в монографии Уиггекера и Робинсона f59j. Учет изменения прозрачности.

В начале каждой записи регистрируется (в автоматическом режиме) гемновой ток 1_ТТ и рассеянный свет l_pc , находятся средние значения этих величин, которые затем вычитаются соответственно из значений сигнала прозрачности i(-t) и основного сигнала J( А) і

Ф) = ^l W - ^Ітт > J'W ⁼ ⁷^ " ^lP^c ' (16)

Напомним, что рассеянный свет определяется фоном засветки, который незначительный (порядка 1%) и является постоянным в большом диапазоне длин волн.

Далее масштабы обеих записей выравниваются: последовательность величин i'(i) умножается на коэффициент . р+20 ^{t - a z/}^М/Фк), ^с") где J(Ak) и i'(к = 1»2,...,20) - значения основного си гнала и сигнала прозрачности в месте (начиная с точки р ) заранее выбранного континуума. И, наконец, профиль спектральной линии, по строенный относительно близлежащего континуума, находится из выра жения / JM-iAiW). ₍₁₈₎

Усреднение отдельных контуров.

Каждая спектральная линия записывается четыре раза. Сначала усредняются первая и вторая записи. Очень важно, чтобы соогветсг-вующие значения интенсивноетеи J и J усреднялись в одних и тех же длинах волн. Это достигается "перемещением" одной записи относительно другой до тех пор, пока значение І Ц'Ш - JMf (із) не станет минимальным. Аналогичная операция производится с третьей и четвертой записями. И, наконец, усредняются обе серии наблюдений. Максимальное несовпадение по длине волны при усреднении отдельных записей равно половине интервала между соседними отсчетами. Поэтому, шаг сканирования выбран таким образом, чтобы данная погрешность не превышала 0.20% максимальной интенсивности. Для бо- льшинства линий этот шаг изменяется в пределах I - 4 ліА .

На рис.б вверху приведен профиль линии Я 6024, наблюденный в автоматическом режиме. Контур усреднен после прямой и обратной записей. Расстояние между соседними точками равно 2.036л?/! (на рисунке каждая вторая точка опущена). Внизу показаны отклонения отдельных точек от усредненного контура.

Полное время записи, обработки и выдачи на цифропечагь одной линии для пяти положений на диске Солнца составляет 10-15 минут (вместо 70 часов при ручной обработке).

1.3.4. Ошибки наблюдений и обработки Их можно разделить на две группы: случайные и систематические. Оценить величину первых довольно легко по уклонениям отдельных точек от средней кривой. Исследования показали, что среднеквадратичная погрешность построения контура равна - 0.18% максимальной интенсивности в континууме. В ядре она несколько больше чем в крыльях, а также слегка увеличивается при переходе центр-край. Хотя номинальная погрешность аппаратуры при цифровой регистрации спектра (0.15%) меньше, чем с помощью самописцев (0.5%), окончательная точность контуров линий почти одинакова. Это объясняется, по нашему мнению, разным числом сканов (4 при цифровой регистрации и 6-8 с помощью ЭПП-09М), а также более гибкой методикой усреднения отдельных контуров вручную, чем с помощью ЭВМ.

Определить величину систематической ошибки намного труднее. Она обусловливается следующими основными причинами: неточностью полученного инструментального контура, а также возможным его изменением с длиной волны; несовершенством (инерционностью, нелинейностью и г. д.) регистрирующей аппаратуры, а также механических узлов; неправильным выбором уровня континуума.

Инструментальный контур монохроматора исследован Э.А.Гурто- -1^! LI I ГУ* loo eoo aoo a,u4

ОЛ 03 0.2 0.1 О

, . * » . .-" . .. . . . .. / , . „* . * ' - и —J- -300 -200 -too

Рис.6. Контур линии Я6024, наблюденный в автоматическом режиме, после усреднения "прямой" и "обратной" запиоей» Внизу показаны отклонения отдельных точек от усредненного контура. - 38 -венко и Л.И.Федоренко /"31/ с помощью лазерной линии Я 6328.3 полуширина которой 4 2я?А , что полностью исключает уширение инструментального профиля за счет ширины линии источника света. Однако, сомнения вызывает идентичность условий дифракции когерентного и некогеренгного света в спектрографе. Так Е.К.Кохан и Н.И.Пе-чинская /4-0/ полагают, что инструментальный контур полученный с лазером шире, чем с обычным светом, хотя Э.А.Гурговенко /42/ считает их сомнения необоснованными. Мы не будем дискутировать эту проблему, поскольку нашей задачей является лишь оценка величины погрешности, вносимой неточным определением инструментального контура. Это можно сделать, сравнив данные наших наблюдений с полученными недавно Дейбулем и др. /"41/ на монохроматоре двойной дифракции горной станции Юнгфрауйох в Швейцарии, к сожалению, только для центра солнечного диска. Инструментальный контур этого монохрома-тора настолько мал, что отпадает необходимость корректировать профили фраунгоферовых линий. Кроме того, в атласе Дейбуйля и др. данные усреднялись по 50 сканам, что сводит к минимуму случайные погрешности. Приведенные на рис.7 разности центральных интенсивно-стей, наблюдавшиеся в центре солнечного диска на станции Юнгфрауйох и в Голосеево не имеют систематического хода: точки почти равномерно распределены относительно нулевой линии. Среднеквадратичная разность величин т_с(Голосеево) - г_с (Юнгфрауйох) равна - 0.007, что составляет 0.7$ максимальной интенсивности в континууме. Эту величину будем считать за абсолютную погрешность наших наблюдательных данных, вклад в которую вносят, повидимому, все перечисленные выше причины.

При вычислении разности г_с(Голосеево) - г_с(Юягфрауйох) мы учли, что точное значение уровня континуума в атласе Дейбуйля и ДР« /W» согласно исследованиям Ардеберга и Вирдефорса /"437, раь-яо 0.993. - э? -

Си О,

Рис.7. Разности центральных интенсивностей линий по данным наблюдений в Голосеево и ст. Кнгфрауйох.

100 № , м

Рис.8. Зависимость коэффициента асимметрии Л от эквивалентной ширины W . Данные относится к 137 линий Ре, Ті , 04 , Jfl t наблюдавшиеся в спектре солнечного диске»

1.3.5. Анализ результатов наблюдений

Для исследования тонкой структуры отобраны 137 фраунгоферо-ровых линий (см. табл. I). Из них 108 наблюдались на монохроматоре двойной дифракции ГАО АН УССР в период с 1968 по 1979гг. на разных расстояниях от центра солнечного диска. Результаты наших наблюдений мы дополнили данными, полученными Дейбуйлем и др. /41/ для центра солнечного диска (29 линий).

Для каждой линии строился биссекгор, а также вычислялся, согласно формуле (I), третий момент функции распределения - коэффициент асимметрии А . На рис. 8 нанесены значения А всех 137 линий в зависимости от эквивалентной ширины W . Данные относятся к линиям, наблюдавшихся в центре солнечного диска. Несмотря на большой разброс точек видно, что коэффициент асимметрии А уменьшается с увеличением эквивалентной ширины W . Эта зависимость A(\tfj оказалась наиболее сильной и явно выраженной по сравнению со всеми исследованными, как то: А (потенциал возбуждения нижнего уровня), Л (длина волны), А (потенциал ионизации), Д (степень ионизации).

Из общих соображений нам кажется неестественным уменьшение асимметрии с увеличением эквивалентной ширины. Поэтому, для каждой линии мы построили биссекгор и усреднили их для близких значений эквивалентных ширин. Результаты показаны на рис. 9. Очень хорошо прослеживается закономерность изменения вида биссектора при переходе от слабых к сильным линиям. Для слабых, по всей глубине линии, от центральной интенсивности до континуума, биссектор расположен в длинноволновой части контура, т.е. все слабые линии обладают положительной или "красной" асимметрией. В ядре умеренных линий появляется отрицательная асимметрия, которая с ростом центральной глубины постепенно увеличивается. Для сильных линий "отрицательная ветвь" биссектора сравнима с "положительной" и бис-сектор напоминает букву "С". В крыльях всех исследуемых линий -слабых, умеренных и сильных - асимметрия только положительная. Точка перегиба биссектора для значительного большинства линий проходит на % = 0.65 - 0.75, т.е. в довольно узком диапазоне остаточных ингенсивностей.

Таким образом, зависимость &[4J) , приведенная на рис. 8, говорит не о симметричности сильных линий, а отражает факт появления отрицательной асимметрии в ядре, которая "компенсирует" положительную асимметрию в крыльях. Разброс точек на рис. 8 намного больше среднеквадратичной погрешности одного измерения (она равна 0.02 и нанесена в правом верхнем углу рисунка) и, повидимому, обусловлен систематическими зависимостями коэффициента асимметрии от разных параметров. Но прежде чем их анализировать, мы дополнительно оценили погрешность наших измерений. С этой целью, использовав атлас Де-йбуйля и др. /41/, вычислили коэффициент асимметрии тех 108 линий, которые наблюдались и в Голосеево. Сравнение результатов показано на рис. 10. Значения л усреднялись в интервале эквивалентных ши-рин равным 10тА со среднеквадратичным уклонением о = 0.048. Из рисунка видно, что величины 4 , вычисленные по данным наблюдений в Голосеево и станции Юнгфрауйох, отличаются не более чем на две сотых. Эта величина хорошо совпадает с нашей предыдущей оценкой.

Для исследования зависимости коэффициента асимметрии от различных параметров линии были разделены на подгруппы с близкими характеристиками. Оказалось, что Л мало отличается для линий железа, титана, хрома и никеля (рис. II), а также почти не зависит от степени ионизации (рис. 12). По крайней мере эти отличия, хотя носят и систематический характер, меньше среднеквадратичного уклонения & . і 1 г-1 Г I I 1-І Г I I II I I I r J 1 I I I I I I I ' ' ' ' I ' I I

Рис.9. Бисектор линий с разными центральными интенсивностя-ми. Данные относятся к линиям Fel, Тії, СгІ₉jffL_t усредненных в узких интервалах эквивалентных ширин.

1" " I^і і 1 1 1 1 I ' 1 ' ' " ' I

' I.I.I I j І | І

20 № 00 90 , т

Рис.10. Сравнение коэффициентов асимметрии Д (средние Зна чения) по Данным наблюдений на ст. Шгфрауйох (пунктир) и в Голосеево.

m ш W,/ffA

Рис.II. Зависимость коэффициента асимметрии от эквивалентной ширины для линий разных химических элементов.

20 40 SO 80

Рис.12. Изменение коеффициента асимметрии с эквивалентной шириной линий ионизованных (пунктир) и нейтральных атомов.

На рис. ІЗ приведена зависимость коэффициента асимметрии от потенциала возбуждения нижнего уровня. Выбраны три группы линий с близкими эквивалентными ширинами. Для каждой из них наблюдается увеличение коэффициента асимметрии с ростом потенциала возбуждения. Градиент изменения Л с EPL тем больше, чем меньше средняя эквивалентная ширина группы линий, что является следствием зависимости й(У/) » приведенной на рис. 8. Реакция биссекгора на изменение потенциала возбуждения показана на рис. 14. Отобраны линии нейтрального железа с близкими эквивалентными ширинами в области длин о волн 5000 - 5700 А, которые, в зависимости от EPL (0.09эв, 2.2эв,

3.4эв, 4.2эв) разбиты на четыре группы. Из рисунка видно, что с увеличением потенциала возбуждения нижнего уровня увеличивается максимальное отрицательное смещение центра линии, что приводит к увеличению радиуса кривизны биссекгора. Зависимость d(EPL), показанная на рис. 13, объясняется увеличением длины "положительной ветви" биссекгора с ростом EPL.

Зависимость асимметрии от длины волны не гак явно выражена как or EPL и носиг обратный характер: с увеличением Л максимальное отрицательное смещение центра линии уменьшается. Это видно из рис. 15, где приведены биссекгоры четырех групп линий нейгрально- оооо. го железа с разной длиной волны (4500А, 5600А, 6I00A, 6800А) и близкими значениями потенциалов возбуждения нижнего уровня и эквивалентных ширин.

Весь вышеизложенный анализ асимметрии выполнен для линий, наблюдавшихся в центре солнечного диска. При переходе к краю коэффициент асимметрии всех линий уменьшается (рис. 16, рис. 17) и на некотором расстоянии от центра диска меняет знак - становится отрицательным. Расстояние, на котором происходит перемена знака, зависит, в основном, от эквивалентной ширины: оно гем больше, чем меньше эквивалентная ширина (рис. 18). При со$0= 0.28 уже все ис-

Fe,Ті, С г, If і W-55mk A 0.3 PL,*i Рис.ІЗ. Зависимость коэффициента асимметрии А от потенциала возбуждения нижнего уровня ЕРЛ для трех групп линий с близкими эквивалентными ширинами. №'2.2 -5 0 *5 */0 -5 0 *5 40 $ 0 *5 40 S 0 *5 40

Рис.14. Бисектор четырех групп линий нейтрального железа с разными потенциалами возбуждения в области длин волн 5000 5700 Я и близкими эквивалентными ширинами.

ID h A--MOO }*68О0

5 0 *5 40 -5 0 >5 40 f 0 4 40 $ 0 4 40

Рис.15. Бисектор четырех групп линий нейтрального железа для разных длин волн с близкими эквивалентными ширинами и потенциалами возбуждения нижнего уровня в диапазоне 2.4 - 4.2 эВ.

Рис.16. Зависимость коэффициента асимметрии от эквивалентной ширины линий для пяти положений на дисКе Солнца. следуемые линии имеют отрицательную асимметрию (рис. 16). А в среднем перемена знака асимметрии происходит на расстоянии соб & = = 0.50 (рис. 17).

На рис. 19 приведены типичные биссекторы нескольких линий с разными центральными интенсивноетями для пяти положений на диске Солнца. Представляет интерес проследить изменение биссекгора от центра к краю диска. Для сильных и умеренных линий, т.е. тех линий, биссектор которых при-604 0= I напоминает букву "С" с приближением к краю диска постепенно уменьшается верхняя "положительная ветвь" биссекгора, которая полностью исчезает при соі0 = 0.28. На этом расстоянии биссектор по всей глубине линии от центральной интенсивности до континуума, имеет только "отрицательную ветвь". Для слабых линий при переходе от центра к краю, биссектор постепенно "выпрямляется" и "перемещается" в коротковолновую "отрицательную" часть линии.

Наконец, на рис. 20 нанесены коэффициенты асимметрии яееколь-ких линий, наблюдавшиеся на протяжении десяти лет с 1969 по 1978гг. К сожалению, линий немного и говорить о закономерностях в изменении коэффициента асимметрии было бы мало оснований. Заметим только, что диапазон изменения Л со временем больше, чем среднеквадратичная погрешность одного измерения.

Резюмируем вышеизложенное:

Тонкая структура фраунгоферовых линий, выражающаяся в асимметрии контуров, зависит как от атомных параметров, гак и от положения на диске Солнца.

Асимметрия линий носит сложный характер. В центре солнечного диска биссектор сильных и умеренных линий похожий на букву "C^tt, а слабых на ее верхнюю часть, т.е. "/". На краю солнечного диска биссектор всех линий напоминает нижнюю часть буквы "С", т.е. "\ ".

-0.05

Рис.17. Зависимость коэффициента асимметрии, усредненного по всем линиям, от положения на диске Солнца.

0.25 0.50 QJ5 C0S0

Рис.18. Расстояние (соі>0) на котором линий с разной эквивалентной шириной меняют знак асимметрии с положительного на отрицательный. . 49 *

cos0-&4 \coj$-0.t8 _ґ'-f _-Г ^:_~1

6608F6 .... і I ' » ' I і і і J I ..) .,1 I II *

0 5 10 15 -f 0 5 W -5 0 5 W -5 0 5 Ю -15 -Ю '5 0 ^" ^{[С \r} ^f

tol-

7S40fe U

0 f TO IS -5 0 5 10 -5 0 5 10 -5 0 5 10 -5 0 5 Ю

Рис.19. Типичные бисекторы нескольких фраунгоферовых линий, наблюдавшиеся на разных расстояниях от центра солнечного диска.

Д .20 _i і і і і

6159.322 -i i_

JO -t 1 1 r

6761 №

Л 1 -i

Рис.20. Изменения коэффициента асимметрии четырех линий на протяжении нескольких лет.

При переходе от центра к краю диска коэффициент асимметрии всех линий меняет знак с положительного на отрицательный.

Коэффициент асимметрии больше всего зависит от эквивалентной ширины и положения на диске Солнца. Эти зависимости, повидимо-му, отражают наиболее существенные особенности движения вещества в атмосфере Солнца.

1.4. Выводы

Появление солнечных спектрографов двойной дифракции - современных приборов большой разрешающей силы способствовало быстрому прогрессу в исследовании гонкой структуры фраунгоферовых линий. В результате накоплен обширный наблюдательный материал, содержащий информацию о структуре и динамике газовых потоков в атмосфере Солнца.

Данные наших наблюдений, проведенных на монохроматоре двойной дифракции ГАО АН УССР с абсолютной погрешностью, не превышающей 0.7% от максимальной интенсивности, подтверждают сложный характер асимметрии линий в спектре солнечного диска, а также ее изменение при переходе центр-край /17, 19-23/. Нами также установлено, что гонкая структура фраунгоферовых линий подчиняется строгим закономерностям отражающим, повидимому, вполне определенный характер движения вещества и физической неоднородности солнечной фотосферы на ее разных уровнях. Наиболее существенной из этих закономерностей, на наш взгляд, является зависимость от эквивалентной ширины и положения на диске Солнца.

Сравнение гонкой структуры 108 линий, наблюдавшихся в Голосе-ево и на станции Юнгфрауйох, показывает лишь небольшие отличия, что говорит о стабильности источника, ответственного за асимметрию.

Результаты исследований гонкой структуры фрауягоферовых линий по данным наблюдений разных авюров

1. Показать историю развития и современное состояние проблемы гонкой структуры линий поглощения по данным наблюдений.

2. Обобщить результаты, выделить главные аспекты проблемы и наметить дальнейшие пути исследования.

Силы осцилляторов, найденные по центральным интенсивностям фраунгоферовых линий

При определении сил осцилляторов линий железа, хрома, титана и никеля встречаются значительные трудности, которые хорошо иллюстрируются на примере определения содержания железа в атмосфере Солнца. Еще десять лет тому A(Fe), найденное по фраунгоферовым линиям, было на порядок меньше коронального и метеорного значений. Выдвигались различные предположения для объяснения этой разницы. В действительности оказалось, что ошибочны силы осцилляторов. Аналогичная история произошла с титаном, хромом и никелем.

В последнее десятилетие, используя разную методику, силы осцилляторов линий этих элементов определялись неоднократно как экспериментально так и теоретически. Но только для сильных линий имеются значения ol , которые по данным разных независимых измерений отличаются меньше, чем на 10%. Для слабых линий расхождения достигают 500%.

С другой стороны, монохроматор двойной дифракции ГАО АН УССР позволяет регистрировать спектр Солнца с погрешностью, не превышающей 0.7 процента от континуума. Чтобы эффективно использовать эти наблюдательные данные с такой же точностью необходимо знать и силы осцилляторов. К сожалению, этому условию удовлетворяют лишь несколько десятков значений «/ .

Современное состояние знаний о солнечной фотосфере позволяет по данным расчетов и наблюдений фраунгоферовых линий находить произведение содержания химического элемента А на силу осциллятора QJ , т.е. величину L = Af/ с погрешностью не превышающей 5 -10 процентов. Очевидно, зная А, легко найти v/ . В принципе, для определения г/ можно выбрать любое приближенное значение содержания данного химического элемента и рассчитать силы осцилляторов. В результате получим внутренне согласованную систему содержание -силы осцилляторов. Преимущество метода состоит в том, что в качестве источника света используется почти идеальный - солнечная фотосфера. Недостаток - невозможность непосредственно измерить физические параметры плазмы.

Значения иожно нахсдиь, сравнивая наеденные и вычислен-ные контуры линий, их центральные интенсивности или эквивалентные ширины. Наиболее полная информация содержится в контуре линии, однако большинство их в спектре Солнца блендированы, что вызывает необходимость использовать метод синтеза спектра, очень трудоемкого и поэтому применяемого, как правило, лишь в том случае, если исследуемый элемент представлен единственной или несколькими линиями. Силы осцилляторов, найденные по центральным интенсивноетям jz/(d) сильно зависят от величины скорости макротурбулентных движений макро и сравнительно мало от постоянной затухания J и 2/MHKD0, в го время как f/(W) совсем не зависят от 2/макро и значительно от J и гГМШф0. Параметры f , гГмикро, у для атмосферы Солнца все еще плохо известны (см. Главу III). Поэтому, для определения сил осцилляторов воспользуемся центральными интен --55 сивностями, поскольку /(ci) сильно зависит лишь от одного параметра їГмаКр0.

Микротурбулентность

Амплитуда микротурбулентной составляющей поля скоростей впервые определена из кривых роста, когда было замечено, что эквивалентные ширины наблюденных линий систематически больше вычисленных fill - 119/. В дальнейшем этот метод применялся неоднократно. Кривые роста строились для отдельных элементов /86, 120 - 1267, ком бинированные /127 - 128/ а также, с целью разделения VmKn0 и макро " модифицированные fl2.9j. Для скорости микротурбулентных движений получены значения в диапазоне 0.5 - 2.0кмс . Разброс величины MHKDO обУсловлен Б основном, погрешностями используемой системы сил осцилляторов aJ /І28, 130/ и постоянной затухания у /86, 123, 131 - ІЗЗу. Необходимо принимать во внимание изотопическую и сверхтонкую структуры линий тех элементов, которые подвержены этому влиянию /134, 135/. Кроме того, сам метод кривых роста слишком груб для исследования фотосферы Солнца.

В конце пятидесятых годов начал применяться метод синтеза эквивалентных ширин /50, 53, 136 - 141/, позволяющий более эффективно исследовать У микро на Разных глубинах. Эльсте Д38/ и Вис-броу flWj нашли, что икро в ФШ0С$еРе Солнца постоянна, в го время как Э.А.Гуртовенко и В.А.Рагникова /50/ указывают на увеличение, а Фалчи Д39/ на уменьшение этого параметра с высотой. Авторы делают вывод о необходимости значительного повышения точности используемых значений постоянной затухания и сил осцилляторов для изучения зависимости микоо OI ГЛУ ИНЫ В Фотосфере.

Б начале семидесятых годов было пересмотрено содержание ряда химических элементов в атмосфере Солнца, благодаря появлению новых, более точных систем сил осцилляторов. Роджерсон /14-2/, Гарц и др. /іЗО/ предложили для нахождения МИкро использовать о обстоятельство, что содержание элемента не должно зависеть от исследуемой линии. В последующем этот метод нашел применение в работах многочисленных авторов /51, 52, 143 - 149/. Повидимому, особого внимания заслуживают исследования Блэкуэлла и др. /51, 145, 146/, которые использовали наиболее точные в настоящее время силы осцилляторов линий железа /65, 667.

Результаты определения МИКп0 сведены в табл. 12. На основе их анализа, а также из вышеизложенного можно сделать выводы:

1. В фотосфере Солнца средняя скорость микротурбулентных движений равна І.Окмс .

2. Характер ее изменения с высотой точно не установлен: по данным разных авторов амплитуда У микро с высогоилиб увеличивается, либо уменьшается, либо постоянна. (Заметим, что Кэнфилд и Бэккерс /55/, критически рассмотрев результаты работ многих авторов опубликованных до 1975г., рекомендуют уменьшающуюся с высотой амплитуду микрогурбулентной скорости от 1.8кмс-1 на w = О км до О.бкмс"1 на fi = 400 км).

3. Большой разброс значений 2/МИКп0 обусловлен, в основном, малой точностью используемых систем сил осцилляторов и недостаточными знаниями постоянной затухания.

Метод решения и результаты вычислений

Выражение (49) - интегральное уравнение первого рода типа Вольтера. Легко видеть, что неизвестная функция (т) уменьшается от I при t = о до минимального значения, Учитывая это обстоятельство, а также принимая, что на отрезке ( ґ , Z t ) величина t(t) меняется линейно, т.е. ($) = (%-/)+ 6?і получаем.

Начиная с Г = о постепенно находим значения функции i(t) на всем интервале оптических глубин ( 0 , Г ). Шаг (?/_,-%) следует брать достаточно малым, чтобы предположение о линейном характере изменения величины (к) было справедливым.

Вычисления контуров линий велись для ? = 0 - 2 кмс , /7 = = 0 - 1000. Сравнение с макро- и микротурбулентными приближениями показывает, что предложенный метод решения уравнения (4-9) дает погрешность равную 0.9$ для /? = 0 и 1.3% для //= -& в случае, когда модель атмосферы Солнца разбита на 95 слоев.

В качестве примера на рис.39 приведены контуры линий с разными центральными интенсивностями, вычисленные для центра солнечного диска {со$& s I) при е = 1.75 кмс"1 и # , изменяющемся от О до 1000.

Определение сил осцилляторов по эквивалентным ширинам линий поглощения нейтральных атомов железа, титана, хрома и никеля

Мы использовали эквивалентные ширины в центре диска Солнца, приведенные в работе Холвегера /253/, измеренные по оригинальным записям фотоэлектрического атласа Дейбуйля и др. /4-І/, а также полученные по наблюдениям в Киеве на спектрографе двойной дифракции. Сравнение эквивалентных ширин в атласе Дейбуйля и др. с данными киевских наблюдений, выполненное в работе Э.А.Гуртовенко и др. /254/, показывает лишь на небольшое различие (несколько процентов) и мы им пренебрегаем. Отношение эквивалентных холвегер / Киев обнаруживает небольшую систематическую разницу, зависящую от интенсивности линии (рис. 43). Поэтому, эквивалентные ширины Холвегера /253/ были исправлены в соответствии со средней величиной поправочного множителя, указанного на этом рисунке. В результате мы получили эквивалентные ширины 1307 линий железа, титана, хрома и никеля в центре солнечного диска, значения которых приведены в Приложении. Для многих линий они усреднены по исправленным значениям Холвегера и данным киевских наблюдений. Мы полагаем, что средняя погрешность приведенных эквивалентных ширин составляет несколько процентов от эквивалентной ширины конкретной линии.