авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ  БИБЛИОТЕКА

АВТОРЕФЕРАТЫ КАНДИДАТСКИХ, ДОКТОРСКИХ ДИССЕРТАЦИЙ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ

523.98 колобов дмитрий юрьевич исследование пространственно-временных характеристик колебательных процессов в хромосфере солнечных пятен

Российская академия наук

Сибирское отделение Институт солнечно-земной физики

На правах рукописи

УДК 520.24 ;

523.98 Колобов Дмитрий Юрьевич ИССЛЕДОВАНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫХ ХАРАКТЕРИСТИК КОЛЕБАТЕЛЬНЫХ ПРОЦЕССОВ В ХРОМОСФЕРЕ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН Специальность 01.03.03 – физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Иркутск - 2008

Работа выполнена в Институте солнечно-земной физики СО РАН

Научный консультант:

доктор физико-математических наук Кобанов Николай Илларионович

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук профессор Обридко Владимир Нухимович доктор физико-математических наук профессор Алтынцев Александр Тимофеевич

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН

Защита состоится 12 марта 2008 г. в 14 часов на заседании диссертационного совета Д 003.034.01 Института солнечно-земной физики СО РАН, по адресу:

664033, Иркутск, ул. Лермонтова 126а, а/я 291.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИСЗФ СО РАН.

Автореферат разослан “ ” января 2008 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физико-математических наук С.И. Поляков

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы. Исследование распространяющихся волн в солнечной плазме необходимо для понимания процессов обмена энергией между разными слоями солнечной атмосферы и в итоге подводит нас к фун даментальной проблеме нагрева короны. Солнечное пятно является наиболее подходящим объектом для таких исследований, поскольку предоставляет экс периментатору довольно широкий ассортимент физических условий: темная и холодная тень соседствует с более горячей полутенью и окрестностями, вер тикальное магнитное поле в центре пятна переходит в почти горизонтальное в полутени, где наблюдаются мощные квазистационарные течения, именуемые эвершедовскими.

На сегодняшний день установленным фактом является наличие периоди ческих движений в хромосфере солнечного пятна. Хорошо изучены харак терные частоты этих колебаний и предложены различные модели, раскры вающие их природу. Тем не менее, наиболее острым и часто обсуждаемым вопросом является возможная связь между трехминутными осцилляциями в тени пятна и бегущими волнами полутени. Широко распространено мне ние о том, что пятиминутные колебания в полутени являются прямым фи зическим продолжением трехминутных колебаний в тени на хромосферном уровне. В тоже время, наиболее дискуссионным остается вопрос о количе ственных характеристиках: скорости распространения волнового фронта и пространственно-временной локализации. Последнее определяет представле ния о связи различных колебательных мод в пятне. Сложная динамика про цессов не позволяет оценить эти параметры непосредственно из диаграмм скорости (как при наблюдении с фильтрами, так и со спектрографом). Де кларируемые разными исследователями скорости распространения лежат в широком диапазоне значений (8–70 км/с) и применяемые методики зачастую либо не надежны, либо не дают информации о том, колебаниям каких частот присущи измеряемые параметры.

Причина подобных затруднений обусловлена природой изучаемого явле ния в солнечной атмосфере могут одновременно сосуществовать колеба тельные процессы различных периодов и пространственных масштабов. Оче видно, для их изучения нужен метод, позволяющий отличить свойства одних колебаний от других и снизить к минимуму влияние субъективного фактора при оценке конкретных параметров. Как показано в данной работе, частот ная фильтрация сигнала решает эту проблему.

Достаточно актуальной задачей является получение подходящих экспери ментальных данных. Считается очевидным, что колебания в пятнах связаны с магнитным полем: физическую интерпретацию сравнительно проще прово дить для пятен правильной формы с развитой полутенью, имеющих менее сложную топологию магнитного поля.

Цель работы Цель работы заключается в решении следующих основных задач:

1. Получить наблюдательный материал, позволяющий адекватно оцени вать основные параметры распространяющихся волновых процессов в атмосфере солнечных пятен.

2. Определить характерные особенности, которые могли бы служить при знаками распространяющихся волновых движений в наблюдательных данных.

3. Проанализировать, имеются ли основания полагать о наличии прямой связи между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени на хромосферном уровне.

4. Получить количественные оценки характеристик распространяющихся волн для выделенных частотных мод.

Научная новизна работы 1. Разработан спектрополяриметр и создан пакет программ, с помощью которого обработаны полученные данные, позволяющие произвести на дежные оценки свойств распространяющихся колебательных процессов в солнечных пятнах.

2. В работе впервые широко применен метод частотной фильтрации к ис следованию пространственно-временных характеристик колебательных движений в солнечных пятнах.

3. Результаты по измерению скорости распространения волн, а так же по анализу их пространственно-временной локализации являются новыми и вносят принципиальные изменения в общее представление о колебани ях в пятнах. Впервые было показано, что наблюдаемые ранее эффекты понижения частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна являются следствием совместного действия разных ко лебательных мод и исчезают при введении частотной фильтрации.



Достоверность результатов, представленных в диссертации, обеспе чивается адекватным использованием собственного наблюдательного мате риала и применением современных методик его обработки, а так же подтвер ждается самыми современными данными с космического аппарата Hinode.

Результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в ведущих рецензиру емых журналах, доложены на международных и российских конференциях.





Научное и практическое значение работы 1. Полученные результаты пополняют наши знания о природе колебатель ных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитно го поля и расширяют основу для создания теорий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы.

2. Измеренные характеристики разных колебательных мод в пятне важны для лучшего понимания физики процессов и способствуют созданию более реалистичных численных моделей.

3. Принципы, лежащие в основе разработанного спектрополяриметриче ского прибора, применимы для ряда экспериментальных задач физи ки Солнца, и окажутся полезными при исследовании различных аспек тов солнечного магнетизма (в том числе при освоении ИК диапазона).

Созданный программный пакет, благодаря функциональной гибкости, пригоден для проведения спектрального анализа на других инструмен тах, где используется спектрограф и может быть адаптирован для ра боты с данными, полученными с новыми оптическими схемами.

На защиту выносятся следующие результаты 1. Создан спектрополяриметр для измерения продольного магнитного по ля и лучевых скоростей с оптимальным использованием светового по тока. Разработан пакет программ для обработки данных спектрополя риметра и построения пространственно-временных диаграмм лучевых скоростей, яркости и магнитного поля, с возможностью их последую щего анализа на предмет существования колебательных процессов.

2. Показано, что “шевронные” структуры на пространственно-временных диаграммах лучевой скорости являются надежным индикатором рас пространяющихся волновых процессов в солнечной плазме и характер ны для большинства исследованных пятен правильной формы.

3. Исследована пространственная локализация разных частотных мод в хромосфере пятна. Показано, что пространственно-временные характе ристики распространяющихся трехминутных колебаний в тени пятна исключают их прямую связь с бегущими волнами полутени.

4. Установлено, что горизонтальная фазовая скорость составляет 40–70 км/с для трехминутных колебаний в тени пятна, и 30–70 км/с для бегущих волн полутени. Ранее наблюдаемое понижение частоты и скорости распространения волн по мере удаления от центра пятна объяснено совместным действием разных частотных мод.

Апробация работы. Основные результаты работы докладывались на международных симпозиумах: “Waves & Oscillations In The Solar Atmosphere:

Heating And Magneto-Seismology”, Порламар (IAUS247, 2007);

“Solar Activity and its Magnetic Origin”, Каир (IAUS233, 2006), а так же школах моло дых ученых “Взаимодействие полей и излучения с веществом”, Иркутск (БШФФ, 2004), “Волновые процессы в проблеме космической погоды”, Ир кутск (БШФФ, 2003). Доклады по результатам диссертации были заслуша ны на семинарах отдела физики Солнца ИСЗФ СО РАН (Иркутск), а так же на семинаре Национальной Астрономической Обсерватории Китайской Академии Наук (Пекин, 17.11.2006).

Публикации. По теме диссертации опубликовано 6 работ.

Личный вклад автора. В совместных исследованиях автору принад лежит равное участие на всех этапах: от постановки наблюдательного экспе римента и анализа данных до получения выводов и написания статей.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка литературы (149 наименований), и двух при ложений. Содержит: страниц – 100, таблиц – 2, рисунков – 29.

Содержание работы Во введении к диссертации обоснован выбор темы исследования и ее актуальность, определены цели и задачи работы, раскрыта новизна и сфор мулированы основные положения, выносимые автором на защиту.

В первой главе диссертации описывается созданный спектрополя риметр, с помощью которого получен наблюдательный материал (вре менные серии спектрограмм), представляющий собой основу для анализа пространственно-временных характеристик бегущих волн в пятнах. Дается общее представление о принципах функционирования приборов этого типа и актуальных проблемах, требующих решения. Подробно обсуждается устрой ство разработанного спектрополяриметра, предназначенного для измерения лучевых скоростей и продольного магнитного поля с помощью эффекта Зее мана. В приборе осуществлена идея пространственной модуляции анализиру емого излучения, при этом не требуется изменений в оптической схеме спек трографа, и, что важно, можно обойтись одним фотоприемником. Появляется возможность осуществить разные режимы работы одним прибором (магни тограф, Стокс-метр, лямбда-метр), не прибегая к радикальным изменениям в оптической и электронной схемах. Описывается последовательность дей ствий, в которой вычисляются карты магнитного поля и лучевых скоростей.

Приводятся основные формулы для расчета соответствующих физических величин. Обсуждается вопрос оценки шумов и реальной точности получа емых магнитограмм, при использовании низкоскоростной астрономической ПЗС-матрицы.

В главе так же уделено внимание программному пакету для анализа спек трополяриметрических данных. Принципиальной особенностью спектраль ного анализа при помощи ЭВМ является необходимость наличия возмож ности вмешаться в процесс обработки данных на любом этапе выполнения задачи. Программный пакет решает задачу построения пространственных и пространственно-временных диаграмм лучевой скорости, продольного маг нитного поля и интенсивности излучения. При этом учитывается специфика оптических схем, при которых были получены спектрограммы. Еще одной за дачей является анализ полученных диаграмм выделение колебаний опре деленной частоты и измерение их свойств (амплитуды скорости, простран ственной локализации, скорости распространения волн и т.п.). В параграфе обосновывается выбор языка программирования, на котором реализован па кет (Interactive Data Language). Важным этапом при редукционной обработке данных является так называемая “коррекция за плоское поле” учет неоди наковой чувствительности элементов ПЗС матрицы к интенсивности реги стрируемого излучения. Сложность процедуры восстановления кадра плос кого поля при работе со спектрографом состоит в том, что необходимо полу чить подходящую серию спектрограмм с помощью имеющегося оптического тракта телескопа. В ином случае утратится информация об интерференции и других эффектах, возникающих на узлах оптической системы, а так же может измениться освещенность поверхности фотодетектора и длина волны излучения. Последние обстоятельства немаловажны, так как чувствитель ность элементов матрицы зависит от частоты электромагнитного излучения, а зависимость регистрируемой интенсивности света от “загрязненности” фо тодетектора может быть нелинейной. Предложенная методика коррекции за плоское поле с использованием вейвлет-фильтрации поясняется на примере реальных серий спектрограмм.

Вторая глава представляет собой обзор проведенных ранее исследова ний колебаний в солнечных пятнах, освещает основные идеи, предложенные различными исследователями для объяснения их природы. Обсуждаются со временные экспериментальные сведения и обозначены актуальные направле ния для дальнейших исследований.

О распространяющихся волнах в пятнах известно давно, но их происхож дение остается открытым вопросом. Последнее во многом связано с отсут ствием надежных оценок некоторых важных свойств этих явлений. Анализ, проведенный различными исследователями, приводит к разным выводам в вопросе о природе колебаний. Актуальная задача – выявить пути, каким об разом методики анализа, наблюдений и их интерпретаций приводят к расхож дениям. Одним из важных пунктов при ее решении является накопление на блюдательного материала. Недостаток данных с подходящим временным раз решением отчасти является причиной, почему далеко не все из проводивших ся ранее исследований ставили целью детальное изучение таких параметров волнового процесса как скорость распространения и пространственная лока лизация. При этой проблеме существует не менее важная методическая.

Колебания, наблюдаемые на Солнце, имеют широкий частотный диапазон, и при их исследовании всегда возникает вопрос об идентификации: наблюда ются свойства одного или нескольких процессов? Последнее в значительной степени определяет успех дальнейшего понимания природы движения сол нечной плазмы.

Третья глава диссертации посвящена исследованию пространственно временных характеристик колебательных процессов в хромосфере солнечных пятен, описываются наблюдательный материал и методика анализа, обсуж даются результаты в контексте работ, выполненных другими авторами.

В первом параграфе главы описывается методика, по которой были полу чены серии спектрограмм на горизонтальном солнечном телескопе Саянской Солнечной Обсерватории. В работе использовались данные 2002, 2004 и годов. Всего была проанализирована 21 временная серия для 11 солнечных пятен. Время каждой серии составляет около одного часа, при каденции 0.2– секунд. За счет используемого метода возможны одновременные наблюдения продольного магнитного поля, лучевой скорости и интенсивности в линии Fe I и лучевой скорости и интенсивности в линии H.

Второй параграф дает сведения об использовавшемся методе частотной фильтрации для анализа свойств колебательных процессов. Суть ее состоит в том, что при обратном вейвлет преобразовании исходного сигнала учитыва ются (фильтруются) только выбранные периоды колебаний (временные мас штабы), и, соответственно, в восстановленном сигнале будут присутствовать только они. Для фильтрации сигнала лучевой скорости и интенсивности в качестве базисной функции использовался вейвлет Морле шестого порядка.

Именно частотная фильтрация дает возможность обнаружить цуговый ха рактер распространяющихся волн, а так же измерить скорость распростра нения волнового фронта и пространственную длину волны. Методы, осно ванные на классическом Фурье преобразовании, в данном случае труднопри менимы, поскольку упомянутые выше характеристики волнового процесса зависят от времени.

Третий параграф посвящен характерным особенностям, которые слу жат признаками распространяющихся волновых движений в наблюдатель ных данных. Как известно, трехминутные колебания лучевой скорости в хро мосфере пятна представляют собой обычное явление для большинства пятен.

Однако четко отличимые бегущие волны встречаются не часто. При подбо ре соответствующего масштаба пространственно-временных диаграмм луче вых скоростей, бегущие волны выглядят как наклоненные полосы, причем по их наклону к горизонтальной оси можно судить о скорости распростране ния волн: чем больше наклон, тем ниже скорость распространения;

и наобо рот, чем меньше наклон, тем выше скорость распространения. В случае стоя чих волн на диаграмме присутствуют горизонтальные полосы. Если распро страняющийся волновой фронт симметричен, то картина будет представлять собой “шеврон” (см. рис. 1а). В полученных наблюдательных данных шев ронные структуры обычно появляются цугами, состоящими из двух-четырех колебаний. В часовой временной серии может быть два-три таких цуга. В некоторых сериях они отсутствуют вообще. Термины “шеврон” и “шеврон ные структуры”, употребляемые в данной работе, относятся исключительно к пространственно-временным диаграммам лучевой скорости и интенсивно сти, полученным для фиксированного положения входной щели спектрогра фа (на серии фильтрограмм, представленной как фильм, процесс распро странения волны выглядит иначе: концентрические полосы, идущие от тени к периферии пятна). На достаточно обширном наблюдательном материале было показано, что шевронные структуры на полутоновых диаграммах луче вой скорости являются надежным индикатором распространяющихся волн в солнечной атмосфере.

В четвертом параграфе представлено исследование характеристик основ ных волновых мод в хромосфере пятна: их пространственной локализации и горизонтальной скорости распространения.

В ходе анализа данных было выявлено, что распространяющиеся в пятне трехминутные колебания локализованы в тени и не проникают в полутень, тогда как бегущие волны с пятиминутным периодом, возникая в тени, про слеживаются вплоть до внешней границы полутени. Как показано в работе, принципиальным для анализа пространственной локализации бегущих волн, а так же для измерения их скорости распространения, является использова ние методов частотной фильтрации. Последние предоставляют возможность выделить интересующую частоту колебания и достоверно измерить харак теристики процесса. Для отчетливого выделения бегущих волн полутени на пространственно-временных диаграммах, нужно устранить из сигнала часто ты выше 4.5 мГц (трехминутные колебания в тени) и ниже 2 мГц (осцилля ции потока Эвершеда во внешней полутени). После такой фильтрации на диаграмме отчетливо видны колебания с пятиминутным периодом. Именно пятиминутная мода показывает четко выраженный процесс распространения волн в полутени пятна, таким образом, разумно ее и считать основной модой бегущих волн полутени.

Диаграммы распределения мощности лучевой скорости показывают сложную структуру. Трехминутные колебания локализованы в центральной части тени пятна, тогда как пятиминутные колебания наблюдаются как в тени, так и в полутени, и даже за пределами пятна. Времення локализация а отфильтрованных мод четко демонстрирует, что трехминутные и пятими нутные колебания могут и появляться совместно, и происходить в различные моменты времени, а их максимумы мощности не совпадают. Прямая взаи мосвязь между ними не прослеживается. Этим не подтверждаются выводы других авторов о том, что распространяющиеся пятиминутные колебания в полутени могут являться простым продолжением трехминутных колеба ний в тени. Мощность трехминутных колебаний резко падает за внутренней границей полутени, что так же не свидетельствует в пользу гипотезы о пря мой связи между трехминутными колебаниями в тени и бегущими волнами полутени. Пространственная локализация трехминутных “шевронов” обычно совпадает с продольной составляющей магнитного поля.

Проекция скорости распространения волн на плоскость, перпендикуляр ную лучу зрения, может быть определена из анализа положения и формы “шеврона”, а так же по фазовой задержке между колебаниями двух простран ственных элементов. Измеренные значения для 11 солнечных пятен (21 вре менная серия) более чем в два раза превышают общепринятую величину, и этот факт ставит новые вопросы о природе наблюдаемого явления. Как вид но на примере рис. 2, фазовая скорость, определенная по временной задержке между колебаниями двух пространственных элементов, является высокой и равна 60 км/с (принимается, что 1 соответствует 725 км на Солнце). Схожее значение получено и по оценке наклона “шеврона” (рис. 1б). Скорость распро -1.7 +1.7 -0.3 +0. км/ км/ мя, мин ы мя, мин ы 2.8 мин.

58 c.

0 5'' 14'' V 62 км/ V 60 км/ ) а) Рис. 1. К определению фазовой скорости волны. Фрагмент пространственно-временной диаграммы лучевой скорости для пятна а) NOAA 791, трехминутный период, выделенный с помощью вейвлет фильтрации;

б) NOAA 661, пятиминутный период, выделенный с помощью вейвлет фильтрации. Черные области соответствуют подъему вещества, белые – опусканию 0. л ч ая ко о ь, км/ 17'' 0. 0. -0. 7'' -0. 0 10 20 30 мя, мин ы Рис. 2. Фазовая задержка между колебаниями в двух пространственных точках пятна NOAA 661 (7 и 17 от центра тени). Пятиминутный период выделен с помощью вейвлет фильтрации странения волны остается постоянной по мере движения от тени к периферии пятна: наклоны “шевронов” на диаграммах мало меняются со временем.

В пятом и шестом параграфах показано, что наблюдаемые в предыду щих исследованиях эффекты понижения частоты и скорости распростране ния волн в атмосфере пятна являются следствием совместного действия раз ных частотных мод и исчезают при введении частотной фильтрации. Рас сматриваются два сценария для объяснения наблюдаемых колебательных движений. Пространственная локализация волновых процессов и высокие скорости распространения плохо согласуются с общепринятым объяснением – физической волной, распространяющейся из тени к периферии пятна (сцена рий “trans-sunspot wave”), – и не противоречат той точке зрения, что явление представляет собой иллюзорную картину, появляющуюся в результате фа зовой задержки между волнами, распространяющимися вверх в атмосфере пятна (сценарий “visual pattern”).

В заключении сформулированы основные выводы диссертационной работы, которые базируются на данных, полученных с помощью созданно го спектрополяриметра. Результаты проведенного исследования пополняют наши знания о природе колебательных процессов в солнечных объектах со сложной топологией магнитного поля и расширяют основу для создания тео рий, объясняющих обмен энергией между различными слоями солнечной атмосферы. Принципы, лежащие в основе разработанного спектрополяри метрического прибора и методик анализа данных, могут использоваться для спектрального анализа на других инструментах.

Основные положения диссертации отражены в следующих работах:

[1] Kobanov N. I., Kolobov D. Y., Makarchik D. V. Umbral Three-Minute Oscillations and Running Penumbral Waves // Sol. Phys.. 2006.

November. Vol. 238. Pp. 231–244.

[2] Kolobov D. Y., Kobanov N. I., Grigoryev V. M. Dierent modes for spectropolarimetric measurements // IAU Symp. 233: Waves & Oscillations In The Solar Atmosphere: Heating And Magneto-Seismology / Ed. by V. Bothmer, A. A. Hady. 2006. Pp. 447–448.

[3] Кобанов Н. И., Григорьев В. М., Колобов Д. Ю. Способ получения маг нитограмм солнечной поверхности. Патент 2280880 РФ. МПК G01V 1/00.

// БИ. 2006. №21.

[4] Колобов Д. Ю., Кобанов Н. И. Опыт применения ферроэлектрических жидких кристаллов в спектрополяриметрических исследованиях Солн ца // Труды Байкал. молодеж. шк. по фундам. физике (БШФФ-2004).

2004. С. 191–193.

[5] Колобов Д. Ю., Кобанов Н. И. Распространяющиеся волны в хромосфере солнечных пятен // Солнечно-земная физика. 2006. Т. 9. С. 151– 154.

[6] Колобов Д. Ю., Кобанов Н. И., Бородин А. Н. Стенд для исследования электрооптических фазовых модуляторов // Труды Байкал. молодеж. шк.

по фундам. физике (БШФФ-2003). 2003. С. 143–145.



 

Похожие работы:





 
2013 www.netess.ru - «Бесплатная библиотека авторефератов кандидатских и докторских диссертаций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.