П’ятихвилинні коливання в локальних сонячних утвореннях: гранулах, порулах, плямах - Автореферат

НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИЗахист відбудеться 9 жовтня 2003 р.о 10 год. на засіданні спеціалізованої вченої ради Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. У дисертації наведено результати наземних та космічних спостережень, а також теоретичного моделювання 5-хвилинних коливань інтенсивності, швидкості та магнітного поля у локальних сонячних утвореннях - гранулах, міжгранулах і плямах. Показано, що у випадку спостережень з високою просторовою і часовою роздільними здатностями вплив хвильових рухів на асиметрію контуру порівняний з впливом конвективних рухів. На підставі теоретичного моделювання продемонстровано, що модуляція 5-хвилинних коливань атмосферою може призводити до спостережної різниці їх властивостей над гранулами та міжгранулами. Показано, що частина спостережуваних коливань магнітного поля у тіні плям - це справжні коливання, викликані швидкою магніто-акустичною хвилею.Оскільки методи геліосейсмології в останні роки стали активно використовуватися для дослідження не тільки Сонця, але й інших зір - вирішення питання про механізм збудження коливань є актуальним для всієї астрофізики. Відмінності, що спостерігаються у коливаннях над гранулами і міжгранульними проміжками, приписують існуванню дискретних у просторі джерел коливань. З іншого боку, знання природи коливань у сонячних плямах відкриє можливість досліджувати структуру плям глибоко під поверхнею геліосейсмологічними методами, вимірюючи амплітуди і частоти коливань. Необхідно, щоб при порівнянні теорії і спостережень, моделі по можливості близько відтворювали умови сонячної атмосфери, де спостерігаються коливання, а також конфігурацію магнітного поля в сонячній плямі. Зясувати, чи спостерігаються справжні коливання (під “справжніми” коливаннями ми будемо розуміти коливання магнітного поля, викликані безпосередньо яким-небудь типом хвиль).Третя проблема, що обговорюється в розділі - коливання магнітного поля в сонячних плямах. Більшість спостережень дають зсув фаз між коливаннями швидкості і магнітного поля приблизно-90 градусів, при цьому швидкість випереджає магнітне поле (позитивний напрямок швидкості - до спостерігача) [31, 32, 33, 34]. Амплітуди коливань швидкості збільшуються від тіні до півтіні, у той час як амплітуди коливань магнітного поля, за даними різних авторів, можуть як збільшуватися [34, 35], так і зменшуватися [32]. Усі три лінії - досить сильні, їх висоти утворення лежать у межах від 0 до 400 - 500 км у фотосфері, що дозволяє вивчити залежність властивостей коливань від висоти. Розглядаються різні методи дослідження коливань над гранулами і міжгранулами, що дозволяють продовжити часовий ряд коливань над цими утвореннями (нагадаємо, що час життя гранули складає близько 10 хвилин [36] чи 2 періоди 5-хвилинних коливань).Асиметрія спостережуваного профілю лінії змінюється з часом і збільшується при переході від крила лінії до її ядра; розкид зсувів центру лінії знаходиться в межах ±1 пм. Асиметрія синтезованого профілю лінії, викликана хвильовими рухами збільшується від крил до ядра і розкид зсувів центра лінії має таку ж величину, що й у спостереженнях. Показано, що на висотах утворення досліджуваних спектральних ліній збільшення амплітуди коливань і швидкості, і інтенсивності в залежності від спектральної лінії та періоду коливань може спостерігатись як над міжгранулами, так і над гранулами. У той же час, зсув фаз між коливаннями швидкості та інтенсивності ?(V, I) над гранулами і міжгранулами залежить не тільки від висоти в атмосфері, але й від спектральної лінії. Наскільки нам відомо, дослідження зсувів фаз коливань окремо над гранулами і міжгранулами, а також систематичне дослідження властивостей коливань над цими структурами з висотою раніше не проводилось.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ