НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Гопасюк Ольга Степанівна

УДК 523.98

СТРУКТУРА МАГНІТНОГО ПОЛЯ АКТИВНИХ ОБЛАСТЕЙ

ТА РУХИ ПЛАЗМИ В ТІНІ ПЛЯМ НА СОНЦІ

Спеціальність 01.03.03 – геліофізика і фізика Сонячної системи

А В Т О Р Е Ф Е Р А Т

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Київ – 2001

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в Кримській Астрофізичній Обсерваторії Міністерства освіти і науки України, Крим

Науковий керівник:

доктор фізико-математичних наук, академік НАН України

СТЕШЕНКО МИКОЛА ВОЛОДИМИРОВИЧ,

Кримська астрофізична обсерваторія, директор

Офіційні опоненти:

доктор фізико-математичних наук, член-кореспондент НАН України

КОСТИК РОМАН ІВАНОВИЧ,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

завідуючий відділом фізики Сонця

кандидат фізико-математичних наук

ЛОЗИЦЬКИЙ ВСЕВОЛОД ГРИГОРОВИЧ,

Астрономічна обсерваторія Київського національного університету ім. Т.Г. Шевченка,

старший науковий співробітник

Провідна установа:

Астрономічна обсерваторія Харківського національного університету ім. В.Н. Каразіна, м. Харків

Захист відбудеться “ 25 ” травня 2001 р. на засіданні Спеціалізованої вченої ради Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії Національної Академії Наук України (ГАО НАНУ, Голосіїв, Київ-127, 03680), початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитись у бібліотеці Головної астрономічної обсерваторії НАНУ (ГАО НАНУ, Голосіїв, Київ-127, 03680).

Автореферат розісланий “ 20 ” квітня 2001 р.

Вчений секретар

Спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Гусєва Н.Г.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Вступ. Сонце – рядова зірка. Його потік випромінювання у видимій області (інтегральний потік) з точністю до часток відсотка є постійним. Однак з переходом в ультрафіолетову і рентгенівську області спектра потік сонячного випромінювання міняється з циклом активності від десятків відсотків в ультрафіолеті до 3 – 7 порядків у рентгені. Не залишається постійною й інтенсивність корпускулярних потоків: густина плазми і швидкість її вищі в роки максимуму активності, зростає інтенсивність сонячних космічних променів. Змінність випромінювання, що спостерігається, визначається структурою і динамікою сонячних магнітних полів і нестаціонарними процесами, що протікають у них, (спалахами, "вусами", яскравими рентгенівськими точками, викидами плазми й ін.).

Удосконалення техніки спостережень і методів досліджень розширює наше розуміння процесів, що приводять до концентрації магнітного поля на поверхні Сонця й утворення активних областей. Процеси еволюції активних областей, як правило, протікають непередбачено: одні магнітні структури міняються дуже швидко, а інші – протягом тривалого часу залишаються практично незмінними. Особливо стійкими є одиночні плями. Саме в тіні одиночних плям рух плазми і зв'язок рухів плазми з магнітним полем потребують детального аналізу.

Актуальність роботи. Різноманітність впливу Сонця на Землю і навколоземний простір пов'язана з нестаціонарними процесами, джерелом енергії яких є енергія магнітного поля струмів, що течуть в атмосфері Сонця. Вивчення сонячного магнетизму сприяє розвитку багатьох важливих областей знань. Тому вивчення структури і динаміки магнітного поля і електричних струмів, а також фізичних процесів у нестаціонарних явищах має не тільки наукове, але і велике прикладне значення.

Розуміння природи сонячної активності потребує всебічного вивчення фізичних процесів в активних областях Сонця. Дослідження структури магнітного поля і руху плазми дозволяють з'ясувати динаміку і енергетику сонячних активних областей і, в остаточному підсумку, наблизитися до розуміння причин сонячної активності. Це, у свою чергу, дасть можливість прогнозувати сонячну активність і її земні прояви.

Основними носіями магнітного поля є плями. З розвитком магнітної гідродинаміки і нашого розуміння сонячної активності більш важливою стає значимість з'ясування причин стійкості і розпаду плям. Дослідження структури магнітного поля і рухів плазми в самих плямах, безсумнівно, сприяє розумінню цих обставин.

Зв’язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Робота виконана згідно наукових планів Кримської астрофізичної обсерваторії по темі 1.8.4.1.2 “Крупномасштабные и локальные магнитные поля и поля скоростей. Дифференциальное вращение” 1.87.0003063 в рамках проектів “Индукция” і “Поток” лабораторії Фізики Сонця. Результати робіт за участю дисертанта були основними в щорічних звітах (1995 – 2000 рр.) по виконанню планів науково – дослідницьких робіт за проектами “Индукция” і “Поток”.

Мета і задачі дослідження. Метою роботи є визначення структури магнітного поля в активних областях і в тіні ізольованих плям, поля швидкостей і зв'язку рухів плазми з магнітними полями на різних рівнях над тінню одиночних плям. Основою для досягнення цієї мети послужили дані спостережень: 1) променевої складової магнітного поля у фотосфері і хромосфері активних областей, 2) вектора магнітного поля у фотосфері активних областей і 3) променевих складових магнітного поля у фотосфері і променевих швидкостей у фотосфері, області температурного мінімуму і в хромосфері над тінню одиночних плям.

Для досягнення мети необхідно:

1. Розробити метод аналізу даних одночасних спостережень повздовжнього магнітного поля у фотосфері і хромосфері активних областей і установити характер структури магнітного поля у хромосфері активних областей.

2. З'ясувати вплив структури магнітного поля плям у фотосфері на його зміну з висотою.

3. Створити метод обчислення всіх трьох складових векторів магнітного поля і швидкості по їхній повздовжній складовій у тіні одиночних плям.

4. Визначити структуру магнітного поля у фотосфері у тіні одиночних плям на основі всіх трьох складових вектора магнітного поля.

5. Встановити характер поля вектора швидкості у фотосфері, хромосфері і в області температурного мінімуму над тінню одиночних плям.

6. Обчислити кути між вектором магнітного поля у фотосфері і векторами швидкості в фотосфері, хромосфері і області температурного мінімуму. На основі даних обчислень визначити характерні закономірності зв'язку рухів плазми з магнітним полем у тіні одиночних плям.

Наукова новизна одержаних результатів:

1. Розроблено метод дослідження структури магнітного поля у хромосфері активної області по одночасним спостереженням повздовжньої складової поля у фотосфері і хромосфері. Застосування методу дало можливість вперше встановити відміну структури магнітного поля у хромосфері активної області від структури поля потенційної моделі для напруженостей більше 5 мТл. По різниці між спостереженим і потенційним полями обчислено азимутальний і вертикальний електричні струми в хромосфері над плямами.

2. Вперше встановлено, що магнітне поле в хромосфері активної області з напруженістю більшою, ніж 15 мТл, є безсиловим і складається з потенційного поля і поля струмів. Це стало новим підходом до розуміння структури безсилового магнітного поля. Раніше вважалося, що напруженість безсилового магнітного поля цілком визначається струмами, які течуть в області поля.

3. Вперше встановлено, що величина вертикального градієнту спостереженого поля тим менше, чим сильніше закручені силові лінії магнітного поля плями в фотосфері. Це є однією з причин великих розходжень в величинах вертикальних градієнтів поля, отриманих різними дослідниками.

4. Розроблено метод визначення з високою точністю усіх трьох складових вектора магнітного поля і вектора швидкості в одиночних плямах по променевій складовій цих векторів.

5. За даними спостережень променевої складової вперше визначено вертикальні градієнти магнітного поля, кут розбіжності силових ліній, крок спіралі силових ліній поля і вертикальний електричний струм у фотосфері над плямами.

6. Вперше встановлено із спостережень, що крок спіралі силових ліній магнітного поля в фотосфері над тінню одиночних плям зменшується з переходом до периферії тіні. Згідно попередніх теоретичних досліджень магнітне поле з осьовою симетрією, крок спіралі силових ліній якого змінюється з радіусом є стійким відносно конвективних перестановок окремих магнітних джгутів. Це дає можливість зрозуміти причину стійкості магнітних структур плям – основних носіїв магнітного поля на Сонці.

7. Вперше обчислені кути між вектором магнітного поля в фотосфері і векторами швидкості в фотосфері, області температурного мінімуму і хромосфері, досліджено зв'язок рухів плазми на цих висотах з фотосферним магнітним полем в тіні одиночних плям. У фотосфері над тінню одиночних плям, де магнітне поле переважно вертикальне, рухи плазми спрямовані головним чином поперек магнітного поля. В хромосфері над центральною частиною тіні плям, розміром 14000 км, рухи плазми спрямовані нагору переважно уздовж магнітного поля. Рухи плазми, характерні для рухів Евершеда в хромосфері над півтінню, починаються в периферійній частині тіні плями (розмір тіні плями в середньому складав ~25000 км), де вже відбувається втікання речовини в пляму уздовж похилих силових ліній поля. Перехід від характерних рухів у фотосфері до рухів, характерних для хромосфери, відбувається поблизу температурного мінімуму. В області температурного мінімуму поле швидкостей складається з окремих елементів із зустрічним напрямком рухів. Встановлено, що потокові рухи в хромосфері над тінню плями не є прямим продовженням потокових рухів у фотосфері в тіні плями. В попередніх дослідженнях основна увага приділялась зв’язку рухів плазми з магнітним полем в півтіні плям, де магнітне поле і рухи плазми, головним чином, горизонтальні.

Практичне значення одержаних результатів:

1. Разроблений метод дослідження структури магнітного поля в хромосфері активної області, який базується на порівнянні спостереженого повздовжнього поля з повздовжнім полем потенційної моделі і фотосферним полем дає можливість визначити вертикальну й азимутальну складові магнітного поля і обчислювати електричні струми в хромосфері. Дані про електричні струми є важливими в дослідженні нестаціонарних явищ в активних областях.

2. Метод обчислення всіх трьох складових вектора магнітного поля і вектора швидкості по спостереженням їх променевої складової і обчислення електричних струмів та кроку спіралі силових ліній в ізольованих плямах застосовуються в дослідженнях стійкості плазмових структур з сильним магнітним полем.

3. Отримані результати зв’язку рухів плазми з магнітним полем в тіні плям використовуються в дослідженні процесів, які приводять до формування рухів та прискорень плазми в сильних магнітних полях.

Результати дисертаційної роботи використовуються в Кримській астрофізичній обсерваторії при вивченні нестаціонарних явищ в активних областях на Сонці (щорічні звіти з 1995 р. по 2000 р. за проектами “Индукция” і “Поток”). Вони також можуть бути використані установами, де проводяться дослідження сонячної активності.

Особистий внесок дисертанта. Роботи [1, 2] виконані автором самостійно. У роботах [4 – 6] автором створено програми і проведено первинну обробку матеріалів спостережень. Вона брала участь у створенні методики досліджень, обговоренні результатів та написанні статтей. У роботі [7] автором виконана обробка даних спостережень. Автор брала участь у розробці методу обчислення всіх трьох складових вектора магнітного поля і вектора швидкостей за їх повздовжнім складовим. Нею створено комплекс програм для проведення обчислень за розробленими методами, вона брала участь в обговоренні отриманих результатів і написанні статті. У роботі [10] автор брала участь в обговоренні методики досліджень, проведенні розрахунків вертикальних градієнтів магнітного поля, обговоренні результатів та написанні статті.

Автором написані самостійно тези двох доповідей [3, 9]. Вона приймала участь в обговоренні тезисів [8].

Апробація роботи. Основні результати досліджень, що ввійшли в дисертацію, доповідались на наукових семінарах лабораторії фізики Сонця Кримської астрофізичної обсерваторії (КрАО); міжнародній конференції, присвяченій 50-річчю КрАО (Научний, 1995); з'їздах Української астрономічної асоціації (Київ, 1995, 1997); симпозіумі по фізиці іонізованих газів SPIG 18 (Котр, Югославія, 1996); семінарі відділу фізики Сонця Національного дослідного інституту астрономії і геофізики Єгипту (Каїр, Єгипет, 1996); міжнародних конференціях по фізиці Сонця (Научний, 1998, 1999); на з'їзді JENAM-2000 (Москва, 2000); міжнародній конференції ”Сонце у максимумі активності і сонячно-зіркові аналогії” (ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург, 2000).

Публікації. Основні результати дисертації викладено у десяти роботах: статтей в наукових журналах – сім та тезисів доповідей – три.

Структура та об’єм дисертації. Дисертація складається з вступу, чотирьох розділів, висновків і списку цитованої літератури. Загальний обсяг дисертації складає 148 сторінок і включає 118 сторінок тексту, 17 малюнків, 10 таблиць та списку цитованої літератури з 189 найменувань, розташованих за абеткою. Матеріали спостережень, використані у дисертаційній роботі, були отримани співробітниками КрАО.

ЗМІСТ РОБОТИ

У Вступі обгрунтована актуальність проблеми, виділено зв’язок роботи з науковими програмами, сформульовано мету та задачі роботи, вказана наукова новизна та практичне значення отриманих результатів, особистий внесок здобувача в наукові роботи, що опубліковані в співавторстві, апробація результатів, а також список робіт, що включені до дисертації.

В Розділі 1 дано огляд літератури: з техніки і методики вимірювання магнітних полів і променевих швидкостей на Сонці; з досліджень магнітних полів і рухів плазми в активних областях і в одиночних плямах. Проведено критичний аналіз проблем і виділені ті положеня, які були недостатньо вивчені або виявились поза полем зору дослідників.

Дослідження виділених проблем проведено в наступних розділах на основі даних спостережень. Точність, з якою отримані спостереження, а також всі обчислення свідчать про високу достовірність отриманих результатів.

Розділ 2 присвячений вивченню структури магнітного поля в хромосфері активних областей.

Дослідження виконані за даними 13 серій реєстрації повздовжнього магнітного поля чотирьох активних областей (АО), одночасно проведених у фотосферній FeI 525.3 нм і хромосферній H лініях на подвійному магнітографі КрАО.

За даними спостережень проведено дослідження розходжень структур виміряних магнітних полів в хромосфері і фотосфері. Метод досліджень полягає в слідуючому. На парних картах поля кожної полярності ізолініями фіксованої напруженості фотосферного поля виділялося 7 зон. Набір взятих ізоліній охоплював весь діапазон напруженостей поля в АО. Положення цих ізоліній переносились на карти магнітного поля в хромосфері. В кожній зоні визначалася зміна середніх за площею зони значень повздовжніх складових поля у хромосфері і фотосфері H||(H)/H||(525.3) в залежності від sin ( – геліоцентричний кут центру АО). Встановлено, що в порівнянні з фотосферою в хромосфері на самій зовнішній периферії магнітних структур (з H||(525.3) 10 мТл) існує концентрація слабких полів. Вона пов'язана з загальною розбіжністю силових ліній поля з висотою. Більш сильні поля показують, що відносно фотосферного поперечне поле в хромосфері зменшується значно швидше. Чим сильніше поле, тим його нахил в хромосфері менший порівняно з фотосферним полем.

Коротко викладено метод розрахунку потенційного поля за даними повздовжньої складової поля, спостереженого в фотосфері, на підставі рішення задачі Неймана. Обчислення потенційного поля проведені з кроком 0.25 уздовж променя зору в інтервалі висот 0" – 6". На підставі методу зміни відношення середніх напруженостей в зоні від sin проаналізовано зміну потенційного поля з висотою. Встановлено закономірності зміни його структури з величиною напруженості.

Проведено порівняння поля, спостереженого в хромосфері (H), з полем потенційної моделі. Для кожної серії спостережень підбиралася своя структура потенційного поля, яка відносилась до визначеної висоти над рівнем утворення лінії FeI 525.3 нм. Ця висота приймалася за різницю висот між рівнями утворення ліній FeI 525.3 нм і H. Підбір структури потенційного поля проводився на підставі максимуму коефіцієнта кореляції між полем, що спостерігалося в H, і потенційним полем. Максимальна величина коефіцієнта кореляції змінювалась від 0.97 до 0.87. Визначена таким чином різниця висот утворення ліній FeI 525.3 нм і H в середньому добре узгоджується з даними обчислень на підставі рішення рівняння переносу випромінювання.

На підібрані карти потенційного і хромосферного полів переносились виділені ізолінії фотосферного поля і обчислювались відношення середніх напруженостей в зонах спостереженого в H поля до поля потенційної моделі. Визначалася зміна цих відношень в залежності від sin. Визначено середні по площі зон вертикальна і поперечна складові спостереженого в хромосфері магнітного поля. Встановлено, що слабкі поля, що спостерігаються в H, мають більший нахил, ніж, якби вони були потенційними. З ростом напруженості розходження в нахилі спостереженого і потенційного полів зменшується. При напруженості H||(525.3) > 15.0 мТл поле, спостережене в H, є менш нахиленим у порівнянні з потенційним полем. Характер відмінності поля, що спостерігається, від потенційного поля означає, що в хромосфері течуть електричні струми. Магнітне поле в хромосфері є безсиловим полем. Воно складається з потенційного і струмового магнітних полів. Це новий крок до розуміння структури безсилового магнітного поля.

На підставі розходжень спостереженого в H поля і підібраного до нього потенційного поля були обчислені вертикальний і азимутальний електричні струми, що течуть в окремих структурах магнітного поля в хромосфері над плямами. Середня величина вертикального струму в магнітних структурах діаметром 18000 км склала 2.41012 А із середньою щільністю 8.8103 А/км2 і азимутального струму — 1.11011 А.

У Розділі 3 проведено дослідження структури магнітного поля в плямах на рівні фотосфери.

Матеріал спостережень включає:

1. 6 записів повного вектора магнітного поля в лінії FeI 525.0 нм двох АО на векторі-магнітографі КрАО.

2. 42 реєстрації повздовжнього магнітного поля і яскравості в лінії FeI 525.3 нм на подвійному магнітографі КрАО в чотирьох одиночних плямах.

У першій частині розділу проведено порівняння структур спостереженого поперечного поля з обчисленим для фотосфери потенційним поперечним полем і визначені вертикальні градієнти обох магнітних полів за їхніми поперечними складовими і умовою . Величини вертикальних градієнтів обох полів збільшуються з ростом напруженості вертикального поля. У плямах середні значення вертикальних градієнтів спостереженого поля склали -0.018 -0.021 мТл/км, а потенційного — -0.042 -0.048 мТл/км.

Встановлено, що величина вертикального градієнта спостереженого поля в плямах тим менше, чим сильніше закручені силові лінії поля плями у фотосфері. З цим є зв’язана одна з причин великого розходження у величинах вертикальних градієнтів поля, отриманих різними дослідниками.

У другій частині розділу викладено метод обчислення всіх трьох складових вектора магнітного поля за даними спостережень повздовжньої складової поля в одиночних плямах. Метод заснований на припущенні осьової симетрії магнітного поля. Для кожної серії спостережень проведено обчислення всіх трьох складових вектора магнітного поля в центральній (яскравість у лінії FeI 525.3 нм I 0.5) і периферійній (кільцевій, 0.5 < I 0.7) зонах тіні одиночних плям.

Досліджено розподіл магнітного поля у фотосфері в тіні плям. Встановлено закономірності в структурі поля і її зміну з переходом плями до краю сонячного диска.

Описано метод визначення в тіні плями середніх по площі вертикальних градієнтів поля за радіальною (уздовж радіуса плями) складовою поля для випадку осьової симетрії. Величини вертикальних градієнтів поля в тіні плями дорівнюють 0.03 мТл/км для центральної зони тіні, діаметром ~14000 км, і 0.02 мТл/км для кільцевої зони (діаметр усієї тіні в середньому 25000 км). Отримані значення градієнтів поля узгоджуються з результатами обчислень вертикальних градієнтів поля за спостереженим поперечним магнітним полем. Визначено кут розбіжності силових ліній поля в тіні плями з висотою. Він дорівнював в середньому 30 для центральної зони і в межах 30 – 54 для кільцевої зони тіні. Значення кутів узгоджуються з величиною вертикальних градієнтів поля в тіні плями. Визначено крок спіралі силових ліній магнітного поля в тіні плями. Виявилося, що він змінюється з віддаленням від центра плями. В центральній зоні тіні крок спіралі в 1.36 рази більше, ніж у периферійній зоні. Зміна кроку спіралі силових ліній магнітного поля з віддаленням від центра плями свідчить про те, що плями, основні носії магнітного поля, є стійкі утворення.

Наявність азимутальної складової магнітного поля в одиночних плямах говорить про те, що уздовж їхньої магнітної осі тече електричний струм. Величина вертикального струму на рівні фотосфери, обчисленого за азимутальною складовою магнітного поля, склала 2.51012 А із середньою густиною 1.6104 А/км2 для центральної зони і 5.81012 А із середньою густиною 1.2104 А/км2 для всієї тіні плями.

Розділ 4 присвячений дослідженню поля швидкостей і його зв'язку з магнітним полем у тіні одиночних плям на рівні фотосфери, хромосфери і області температурного мінімуму.

Променеві швидкості, повздовжні магнітні поля і яскравості у фотосферній лінії FeI 525.3 нм (42 записи) і одночасно з ними променеві швидкості в чотирьох спектральних лініях: фотосферній лінії FeI 512.4 нм (8 записів), у лініях FeI 527.0 нм (11 записів) і MgI 517.3 нм (9 записів), що утворюються поблизу температурного мінімуму, і в хромосферній лінії H (11 записів) у чотирьох одиночних плямах були виміряні на подвійному магнітографі КрАО.

За результатами спостережень обчислено всі три складові вектора швидкості на трьох рівнях. Обчислено кути між векторами швидкості на трьох рівнях і вектором магнітного поля в фотосфері.

На рівні фотосфери основною складовою вектора щвидкості є радіальна (вздовж радіуса плями) складова, і її середня величина в центральній зоні тіні плями дорівнює 1.2 км/с, а в периферійній – понад 2 км/с. Вертикальна складова має напрямок вниз і величину біля 0.4 км/с для центральної і приблизно 0.3 км/с для периферійної зони. Середня величина модуля кута в центральній зоні тіні плями складає 71 і в периферійній зоні 64. Це означає, що рухи плазми в фотосфері спрямовані переважно поперек магнітного поля і вниз. Менше значення кута в периферійній зоні є наслідком того, що магнітне поле в ній має більший нахил.

У фотосфері швидкості зменшуються в 1.55 раза при переході від спостережень в FeI 525.3 нм до спостережень в лінії FeI 512.4 нм, півширина якої приблизно на 35 більше.

На висоті формування FeI 527.0 нм і MgI 517.3 нм (інтенсивність Роуланда в плямі відповідно дорівнює 10 і 22) поле швидкостей в тіні плями складається з окремих елементів, що мають зустрічний напрямок рухів. Величина складових швидкості на цій висоті в 3 – 5 разів менше, ніж в фотосфері. За даними вимірювань в лінії MgI 517.3 нм вертикальна складова направлена наверх. Плазма в обох зонах рухається переважно поперек магнітного поля.

В хромосфері над центральною зоною тіні плями основною є вертикальна складова, яка направлена уверх і має величину біля 0.7 км/с, а над периферійною зоною – радіальна складова, яка має негативний знак і її середня величина складає 0.4 км/с. Середні значення модуля кута в центральній зоні тіні плями ~26° і в периферійній зоні ~33°. Це означає, що в тіні плями потокові рухи плазми в хромосфері спрямовані, головним чином, уздовж магнітного поля. В центральній зоні плазма рухається над тінню догори переважно уздовж розбіжного з висотою магнітного поля, а в кільцевій зоні втікає в пляму уздовж похилих силових ліній поля. Виявилося, що периферійна зона – це та область, де починають виявлятися рухи, характерні для рухів Евершеда у хромосфері над півтінню плями.

Перехід від рухів, характерних для фотосфери, до рухів, характерних для хромосфери над тінню плями, відбувається в тонкому шарі, що розташований безпосередньо над висотою формування лінії FeI 527.0 нм. Потокові рухи в хромосфері над тінню плями не є прямим продовженням потокових рухів у фотосфері над тінню плями.

У Висновках сформульовані основні результати дисертації.

ВИСНОВКИ

1. Розроблено метод для дослідження структури магнітного поля в активній області на основі одночасних спостережень повздовжньої складової магнітного поля у фотосфері і хромосфері.

·

·

·

·

2. Вивчення структури магнітного поля у фотосфері в плямах.

·

·

·

·

3. Вивчення рухів плазми і їхнього зв'язку з магнітним полем на трьох рівнях над тінню одиночних плям. За спостереженнями променевої швидкості обчислені всі три складові вектора швидкості в центральній і периферійній зонах тіні плям. Обчислено кути між векторами магнітного поля і швидкості.

·

·

·

·

·

ПУБЛІКАЦІЇ ЗА ТЕМОЮ ДИСЕРТАЦІЇ

1. Гопасюк О.С. Движения плазмы в магнитном поле солнечного пятна. II. Наблюдения в линии H // Кинематика и физика небес. тел. – 1999. – 15, N 5. – С. 413 – 420.

2. Гопасюк О.С. Движения плазмы над тенью солнечного пятна вблизи уровня фотосфера – хромосфера. Структура магнитного поля // Кинематика и физика небес. тел. – 2000. – 16, N 3. – С. 230 – 240.

3. Гопасюк О.С. Движения плазмы над пятном в хромосфере // Сборник тезисов докладов Междунар. конф. "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии". - Санкт-Петербург (Россия). – 2000. – С. 25 – 26.

4. Гопасюк С.И., Ганджа С.И., Гопасюк О.С., Тарасова Т.Н., Шаховская А.Н. Сравнение наблюдаемой и вычисленной для потенциальной модели структур магнитного поля двух активных областей // Кинематика и физика небес. тел.–1997.–13, N 1. – С. 50 – 59.

5. Гопасюк С.И., Ганджа С.И., Гопасюк О.С., Тарасова Т.Н. , Шаховская А.Н. Структура магнитного поля активных областей в хромосфере. Наблюдения в линиях H и FeI 525.35 нм // Кинематика и физика небес. тел. – 1997. – 13, N 2. – C. 21 –31.

6. Гопасюк С.И., Ганджа С.И., Гопасюк О.С., Шаховская А.Н. О структуре магнитного поля в хромосфере активной области Солнца // Кинематика и физика небес. тел.– 1998, – 14, N 2. – С. 109 – 118.

7. Гопасюк С.И., Гопасюк О.С. Движения плазмы в магнитном поле солнечного пятна. I. Наблюдения по фотосферным линиям // Кинематика и физика небес. тел. – 1998. – 14, N 5. – С. 389 – 400.

8. Гопасюк С.И., Гопасюк О.С., Тарасова Т.Н., Шаховская А.Н. Вертикальные градиенты напряженности магнитного поля //Изв. Крым. астрофиз. обсерватории.–1998.–94.–С. 141 – 143.

9. Gopasyuk O.S. Plasma motions above a sunspot in the chromosphere // Abstracts JENAM-2000. - Moscow (Russia) – 2000. – P. 120.

10. Gopasyuk S.I., Gopasyuk O.S., Tarasova T.N., and Shakhovskaya A.N. Vertical gradients of the magnetic fields in active regions // Solar Phys. – 1996. – 168, N 1. – P. 65 – 74.

АНОТАЦІЯ

Гопасюк О.С. структура магнітного поля активних областей та рухи плазми в тіні плям на Сонці. – Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізико - математичних наук за фахом 01.03.03 – геліофізика і фізика Сонячної системи. Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2001.

Захищається 10 наукових праць, що містять результати дослідження структур магнітного поля і поля швидкостей в активних областях Сонця на різних рівнях атмосфери.

Створено метод дослідження структури магнітного поля на основі одночасних спостережень у хромосфері і фотосфері повздовжнього магнітного поля. На підставі цього методу показано, що магнітне поле в хромосфері є безсиловим і складається з потенційного і токового магнітних полів. Визначено вертикальні і азимутальні електричні струми в хромосфері активної області і вертикальний електричний струм в фотосфері в тіні одиночних плям. Визначено вертикальні градієнти магнітного поля за значеннями повного вектора і повздовжньої складової магнітного поля. Встановлено, що величина вертикального градієнта залежить від закрученості силових ліній поля плями у фотосфері. Створено метод визначення всіх трьох складових вектора магнітного поля і вектора швидкостей за значеннями їх повздовжньої складової. Визначено кути між векторами швидкості і магнітного поля. Встановлено характер руху плазми в магнітному полі в тіні одиночних плям на рівні фотосфери, хромосфери і в області температурного мінімуму.

Ключові слова: Сонце, активні області, магнітні поля, рухи плазми, електричні струми.

АННОТАЦИЯ

Гопасюк О.С. Структура магнитного поля активных областей и движения плазмы в тени пятен на Солнце. Рукопись.

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.03 – гелиофизика и физика солнечной системы. – Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, г. Киев, 2001.

Защищается 10 научных работ, которые содержат результаты исследований структур магнитного поля и поля скоростей в активных областях на разных уровнях атмосферы Солнца.

Для исследования структуры магнитного поля в фотосфере и хромосфере активных областей по наблюдениям продольной составляющей был разработан метод, основанный на изменении отношений напряженностей продольного магнитного поля в хромосфере к фотосферному продольному полю и к вычисленному потенциальному магнитному полю в зависимости от sin ( – гелиоцентрический угол центра АО). Применение этого метода позволило установить по 13 сериям наблюдений четырех АО различие структур магнитных полей, измеренных в фотосфере и хромосфере во всем диапазоне напряженностей. Потенциальное поле подбиралось к наблюденному хромосферному полю для каждой записи по максимуму коэффициента корреляции между обеими структурами поля.

Установлены различия структур наблюдаемого поля в хромосфере и подобранного к нему потенциального поля. По установленному различию наблюдаемого продольного поля в хромосфере и подобранного к нему потенциального поля определены величины вертикального и азимутального электрических токов в магнитных структурах в хромосфере над пятнами. Величина токов составила: вертикального Jz2.41012 А и азимутального J1.11011 А. Показано, что в хромосфере магнитное поле является бессиловым полем, состоящим из потенциального и токового магнитных полей.

Изучение структуры магнитного поля в фотосфере над пятнами проведено по наблюдениям в линии FeI 525.0 нм полного вектора магнитного поля двух АО и в линии FeI 525.3 нм продольного поля и яркости в четырех одиночных пятнах. По полному вектору наблюдаемого и потенциального полей вычислены вертикальные градиенты наблюдаемого и потенциального магнитных полей в магнитных холмах и пятнах. В больших пятнах, вертикальные градиенты наблюдаемого поля составили -0.018 -0.021 мТл/км, что примерно в два раза меньше величины градиентов потенциального поля. Выявлено, что величина вертикального градиента наблюдаемого поля в пятнах тем меньше, чем сильнее закручены силовые линии поля пятна в фотосфере.

Разработан метод, с помощью которого были вычислены все три составляющие вектора магнитного поля по наблюдаемой продольной составляющей поля в одиночных пятнах. По данным всех трех составляющих вектора магнитного поля в тени четырех одиночных пятен на уровне фотосферы (42 регистрации) определены вертикальные градиенты магнитного поля, угол расхождения и шаг спирали силовых линий поля и вертикальные электрические токи. Полученные значения вертикальных градиентов поля хорошо согласуются с теми, которые были вычислены на основании наблюдений полного вектора поля и соответствуют углу расхождения силовых линий. Шаг спирали силовых линий поля в центральной части тени пятна в среднем по четырем пятнам примерно в 1.36 раза больше, чем в периферийной ее части. Магнитное поле, шаг спирали силовых линий которого зависит от радиуса, является устойчивым по отношению к конвективным перестановкам отдельных магнитных жгутов и способствует устойчивости пятна. Величина вертикального электрического тока составила в центральной зоне тени пятна Jz 2.5 1012 А, а во всей тени Jz 5.8 1012 А со средней плотностью тока по сечению 1.6 104 А/км2 и 1.2 104 А/км2 соответственно.

Изучение движений плазмы и их связи с магнитным полем было проведено на основании наблюдений лучевых скоростей в пяти спектральных линиях: фотосферных линиях FeI 525.3 нм и FeI 512.4 нм, в линиях FeI 527.0 нм и MgI 517.3 нм, образующихся вблизи температурного минимума, и в хромосферной линии H, продольного магнитного поля и яркости в линии FeI 525.3 нм в четырех одиночных пятнах. По наблюдениям лучевой скорости восстановлены все три составляющие вектора скорости во внутренней и внешней зонах тени пятна. По каждой записи вычислен модуль угла между векторами магнитного поля и скорости.

На уровне фотосферы основной составляющей вектора скорости является радиальная (вдоль радиуса пятна) составляющая, средняя ее величина в центральной зоне тени пятна равна 1.2 км/с, а в периферийной – около 2 км/с. Вертикальная составляющая направлена вниз и имеет величину около 0.4 км/с для центральной и 0.3 км/с в перифериной зонах. Средняя величина модуля угла в центральной зоне равен 71 и в периферийной 64. Это означает, что движения плазмы в фотосфере направлены, главным образом, поперек магнитного поля и вниз. Уменьшение угла в периферийной зоне обусловлено бoльшим наклоном магнитного поля. В фотосфере скорости уменьшаются в 1.55 раза при переходе от наблюдений в FeI 525.3 нм к наблюдениям в линии FeI 512.4 нм, полуширина которой на 35 больше. На высоте формирования FeI 527.0 нм (интенсивность Роуланда в пятне 10) и MgI 517.3 нм (интенсивность Роуланда 22) поле скоростей в тени пятна состоит из отдельных элементов со встречным направлением движений. Величина составляющих скорости на этой высоте в 3 – 5 раз меньше, чем в фотосфере. Вертикальная составляющая по измерения в линии MgI 517.3 нм направлена вверх. Плазма в обеих зонах движется преимущественно поперек магнитного поля.

В хромосфере над центральной зоной тени пятна основной является вертикальная составляющая, которая направлена вверх со средней величиной ~0.7 км/с. Над периферийной зоной – радиальная составляющая имеет отрицательный знак и ее средняя величина ~0.4 км/с. Средние значения модуля угла в центральной зоне тени пятна ~26° и в периферийной зоне ~33°. Это указывает на то, что в тени пятна потоковые движения плазмы в хромосфере направлены, главным образом, вдоль магнитного поля. В ценральной зоне плазма движется вверх, вдоль расходящегося с высотой магнитного поля, а в кольцевой зоне втекает в пятно вдоль наклонных силовых линий поля. Периферийная зона – это та область, где начинают проявляться движения, характерные для движений Эвершеда в хромосфере над полутенью пятна.

Переход от движени, характерных для движений в фотосфере, к движениям, характерным для хромосферы над тенью пятна, происходит в слое, который находится непосредственно над высотой формирования линии FeI 527.0 нм. Потоковые движения в хромосфере над тенью пятна не являются прямым продолжением потоковых движений в фотосфере над тенью пятна.

Ключевые слова: Солнце, активные области,