Діагностика магнітних полів у спокійних областях Сонця, в активних областях, безпосередньо у сонячних спалахах. Емпірична модель тонкоструктурного магнітного поля для спокійних областей. Напівемпіричні та теоретичні моделі опису ділянок активних областей.
Аннотация к работе
Автореферат дисертації на здобуття наукового ступеня доктора фізико-математичних наукРобота виконувалась в рамках програм фундаментальних досліджень, які проводились в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка по таких темах: а) “Розробити автоматизовану систему прогнозування сонячної активності” (№ держ. реєстрації 76045088), б) № 131 “Активна сонячна корона, фотосфера та магнітні поля. Методи досліджень - магнітографічний метод “відношення ліній”; спектрально-поляризаційні методи діагностичних діаграм “розщеплення бісекторів I ± V профілів - нормована віддаль від центру лінії” та синтезу профілів магніточутливих ліній на основі обчислювальної програми, що враховує відхилення від локальної термодинамічної рівноваги (ЛТР); метод порівняння теоретичних та знайдених з спостережень інтегральних характеристик профілів Стокса; метод “центрів ваги” для багатьох ліній, що мають різні фактори Ланде g та глибини залягання в атмосфері Сонця; метод порівняльного аналізу стоксових профілів для гранично малочутливих (з |g| ? 0.01) до зееманівського розщеплення спектральних ліній; метод теоретичного аналізу розвязків МГД рівнянь, що відповідають заданим граничним умовам. В результаті виконання роботи вперше: 1) показано, що боковий профіль B(x) магнітного поля в маломасштабних силових трубках спокійних областей Сонця є близьким до профілю магнітного поля в сонячних порах, а діаметр d силових трубок в 2 рази більший за їх вілсонівську депресію ZW (на геліоцентричній віддалі ? = cos ? = 0.45); знайдено також, що сумарний магнітний потік маломасштабних силових трубках Сонця в 1.6 раза більший за магнітний потік фонового поля; 5) виявлено надпотужні (В = 2-9 Тл) магнітні поля у сонячних спалахах і показано, що вони виникають на короткий час (біля 10 хв) в максимальній фазі спалахів з багатокомпонентною структурою магнітного поля; 7) запропоновано теоретичну МГД модель тонкоструктурних магнітних елементів, яка добре пояснює такі їх емпіричні особливості, як діапазон величин магнітного поля (В?1 Тл), дискретність значень індукції В на осі елементів, різку концентрацію поля до осі, мультиполярний профіль В і високий вертикальний градієнт поля (біля-1 МТЛ/км) в таких елементах;Показано, що при сучасній точності емпіричних даних аномальну дисперсію у вказаному методі слід враховувати лише при одночасному виконанні таких чотирьох умов: а) кут нахилу силових ліній до променя зору перевищує 20°; б) величина магнітного поля перевищує 100 МТЛ; в) боковий профіль магнітного поля в субтелескопічних силових трубках є прямокутним; г) для аналізу використовуються близькі до центра (Dl ? 4 пм) ділянки профілів магніточутливих ліній. Для кількох активних областей виконано порівняння відносних магнітних індукцій dij = В(li)/В(lj) (де В(li) та В(lj) - магнітні поля, виміряні в спектральних лініях li та lj) на залежностях від фактора gl2 і показано, що не існує їх універсального вигляду: може бути як зростання dij при зменшенні gl2 (що було вперше виявлено в роботах [63, 64 ]), так і зменшення dij при тих же умовах, або ж практична відсутність будь-якої залежності. У цих роботах а також наступних дослідженнях інших авторів було встановлено ряд важливих особливостей (зокрема, спрощення структури магнітного поля після спалаху, зменшення горизонтальних градієнтів та ін.), які, однак, більше стосувались навколишніх ділянок поблизу спалаху і спостерігались лише в найпотужніших спалахах. На основі детального аналізу профілів Стокса I ± V магніточутливих ліній FEI 524.71 та 525.02 у спалаху 16 червня 1989 року балу 2В показано, що структура магнітного поля у ньому була, у першому наближенні, двохкомпонентною і містила маломасштабні силові трубки та фонове знакозмінне поле. Вивчення еволюційних змін також в чотирьох інших спалахах (як з флаш-фазою, так і без неї) показало, що в цілому протягом спалахів відбуваються зміни магнітного поля двох типів: а) поступове зменшення величини магнітного поля від початку спалаху до його кінця, повязане, очевидно з очікуваною теоретично дисипацією магнітної енергії в процесі спалаху, та б) різке зростання його величини (до 155-180 МТЛ) протягом кількох хвилин максимальної фази спалаху.Досліджено еволюцію магнітних полів у сонячних спалахах і виявлено ефект підсилення модуля магнітного поля (до 155-180 МТЛ) в маломасштабних силових трубках в моменти максимумів сонячних спалахів різної потужності, притому як для спалахів з вибуховою фазою, так і без неї. Встановлено, що структура магнітного поля у спалахах була багатокомпонентною і включала, крім маломасштабних силових трубок з високою індукцією, також знакозмінне фонове поле помірної сили (до ±90 МТЛ). Досліджено структуру магнітного поля в активних областях за межами плям та спалахів і показано, що в цих місцях на Сонці існують дві субтелескопічні компоненти магнітного поля, а саме квазиоднорідна і поздовжня (вертикальна до поверхні) з індукцією приблизно до 1 Тл, а також мультиполярна з В ? 0.1 Тл.