Введение к работе
Актуальность проблемы. Солнечная хромосфера, ее происхождение, структура и динамина - один ио наиболее интересных разделов физики Солнца. Это слой, в котором особенно отчетливо видно, что магнитные поля являются резервуаром нетепловой энергии, создающим гигантских размеров перегретую оболочку, которая в виде солнечного ветра простирается далеко за орбиту Земли. Механизм нагрева и баланс энергии в хромосфере входит в перечень шести фундаментальных проблем, поставленных крупнейшим современным специалистом по физике Солнца Робертом Агеем /1/.
Сложная картина хромосферних магнитных полей и движений требует трехмерного подхода к определению ее термодинамического состояния. Однако моделирование даже в рамках одномерной теории переноса излучения в хромосфере сложно из-за сильных отклонений от локального термодинамического равновесия (ЛТР) в оптически толстоРі среде. Часто ограничивается одномерными расчетами полуэмпирических и физических моделей, и весьма актуален вопрос, насколько такие "однородные" модели ::нфорыативн» в аспекте основных задач солнечной физики.
Другая обширная область исследований, связанная с проявлениями магнитных полей на поверхности Солнца, - вто солнечные пятна. До сих пор главная проблема - природа дефицита энергии - далека от понимания. Наиболее подробно изучены фотосфернне слои ачтен. Значительное внимание уделяется верхнему ярусу атмосфер!! пятка и окружающей пятно области - корональной конденсации. Здесь достигнуты большие успехи благодаря, развитию внеатмосферных измерений ультрафиолетовой и рентгеновской радиации к пналпзу радиоастрономических данных. Анализ промежуточного слоя - хромосферы пятна - запоздал. К моменту начала на-
шей работы о хромосфере над пятном было мало что известно. Начиная с 1981 г. изучение этого вопроса бистро продвинулось . Опубликовано несколько подробных справочных моделей тени пятна, но метод их построения не отличается от применяемого в спокойных областях, т.е. он опирается на гипотезу о гидростатическом равновесии. Между тем, знание лучше обоснованной термодинамической модели хромосфера над пятном необходимо, чтобы понять детали процесса, приводящего от сильного переохлаждения фотосфери пятна к иощюиу разогреву корональной конденсации над ним.
Отличительной особенностью современного втапа солнечной физики является тесное взаимодействие с физикой звезд, обладающих нонвентивннми оболочками. Недостаток пространственного разрешения с избытком компенсируется разнообразием звездных объектов, что помогает понять, режим протекания активных явлений в атмосферах, оценить мощность энерговыделения, установить источники, выяснить эволюционную роль. Поэтому анализ моделей солнечных образований сейчас не должен проводиться в отрыве от.задач новой отрасли астрофизики,- солнечно-звездной физики.
Арсенал средств для изучения хромосферы над пятками меньше, чем для других областей Солнца, поскольку существенно ослаблен такой ванный диагностический инструмент, как изменение интенсивности излучения к край диска, В этих обстоятельствах особую актуальность приобретает удачный выбор других диагностических средств. Мы остановились на анализе сильных линий ионизованного кальция, главным образом двух резонансных линий Н и К.
Линии Н и К сыграли и продолжают играть выдающуюся.роль в астрофизике. Достаточно вспомнить в связи с ними о гарвардской спектральной классификации..По этиь. линиям впервые было об-нарукено фундаментальное соотношение звездной астрономии - эффект Вильсона-Баппу. Они легли в основу многолетней службы активных звезд в обсерватории Маунт-Вильсон. Кальциевые спектро-гелиограмш и кальциевые индексы неоценимы для слуибы Солнца и установления солнечно-земных свллей. В физике солнечных пятен они были первнда.в которых открыты колебания атмосферы тенм. Особое положение линий Н и К обусловлено двумя обстоятельствами: 1) они принадлежат типу "столкновительно-контролируемих"
и поэтому, несмотря на отклонения от ЛТР, сильно реагируют на вариашга температуры; 2) они единственные хромосфернне линии, доступные для наземных наблюдений (линии >Мл1 и ё s*j I принадлежат нижней хромосфере, бальмеровские линии водорода -"фотоэлектрически-контролируемне", линия We J 10Є30 А управляется полем получения переходной области и корони).
Таким образом, актуальны все понятия, входящие в название представленной диссертационной работа.
Цели работыДПолучение обширного наблюдательного материала, внлшаицего в себя спектрограммы пятен разных размеров, в разных положениях на диске Солнца, в разных фазах колебаний тени. Стандартизация контуров линий Н и Л Са П в абсолютных единицах, тщательная редукция контуров оа расселшшй свет. Систематизация форш контуров для извлечения основной и вспомогательной информации, необходимой в дальнейшем для построения самосогласованной модели хромосферы тени. Наблюдения и интерпретация наиболее силькгго колебательного процесса в пятнах - "вспышек в тени",
-
Проведение численных, экспериментов, позволящих предсказать отклик спектральных' линий Са Q на различные динамические процессы в тени пятна.
-
Разработка алгоритма Диагностики хромосферы активных образований на Солнце бес привлечения гипотезу о гидростатическом равновесии, Алгоритм должен быть основан на решении задачи о переносе излучения с учетом отклонений от ЛТР и аффектов частичного перераспределения по--частотам,
4. Сравнительная анализ информативности однородных моделей солнечных образований о рамках более широкого подхода сол-'нечно-звездной физини;'в частности, проследить связь параметров моделей с индексами звездной активности. Выбор среди ряда индексов активности оптимального, свободного от влияния глобальных характеристик звезды.
б. Выяснить, как отражается выбор индекса активности на классических соотношениях солнечно-звездной физики; "плотность магнитного потока - плотность потока эмиссии", "активность-вращение", " хромосферний поток излучения - рентгеновский поток".
Научная новизна диссертации заилдаена в следующем.
-
Разнообразные по своему внешнему виду спектры пятен в районе линий Н и К врервые систематеэированы, Отмечены их основные характерные признаки, дающие качественное представление о физических условиях над тень»: быстрый нагрев при увеличении высоты, такойчто на фоне спокойной области хромосферний контраст пятен был бы очень нал J значительная оптическая толща хромосферы} смещение максимума функции источников в более высокие слои5 подчинение отдельных солнечных образований, в том числе пятен, соотношение Вильсона-Баппу. Впоследствии почти все обнаруженные свойства линий Ни К в пятнах были подтверждены другими исследователями и использованы ими при построении моделей; при этом признано, что в свое время наш анализ наблюдательных данных по хромосферним линиям пятен был наиболее полным /2/.
-
Предложено два новых способа эмпирического определения высоты образования сильных линий в тени пятен - по наклону оси пятна и по расширении тени вверх, Найденные высоты находятся
в разумном согласии с результатами других авторов и с теоретическими онйданиями,
-
Впервые получены спектрофотометричеокие наблюдательные ограничения на возможную трехмерную структуру полутени, которые надо учитывать при построении ее модели.
-
Выделено явление "вспышки в тени" как особый локальный, наиболее мощный вид хромосферних колебаний в пятнах. Доказано сильное сжатие хромосферы на всем ее протяжении в моменты максимальной, яркости линий Н и К.
6. Разработана модификация метода определения доплеровских
ширин путем взаимного сравнения линий в мультйплете; учтены
отклонения от ЛТР, приводящие к неравенству функций исВчников
в мультйплете.
8. Бмпирически получен немонотонный ход микротурбулентной скорости с высотой в хромосфере над тенью - нетривиальный результат, вызывающий естественное сомнение. Он мог бы быть следствием неучтенных еффектов частичного перераспределения по частотам в линиях, однако впоследствии немонотонный ход бкл найден из других соображений Лайтсом и Скуманичем /3/.
7. Впервые предложен такой способ инверсии контуров спект-
ральннх линий, который устойчиво работает в широком интервале оптических глубин протяженностью в несколько порядков величини. Метод обобщен на случаи частичного перераспределения по частотам,
-
Разработан и проверен на тестовых примерах оригинальны» алгоритм построения самосогласованных моделей хромосферы без предположения о гидростатической равновесии,
-
Впервые по опубликованным данным о линиях Са П в спектрах солнечных образовании и о средних магнитных полях в этих образованиях получена калибровочная кривая, с помощью которой мокло оценивать слабые и умеренные магнитные поля на звездах
с солнечным типом активности.
10. Предложена новая ворсил индексов хромосфернои и коро-
нальной активности звезд, имеющая ряд преимуществ перед дру
гими известными индексами. В частности, новый индекс позволил
обнаружить корони даже у самих спокойных звезд.
Научное и практическое значение полученных в диссертации результатов. Научное вначение результатов данной диссертации определяется ее главной целью - сравнительным анализом эмпирических моделей разных солнечных образований. Параметрическое описание термодинамических моделей солнечных и звездных объектов позволило четко покааать, что для них выполняется большинство предсказаний, основанных да теории нагрева активных хромосфер оа счет ударной дисоипации МГД-волн, Прямое сопоставление плотности магнитного потока с плотностью потока хромосфер-нон эмиссии конкретно указывает на источник чагрева - это медленная (магнито-акустическая) мода, Общность механизма поступления энергии во внешние атмосферы Солнца и авезд подтверждается также наличием корон на всех звездах, не исклшая самых спокойных. Однако корональний нагрев очень спокойных авезд,по-видимому, отличается от их хромосферного нагрева тем, что связан с магнитным полем, тогда как спокойные хромосферы имеют чисто акустиіеекое происхождение. Чрезвычайно интересно отыскать среди солнечных корональних о браво ваши источник такого "фонового" нагрева, по зависящего от фаед 11-летнего цикла.
Другой результат, относящийся к основным проблемам солнечной и солнечно-эвезднои физики, - доказательство единого соот-
ношения "антивность-вращение" для азеад нижней части главной последовательности, причем в такой системе координат, ноторая непосредственно связывает степень активности со скоростью вращения и относительной толщиной конвективной оболочки. Ёто явное свидетельство генерации магнитных полей под действием динамо. Интересна слабая, но тем не менее значимая тенденция уменьшения зависимости уровня ангкэности от скорости вращения у звезд с очень тонкими конвективными оболочками, так что, вероятно, "динамо" запускается где-то' в области средних классов Р.
Участие отдельных солнечных образований в соотношении Виль-сона-Баппу открывает новые возможности для интерпрзтации важного, но все еще загадочного эффекта, так как все солнечные образования имеют одинаковое ускорение свободного падения и один и тот »е химический состав. В таких условиях легче искать единственную причину, лежащую в основе соотношения.
Исследование хромосферних колебаний имеет прямое отношение к проблеме дефицита енергии в солнечных пятнах. Дане мощные колебания типа "вспышки в тени" несут в себе недостаточный запас механической энергии. Однако альвеновокие волны, проявляющие себя как "микротурбулентность"t могли бы компенсировать дефицит энергии излучения. Поэтому полеена методика определения скорости Vf. иэ наблюдений, Для интерпретации наблюдений допле-ровских скоростей и связанных с ними динамических процессов интересна также результати, содержащиеся в вычислениях функций отклика на локальные вовмущения температуры и скорости.
Другие методические разработкиі входящие в диссертацию, -процедура инверсий контуров спектральных линий, способ "быстрого йоделирования*1 звездных атйосфёр в условиях гидростатического равновесия, йовай кальциевый индекс хроиосферной активности, калибровочная кривая для определения магнитного поля, оценка рассеянного овета в тени пятна по измеренным полуширинам линий Н и К - все они представляй1 ценность для исследования различных явлений в атмосферах Солнца и ввевд.
Большую потенциальную.пользу содержит накопленный архив спектрограмм. Он. уже бал частично использован сотрудниками группы, руноводимой соискателем: для исследования связи ''вспышек в тени' с подлинной вспашечной активностью групп пятен, при изучении
длительных улрчений в линии Н водорода, при определении вертикального градиента магнитного поля. Спектрограммы могут быть использованы для поиска изменении в хромосферних слоях пятен в течение 11-летнего солнечного цикла.
На защиту выносятся следующие основные результаты.
1 522МП2і252&_Ш^Мї^ьїіШ_22^УЬ2їі2-йИїїИ0_І?_и_К_Са_П в_5ектрах_сдлнечннх_пятбн.Контуры линий Н и К измерены в энергетических единицах и исправлены за рассеянный свет, В середине тони ядра линий у пятен в центре диска асимметричные, одновершинные, без провалов Hg, Нд. По мере удаления пятна от центра диска вначале усиливается аеикетрия, еатеи она сменяется обычным двухвершинным самообращением. Отношение центральных ин-тенсивностеЯ R/H несколько больше единицы, но намного меньше двух. Абсолютные центральные интенсивности в тени почти достигают интенсивности спокойной области, а на фазе максимальной яркости колебаний типа "вспышки в тени" превышает ее, Контуры линий К и К в фазе мансимуыа "вспышек в тени" характерны особенно сильной асимметрией. Фазовые соотношения между яркостью и смещением линии, а также форма аемметрш контуров зависят от полоиения пятна на диске Солнца, Иоменевдя .фазы колебаний вдоль направления щели спектрографа свидетельствуют о локальном характере "вспышек в тени". Фотометрические профили пятен поперек направления диспероии позволяет оценить высоту образования отдельных" участков линий Н и К в тени и получить информацию о трехмерной структуре полутени, В целом перечисленные особенности линий Н и Н в пятнах налагают'важные наблгдательнне ограничения на термодинамические модели тени и полутени и на интерпретацию динамических явлений,
2. Зїїокт_Вильсона-Бапп^{}а_СозацеА Полуширины линий Н и К Са П. в спектрах спокойного Солнца, флоккулов, полутени и тени пятна в пределах ошибок измерений не отличаются от тех, которые наблвдаются на звездах о соответствуицими значениями эффективной температуры, Зависимость полуширин линий от эффективной температуры в общих чертах не противоречит современным концепциям эффекта Вильсона-Баппу как следствия нарушения лучистого равновесия в области температурного минимума.
_ 9 -
Ш_М2ЕІЇЕМ_і_ХЕ2Ш2!і!Е2»^Уннііі*и вклада и функции отклика на локальные возмущения температуры и скорости, аффективные высоты образования пяти линий Са П (Н,К и инфракрасного триплета) и эффективные высоты откликов различаются между собой. Особенно своеобразно поведение функций отклика на возмущения температури. Степень этих различий зависит от величины среднего хромосферного градиента температури в поучаемом солнечном объекте. По мере увеличения градиента, т.е. "сжатия" хромосферы, свойственного активным образованиям, различия между тремя функциями и менаду тремя характерными высотами сглаживаются; сближается меаду собой и области возникновения пяти линий. Полученные результаты ваша при анализе фазовых соотношений между яркостью и лучевой скоростью хромосферних колебаний на Солнце.
4. Ал,о^итм_построния_самосогласо@анной_юдели_хроюсфер_ы П2_1ШИ5М_Н_и_1С_прк_минимальном_количест
кений.Алгоритм предназначен для последовательного решения пяти задач, а) Заданы контур линии1(&0)и распределение доплеров-ской ширишй\)р[й)) с частотойд^ , Решается интегральное уравнение Фредгольма 1-го рода относительно не зависящей от частоты функции источников 5(} СС0 - оптическая глубина в центре линии). На этом этапе принято приближение-полного перераспределения по частотам. Применяются численные методы, устойчивые к шуму измерений контура Ifaty , б) Определение электронной концентрации Ме и температурыТ путем решения уравнений стационарности. Заданы фуНКЦИИ ИСТОЧНИКОВ SK (Ток)11 и (^)(^. = 2Ї^// )
линий Н и К Са П. Уравнения не еамкнуты, так как не известны скорости радиативннх переходов в линиях инфракрасного триплета и относительные населенности метастабильного состояния 3"^ . Они принимаются как свободные параметры и 8адавгся в соответствии со средними величинамиї рассчитанными для набора моделей, близких к ожидаемой модели тени} некоторые из этих величин входят в систему уравнений как дополнительные неизвестные. Таким образом, при поиске (1% иТ сочетается приемы решения "обратных" и "прямых" ("синтев" спектра) задач, в) Определение газового давления р(и*) , плотностиДЙк) и высоты/і(ГоК) , БаданыТ^*), ftе(fox) и относительные населенности метастабильных уровней, найденные на предыдущем этапе. Решаются уравнения ионизацион-
ного равновесия водорода и кальция (с учетом отклонений от ЛТР) и металлов - поставщиков свободных электронов. Уравнение гидростатического равновесия не используется. На тестовом примере поназано, что пункты б) и в) дают точность восстановленияТ с максимальным отклонением 340 К, Ґ1& - не xyxte фактора два; полное давление р восстанавливается несколько худо электронного давления ре , однако сформулирован критерий, с помощью которого можно ответить, имеет ли место в хромосфере над тенью гидростатическое равновесие, г) Инверсия контуров линий Н и К с учетом аффектов частичного перераспределения. Перовичисляетсл ядро основного интегрального уравнения, для чего используются данные, найденные на этапах а)-в). Определятся новые значения S,<. и Sh , которые больна не являются функциями источников, по известными функциями относительных населенностей уровней 4 и 5. Этого достаточно, чтобы уточнить I , Пе и р , выполнив следуо-щий шаг итерация, д) Есть возможность уточнить также ход д\)р » так нак появилась кедоставдая ранее информация об отношении функций источников в двух линиях резонансного дублета, необходимая для метода взаимного сравнения линий в мультиплете.
Плотность потока емиссии в ядрах линий Н и К Са П, Fun , нормируется к "базисному" значению, зависящему от показателя цвета звезды: АНк = Гнк /f'nu (0-1/J, Эта величина обычно ведет себя, как известный индекс #нл = Рнк /<оТ , т це (^1^ - плотность болометрического потока, и отличается от поведения другого известного индекса AFhk= Fh'k ~ Fan і Анн имеет преимущества перед обоими индексами й.цц идр«к ПРИ сравнении о наиболее физически обоснованным, но труднее измеряемым индексом WlilL- Гц^/Fc где -с - шютность потока излучения в континууме.
н« Ї.ЕЕЯ5ЦМ_0СЬ5ВУШЇ_Е?9ЕМЇ20І_П0Й2МШВ0Й1ІХ_ІВДЙЄЙ
сознечнн^орраоо^ани^с^инд^кс^^ Модели
основных солнечных образований рассматриваются кан модели звезд со своими значениями аффективной температуры \е и хромосферних индексов активности ййк, йц< « Модели характеризуется набором параметров, ошсьшащин распределения тештературн и плотности. Тесная,корреляция параметров с индексами активности, clj и о плотностью магнитного потока, во-первых, свидетельствует о фи-
эической информативности однородннх моделей и, во-вторых, форма регрессионных соотношений такова, что подкрепляет представление о нагреве хромосфер Солнца и звезд за счет диссипации энергии- медленной моды МГД-волн.
^ 5222с^ва_ел.иного_соотно^енм^ 2222а_2_Н252^_55522_22532в25ьности. Классическое соотношение "активность-вращение", выведенное Нойесом и др./4/, существенно изменило свою форму после значительного расширения списка исследуемых эвеэд. Во-первых, возросла дисперсия точек, так что соотношение верно только в статистическом смысле. Во-вторых, почти на всем своем протякении соотношение имеет вид степенной функции, связывающей индексы активности І?** или Ан* с числами Россби Ro , тан что нет следов избыточного насыщения активности при малых значениях ft с . В-третьих, изменился параметр конвекции d с 2.0 до 1.6. В-четвертых і применение индекса Ami. выявило тенденцию звезд с очень тонкими конвективными оболочками отклоняться от степенного закона; их уровень активности слабо реагирует на изменения скорости вращения. Все перечисленные особенности важны для теории солнечного и звездного динамо.
8. Бааионая_линия_ко2ональной_активности_для_звезд_Р_-_К г^авной_шсдедовател^ности. С^дествоваше_кр^он^_сашх_спо}гоЯ-ных_эвезд. Применение индекса Анк позволило установить существование конечного минимального уровня рентгеновской эмиссии,который по аналогии с минимальными уровнями эмиссии линий хромосферы и переходной области можно назвать базисным, наличие ненулевого рентгеновского излучения у самых спокойных звезд свидетельствует о присутствии в атмосфере плазмы, нагретой до корональних температур,
Апробация работы.
Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались на 7-ом (Ст.Смоковец 1973), 8-ом (Иркутск 1976), 9-ом (Вроцлав 1978), 10-ом (Потсдам 1980), 11-ом (Дебрецен 1983) и 13-ом (Одесса І968) Консультативных совещаниях академий наук социалистических стран по солнечной физике; Всесоюзных совеаіаниях по физике Солнца (Кисловодск I960, Киев 1984, Алма-Ата 1987); семинарах рабочей группы "Колебания и волны на Солнце" (Рига 1985, Иркутск 1991); на заседаниях рабочей группы "Радиация и
строение атмосферы Солнца" (Пулково 19Б0, 1985, Льзов 1991);, на совещании рабочей группы "Физика звездных атмосфер" (Тыравере 1991); на Симпозиуме MAC № 138 (Киев 1989); на семинаре Института астрофизики в Потсдаме, семинаре Одесской астрономической обсерватории, семинаре ГАО АН СССР, на объединенных семинарах солнечных лабораторий Института солнечно-земной физики.
Публикации и личный вклад автора.
Основные научные результаты, вошедшие в диссертацию, опубликованы в 37 работах, из них 28 выполнены в соавторства. В работах, выполненных совместно, автору принадлекат постановки задач и программы наблюдений (за исключением работ /11,13,24/).Автор принимал активное участие в наблюдениях в Саянской солнечной обсерватории (до 1981 г. - систематически) и в измерениях спектрограмм. Обсуждение результатов исследований и принятие выводов проводились вместе с соавторами. Все программы расчетов составлены и реализованы на ЭВМ коллегами, однако автор обычно сотрудничал с ними на стадии подготовки путем вычисления тестов, подбора справочного материала, задания входных массивов данных.
Объем работы.
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Объем работы 411 страниц, из них 297 основного печатного текста, 110 рисунков, 45 таблиц. Список литературы содержит 271 наименований на 26 страницах, в том числе работ автора или с его участием 41.
