НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Чорногор Світлана Миколаївна

УДК 523.985.3

СТАН НИЗЬКОТЕМПЕРАТУРНИХ ШАРІВ

В СОНЯЧНИХ СПАЛАХОВИХ ПЕТЛЯХ

01.03.03 - Геліофізика і фізика Сонячної системи

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

КИЇВ-2004

Дисертацією є рукопис

Робота виконана в Головній астрономічній обсерваторії Національної академії наук України, м. Київ

Науковий керівник: кандидат фізико-математичних наук

Алікаєва Кармія Віталіївна,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

старший науковий співробітник

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук

Цап Теодор Теодорович,

НДІ “Кримська астрофізична обсерваторія”

Міністерства освіти і науки України,

старший науковий співробітник

кандидат фізико-математичних наук

Кришталь Олександр Нектарович,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

старший науковий співробітник

Провідна установа: НДІ астрономії Харківського національного університету

імені В. Н. Каразіна Міністерства освіти і науки України,

м. Харків.

Захист відбудеться 16 квітня 2004 р. на засіданні спеціалізованої вченої ради

Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитися в бібліотеці ГАО НАНУ за адресою:

ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 27 лютого 2004 р.

Вчений секретар

спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І. Е.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Актуальність теми. Спалах - це найбільш потужний процес, що виникає в атмосфері Сонця. До цього часу природа сонячних спалахів до кінця не з’ясована. Модель сонячного спалаху повинна пояснити по можливості увесь комплекс явищ, що супроводжують спалах, виявити природу такого потужного джерела енергії, що може бути вивільнена в результаті деяких фізичних процесів протягом спалаху, і знайти механізм вивільнення цієї енергії.

Більшість моделей сонячних спалахів та корональних викидів припускають, що ці явища виникають шляхом вивільнення магнітної енергії, що накопичується в струмових шарах у короні. Тому ці моделі часто називають накопичувальними. В інших моделях припускається, що першопричина спалахів знаходиться у фотосфері і навіть в підфотосферних шарах. Крім того, існують, так звані, комбіновані моделі, в яких процеси у фотосфері на ранній стадії виникнення спалаху або до його початку розглядаються в якості першопричини підйому магнітних петель у корону та їхнє подальше швидке перез’єднання з великомасштабним полем у короні, що і призводить до вибухового вивільнення енергії, тобто до спалаху.

Сучасні уявлення про сонячні спалахи безперечно свідчать, що в спалаховому процесі задіяні всі шари сонячної атмосфери, в тому числі і фотосфера [13-17]. Це необхідно враховувати при побудові гідродинамічних моделей спалахів. На жаль, при теоретичному моделюванні атмосферного відгуку, як правило, діапазон висот обмежується знизу хромосферою [18, 19]. Таким чином, фотосферні шари залишаються поза розглядом. Реальні моделі спалахів повинні базуватися на комплексі спостережень, які охоплюють:

· різні структурні елементи (вершини спалахових петель, їхні основи, спалахові стрічки, міжстрічковий простір);

· всі рівні спалахової атмосфери від корони до основи фотосфери;

· всі стадії розвитку спалаху, включно з передспалаховою.

Ці спостереження можуть підтверджувати або спростовувати вже існуючі моделі спалахів та допомогти створенню реальних гідродинамічних моделей сонячних спалахів із врахуванням усіх компонент атмосфери.

Зв’язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Дисертаційна робота виконана у відділі фізики Сонця Головної астрономічної обсерваторії Національної Академіїї Наук України згідно з планами робіт за науковою темою № 167 “Довгоперіодичні варіації глобальних характеристик Сонця”.

Мета і задачі дослідження. Головною метою дисертаційної роботи є виявлення особливостей поля променевих швидкостей та фізичних умов у фотосфері та хромосфері Сонця перед та під час спалахів різної потужності на основі аналізу профілів фраунгоферових ліній в спектрах активних ділянок на Сонці. Для досягнення цієї мети використані спектральні та фільтрові (в лінії Н) спостереження, які проводились на п. Терскол, де за умов відмінної прозорості та практично повної відсутності тремтіння зображення в спектрах сонячних спалахів вдається просторово розділити емісійні деталі розміром до 1-2” [20]. Це дає можливість дослідити окремі ділянки спалахових Н-петель у процесі розвитку спалахів.

Основні задачі дисертації такі:

1.

2.

3.

4.

5.

Наукова новизна одержаних результатів. В процесі виконання роботи вперше отримані наступні наукові результати:

1.

2.

3.

4.

5.

6.

Практичне значення одержаних результатів. Проведені в дисертації дослідження поля променевих швидкостей та побудова напівемпіричних моделей атмосфери для різних стадій спалахів з урахуванням їхньої просторової структури сприяють глибшому розумінню механізмів утворення спалахів.

Отримані в роботі результати можна використати для створення теорій сонячних спалахів, що враховують процеси у нижніх шарах атмосфери, розрахунків напівемпіричних фотосферних моделей передспалахових флокулів та експериментального тестування існуючих теоретичних положень.

Для отримання повної інформації про процеси, що призводять до спалахів, важливими є дослідження передспалахового стану нижніх шарів атмосфери активних ділянок, що може мати прогностичне значення.

Особистий внесок здобувача. Здобувач брав активну участь у виконанні всіх наукових робіт, опублікованих за темою дисертації.

Самостійно проведено дослідження впливу висотного градієнту променевої швидкості на асиметрію фраунгоферових ліній [3]. В усіх роботах, виконаних у співавторстві [1, 2, 4 – 12], дисертантом виконаний такий обсяг робіт:

-

-

-

-

Подальший аналіз та інтерпретація результатів обчислень променевих швидкостей та моделей, а також підготовка публікацій та доповідей виконувалися спільно з Алікаєвою К. В.

Апробація результатів дисертації. Результати досліджень, що включені до дисертації, були представлені на семінарах відділу фізики Сонця, зір та галактик Головної астрономічної обсерваторії НАН України, а також на таких конференціях:

-

-

-

-

-

-

-

-

-

Публікації. Основні результати, викладені в дисертації, опубліковано у 6 рецензованих наукових журналах [1 – 6], одному препрінті [7] та 5 матеріалах конференцій [8 – 12].

Структура та обсяг дисертації. Дисертаційна робота складається з вступу, чотирьох розділів, висновків та списку використаних літературних джерел із 185 найменувань. Обсяг дисертації складає 132 сторінки, 27 рисунків, 5 таблиць.

ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі роботи дається загальна характеристика роботи, обгрунтована актуальність теми дисертації, cформульовані мета і задачі дослідження, наукова новизна та практичне значення отриманих результатів, наводяться дані про публікації, апробації роботи, структуру та обсяг дисертації.

Розділ 1. Особливості низькотемпературних шарів сонячних спалахів: стан проблеми. Перший розділ містить огляд літератури за темою дисертації. Основна увага приділена спектральним дослідженням низькотемпературних (хромосфера та фотосфера) шарів сонячних спалахів. Це зумовлено тим, що дослідження останніх двох десятиріч показали, що спалахові процеси охоплюють всі шари сонячної атмосфери активної ділянки, включно з фотосферою.

Вивчення доплерівських зсувів та асиметрії спектральних ліній є ключем до розуміння динамічних процесів у спалахах, особливо перед та під час спалахів.

На основі результатів досліджень різних авторів можна зробити висновок, що явище спалаху в початковій фазі супроводжується підйомом речовини на всіх рівнях від фотосфери до корони. Переважання висхідних рухів починається у фотосфері раніше, ніж у більш високих шарах, за декілька годин до спалаху. В низькотемпературній частині спалаху характер та напрямок руху змінюється в імпульсній фазі, тоді як у високотемпературній частині рухи плазми вгору можуть продовжуватися і після максимума спалаху.

Викладено результати моделювання низькотемпературної спалахової плазми. Висновки про відмінність фізичних умов на різних рівнях атмосфери в спалахах, що отримані на основі однорідних та квазіоднорідних моделей, логічно призвели до необхідності побудови моделі спалахової області, яка реально відображала б усю сукупність спостережних особливостей спалаху, його гарячих та холодних частин. Існує два підхода до вирішення цієї складної задачі – теоретичний (синтетичний) та напівемпіричний.

Теоретична модель спалахової атмосфери є результатом розв’язку системи рівнянь, в яку входять рівняння енергетичного балансу, гідростатичної рівноваги, руху, неперервності, статистичної рівноваги, перенесення випромінювання в лініях і континуумі та ін. В напівемпіричному підході при моделюванні фізичних умов у спалахах вихідним матеріалом є спектральні спостереження. Розподіл температури, густини, променевих швидкостей та інших параметрів з висотою підбирається методом спроб та помилок до найкращого узгодження зі спостереженнями.

В роботі [19] був досліджений відгук сонячної хромосфери на спалахове нагрівання потоком нетеплових електронів. Розв’язавши рівняння гідродинаміки та променевого переносу, автори цієї роботи представили один із аспектів отриманих результатів – явище хромосферного випаровування.

Автори [25], використовуючи Н-профілі, що спостерігалися для двох спалахів, створили серію напівемпіричних моделей з хромосферною конденсацією. Згідно з [19] хромосферна конденсація може бути приблизно описана фронтом ударної хвилі, що розповсюджується вниз.

В усіх попередніх роботах діапазон висот обмежувався знизу хромосферою або областю температурного мінімума. Таким чином, фотосфера залишалася за межами розгляду. Динамічна картина відгуку всієї атмосфери, включно з фотосферою, теоретично розглянута Нагаі та Емслі [26]. Ними виконане моделювання низькотемпературної та високотемпературної частин спалахової петлі для різних моментів імпульсної фази.

Дослідження фраунгоферова спектра під час спалахів свідчать про зміни стану фотосферної речовини впритул до основи фотосфери [13-17]. Крім того, у фотосфері в зв’язку зі спалахами відбуваються зміни поля швидкостей і магнітного поля [27-32]. Сукупність усіх даних говорить про те, що процеси у фотосфері - складова частина загального спалахового процесу. Але, на жаль, про стан спалахової фотосфери, особливо її глибоких шарів, відомо дуже мало.

Розділ 2. Спектральний матеріал, його обробка та асиметрія фраунгоферових ліній. В цьому розділі описана методика спостережень та обробки спектрального матеріалу. Спостереження виконувалися на п. Терскол, де за умов відмінної прозорості та практично повної відсутності тремтіння зображення в спектрах сонячних спалахів вдається просторово розділити емісійні деталі розміром до 1-2”. Було виявлено, що форма профілів Н-лінії відрізняються для різних ділянок петель. Для верхньої частини петель характерною є емісія в ядрі лінії Н, яка при переході до основи петель змінюється на емісію з поглинанням у центрі Н.

Променеві швидкості знаходилися за доплерівським зміщенням лінії Н та фраунгоферових ліній відносно декількох телуричних ліній. Променеві швидкості визначені для різних моментів перед та під час спалахів та для різних фотометричних розрізів з урахуванням поправки за обертання Землі навколо своєї вісі та обертання навколо Сонця, поправки за обертання Сонця та гравітаційний зсув, а також поправки за диференційне обертання хромосферної та фотосферної плазми. Середньоквадратична помилка визначення швидкості руху хромосферної речовини за лінією Н складає 200 м/с. У фотосфері ця помилка не перевищує 100 м/с.

Також було досліджено вплив висотного градієнту швидкостей на профілі фраунгоферових ліній. Загальною рисою досліджень асиметрії ліній було те, що червона асиметрія трактувалася як перевага низхідних рухів речовини, а блакитна – висхідних. Але в [25] на основі моделювання хромосферної частини спалахів показано, що хромосферна конденсація, яка рухається вниз із корони, може бути причиною як червоної, так і блакитної асиметрії лінії Н в залежності від параметрів конденсації. Тому було проаналізовано вплив на асиметрію та зсув фраунгоферових ліній висотного градієнту швидкостей. Виявлено, що лише поєднання даних про асиметрію та зсуви ліній дозволяє зробити висновок як про напрямок руху речовини, так і про характер зміни величини променевих швидкостей з висотою в фотосфері. Якщо швидкості збільшуються з висотою в фотосфері, то при висхідних рухах синій зсув лінії супроводжується червоною асиметрією, а при низхідних – навпаки.

Розділ 3. Променеві швидкості перед та під час спалахів. Третій розділ присвячений визначенню та аналізу променевих швидкостей руху речовини в різних шарах спалахової фотосфери та в хромосфері на рівні утворення ядра лінії Н перед спалахами різних балів та під час слабкого sf/C5.0 2 серпня 1990 р. та потужного 1b/M2.2 3 вересня 1990 р. спалахів. Для визначення променевих швидкостей у фотосфері використовувалися фраунгоферові лінії, які охоплюють верхній та середній шари фотосфери (190 – 450 км) та вільні від впливу далеких крил Н.

Перед спалахами. Були використані спектри чотирьох флокулів перед спалахами 1n/M1.0, sn/C6.7, sf/C2.8, sf/C2.2 у період від 1 години до 20 хвилин до початку спалахів. Одночасно з фотографуванням спектрів проводилася зйомка Н-зображень активних ділянок на відеокамеру. Ототожнення положень щілини спектрографа на Сонці перед спалахами з положеннями власне спалахів здійснювалося з використанням кадрів Н-зображень, нанесення положень щілини спектрографа на координатну сітку та порівняння цих положень з даними Solar Geophysical Data про спалахи.

На основі даних GOES про рентгенівське випромінювання виявлено, що в розглянутих інтервалах часу всім спалахам в Н передують короткотривалі слабкі сплески рентгенівського випромінювання без помітних проявів у Н-випромінюванні. Помічено, що існує залежність між інтенсивністю рентгенівських сплесків та наступних спалахів у Н. Крім того, на всіх спектрограмах в лінії Н були помітні викиди речовини із сусідніх з флокулами ділянок. Швидкості підйому та опускання хромосферної речовини перед спалахом 1n досягають 150 км/с, а перед субспалахами – в межах 20-70 км/с.

Аналіз спектрів передспалахових флокулів дозволив виявити деякі особливості фотосферно-хромосферного поля променевих швидкостей перед спалахами. Основні висновки зводяться до наступного:

· В усіх спостережних випадках менше, ніж за 40 хв. перед спалахом у спектрі виникають нахилені емісійні деталі (на більш ранній стадії вони відсутні). Нахилений характер спектру зумовлений зміною променевої швидкості вздовж Н-петлі в межах від –10 км/с до 10 км/с. В літературі нахилені спектри відзначені лише в спалахах [21, 22]. Наші спостереження свідчать, що нахилені Н-спектри можуть з’являтися і перед спалахами як результат виходу спіральних магнітних петель з наближенням початку спалаху.

· Перед спалахом 1n емісія в лінії Н спостерігалася у вигляді двох нахилених перехресних деталей, що відповідають Н-петлям, між якими відбувся перерозподіл швидкостей як в хромосфері, так і фотосфері за 21 хв. до спалаху. Це вказує на тісний зв’язок процесів на хромосферному і фотосферному рівнях і може свідчити про можливе перез’єднання в нижніх шарах сонячної атмосфери на передспалаховій стадії.

· На фотосферному рівні в усіх випадках переважає підйом речовини в інтервалі менше 40 хв. до початку спалахів. З наближенням до початку спалаху ділянка висхідних рухів у фотосфері розширилася і швидкості збільшилися.

· В передспалахових флокулах променеві швидкості в хромосфері та фотосфері суттєво відрізняються від швидкості в сусідніх з флокулом ділянках. Проведено порівняння отриманих нами променевих швидкостей по лініях Fe I з результатами визначення променевих швидкостей по абсолютних зсувах спектральних ліній нейтрального заліза в спокійній атмосфері Сонця і в активних ділянках, представлених у роботі [33]. Згідно з [33] в активних ділянках фіолетові зсуви ліній відповідають швидкостям, що не перевищують 700 м/с. Передспалахові швидкості значно перевищують ці значення (від -1 до -3 км/с).

· Характер розподілу променевих швидкостей з висотою в фотосфері відображає наявність неоднорідностей швидкості з розмірами в декілька десятків км. Це може бути наслідком розповсюдження поздовжньо-поперечних МГД хвиль у результаті збурення на рівні основи фотосфери, як випливає із [34]. Цей процес супроводжує підйом магнітних петель перед спалахами.

Отримані результати дозволяють експериментально підтвердити важливу роль фотосфери на передспалаховій стадії як сполучної ланки між процесами на підфотосферному рівні з подальшими спалаховими проявами в хромосфері та короні.

Для отримання повної інформації про процеси, що призводять до спалахів, необхідні подальші дослідження передспалахового стану нижніх шарів атмосфери активних ділянок, що може мати прогностичне значення.

Слабкий імпульсний спалах. Спалах спостерігався у вигляді декількох невеликих Н-петель поблизу плями-лідера. Ці петлі розвивалися несинхронно. На щілину спектрографа потрапляли східні гілки двох петель включно з ділянками поблизу їхніх вершин та однієї з основ. Серії профілів Н вздовж петлі свідчать про різницю форми профілів. Емісія в ядрі Н, що геометрично відповідає верхній частині спалахової петлі, трансформується в профілі з центральним поглинанням біля основи петлі. В кінці спалаху, який співпав з початком нового більш потужного рентгенівського сплеску, спостерігалися нахилені спектри Н.

Променеві швидкості визначалися для кількох моментів імпульсної та головної фази спалаху та для різних ділянок спалахової петлі. Під час слабкого спалаху висхідні рухи хромосферної речовини зі швидкістю 6 км/с, які пов’язані з підйомом петлі, виявлені лише в максимумі імпульсної фази і лише у вершині петлі. Відразу після максимума відбувається зміна знаку променевої швидкості у вершині петлі, що свідчить про припинення підйому петлі. В основі петлі спостерігалися лише низхідні рухи речовини в хромосфері та фотосфері на усіх стадіях розвитку спалаху. Швидкість опускання речовини в імпульсній фазі збільшується з висотою, і ці зміни швидкості в хромосфері та фотосфері відбуваються синхронно.

Потужний спалах. Спалах виник поблизу складної плями з декількома ядрами S-полярності з вкрапленнями N-полярності. Шляхом співставлення магнітограми активної ділянки та Н-зображень спалаху встановлено, що первинний осередок в Н виник у вигляді декількох петель, основи яких розташовувалися по обидва боки від лінії розділу полярностей. Розвиток спалаху відбувався за таким сценарієм: а) місця найбільшого світіння Н-петель зміщалися вздовж аркади над нейтральною лінією, огинаючи окремі супергрануляційні комірки; б) більш ранні спалахові осередки поступово затухали; в) на кінцевій стадії розповсюдження спалахового процесу зупинилося на межі великої супергранули, частково заповнюючи її; г) в кінці спалаху окремі петлі було видно поблизу межі сітки; д) збільшення площі та яскравості спалаху свідчить про те, що відбувається нагрів не лише в самих петлях, але й речовини, що їх оточуює.

На щілину спектрографа проектувалися дві петлі, що були найбільш яскравими в первинному осередку спалаху, які відслідковувалися на протязі усього спалаху. Н-профілі у цьому спалахові мають однакові особливості з профілями в слабкому спалахові: різна форма профілів для різних ділянок петель та наявність нахиленої емісії в спектрі на початку кожного рентгенівського сплеску.

Максимум в Н і рентгені в 09:44 UT співпадає з максимумом інтенсивності першої петлі, а максимум в 09:47 UT – з максимумом другої петлі. Відстань між петлями складає ~20000 км, що відповідає розмірам супергранул. Оцінки показують, що в максимумі 09:47 UT збудження розповсюджувалося горизонтально від однієї петлі до іншої зі швідкістю ~300 км/с. Це може бути наслідком розповсюдження поперечних швидких мод хвиль [35, 36]. Протягом спалаху в кожній петлі відбувалися коливання яскравості з періодом близько 3 хв. В обох петлях зміни інтенсивності лінії Н відбуваються синхронно у вершинах та основах, причому інтенсивність в основах більша.

З аналізу даних про магнітне поле та рентгенівське випромінювання, спектральних та фільтрових Н-спостережень під час цього спалаху можна зробити висновок, що потужний довготривалий спалах потрібно розглядати як послідовність елементарних спалахів вздовж аркади петель [37]. Деякі властивості Н-петель тотожні характеристикам SXR петель, відомим за численими публікаціями [36, 38, 39 та ін.]. До них, зокрема, належать: а) розташування системи Н-петель вздовж меж супергранул; б) послідовне збудження петель в аркаді; в) практично одночасне посилення інтенсивності в рентгені, у вершинах та основах Н-петель; г) основи Н-петель завжди яскравіші, ніж вершини.

При дослідженні поля швидкостей на хромосферному та фотосферному рівнях у двох петлях у цьому спалахові отримано наступні результати. На хромосферному рівні в першій петлі, яка пов’язана з первинним енерговиділенням, протягом усього спалаху відбувається підйом речовини, при цьому швидкості в основі були менші за значенням (1-2 км/с), ніж у вершині (2-4 км/с). В іншій петлі переважає опускання речовини, і лише перед та під час другого максимума спалаху спостерігається підйом у верхній частині петлі зі швидкістю до 1 км/с. Максимальні швидкості підйому речовини спостерігаються ближче до вершини чи в середній частині петель. В обох петлях абсолютне значення швидкості більше перед максимумами спалахів SXR та Н-інтенсивності.

На трьох фотосферних рівнях (190-210 км, 230-270 км та 345 км) зміни швидкості за значенням та знаком проходять синхронно та з меншим періодом (~1-2 хвил.), ніж в хромосфері (~3 хвил.). Розподіл швидкостей з висотою якісно відповідає теоретичним розрахункам вертикальної компоненти швидкості МГД хвилі вздовж магнітної трубки [34]. На початку фази рентгенівських спалахів висхідні рухи зафіксовані в петлях як на хромосферному, так і фотосферному рівнях. В максимумах спалахів напрямок рухів змінюється, і на всіх рівнях переважають низхідні рухи речовини. З розподілу швидкостей з висотою випливає наявність у фотосфері неоднорідностей з розмірами в декілька десятків км, що зберігають свою структуру в період від мінімуму до максимуму спалахів.

Розташування аркади спалахових Н-петель вздовж меж супергранул над нейтральною лінією магнітного поля активної ділянки вказує на зв’язок процесів у хромосфері та фотосфері. В той же час синхронність пояскравінь у рентгені та Н-петлях є наслідком магнітних перез’єднань у верхніх шарах атмосфери активної ділянки. Якщо в початковій фазі рентгенівського сплеску важливу роль відіграють процеси, що пов’язані з виходом магнітної трубки з підфотосферних шарів, то в максимумі сплеску вивільнення енергії у верхній атмосфері призводить до утворення конденсації, що рухається в більш низькі шари атмосфери. Це і призводить до спостережуваної картини рухів на фотосферному та хромосферному рівнях.

Розділ 4. Напівемпіричні моделі спалахів. Напівемпіричні моделі фотосферних шарів слабкого спалаху 2 серпня 1990 р. були побудовані у вигляді розподілів температури, концентрації атомів водню, електронної концентрації, променевої швидкості в залежності від оптичної товщини для декількох моментів спостережень в імпульсній фазі спалаху. При моделюванні використовувалися фраунгоферові лінії, які утворюються в інтервалі висот від 200 до 435 км. Отримані моделі свідчать, що в імпульсній фазі по всій товщині фотосфери виникають неоднорідності температури та густини. Ці неоднорідності являють собою відносно вузькі перегріті шари. Перевищення температури відносно моделі незбуреного флокула VAL-F досягає 1000 К. Концентрації атомів водню та електронів змінюються в межах двох порядків. Неоднорідності поступово зміщуються вглиб фотосфери зі швидкостями 2.37-3.64 км/с і дисипують. Це вказує на те, що в імпульсній фазі спалаху збурення розповсюджується з області перез’єднання у верхніх шарах атмосфери активної ділянки та проникає до середньої фотосфери, а можливо і до більш глибоких шарів.

Було виконано моделювання фізичних умов у хромосфері та фотосфері для двох Н-петель під час яскравого спалаху 1b/М2.2 3 вересня 1990 р. Виявилося, що пояснити емісію в лінії Н тільки змінами фізичних умов у хромосфері неможливо, оскільки нагрів у фотосфері суттєво впливає на формування крил профілів Н. Тому використовувалися багатокомпонентні моделі, які описують хромосферну та фотосферну частину. Результати моделювання показали, що має місце зсув межі перехідного шару вглиб атмосфери та наявність нагрітої області у фотосфері.

У першій петлі в максимумі інтенсивності в Н та рентгені перехідний шар змістився до 1000 км в основі петлі та до 1300 км у її вершині. В основі петлі на рівні фотосфери нагріта до 7000 К область простяглася в інтервалі висот від 200 до 500 км.

Пояскравіння другої петлі співпало з наступним рентгенівським сплеском. На початку сплеску та в максимумі перехідний шар змістився до 1300-1400 км. Відмінність фотосферних моделей від моделей першої петлі полягає в більшій протяжності прогрітої області. Прогрітою виявилася практично уся фотосфера. У порівнянні з моделями спалаху sf прогрів фотосферної частини петель у спалахові 1b значно більший.

Дослідження фраунгоферова спектру під час спалахів свідчить про зміни стану фотосферної речовини впритул до основи фотосфери. Крім того, виявлена первинна роль фотосфери перед спалахами та в їхній початковій стадії.

У висновках сформульовані основні результати дисертаційної роботи.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ТА ВИСНОВКИ

У дисертації викладені результати дослідження поля швидкостей спалахової ділянки та фізичних умов у низькотемпературних шарах атмосфери Сонця перед та під час спалахів різної потужності. Для цього було проведено аналіз профілів фраунгоферових ліній та лінії Н в спектрах активних ділянок на Сонці на основі спостережного матеріалу, отриманого на п. Терскол. Дослідження окремих ділянок спалахових Н-петель в процесі розвитку спалахів дозволило виявити, що для верхньої частини петель характерною є емісія в ядрі лінії Н, яка при переході до основи петель змінюється на емісію з поглинанням у центрі Н.

Базуючись на аналізі даних про магнітне поле, рентгенівське випромінювання, спектральні та фільтрові Н-спостереження перед та під час спалахів, можна зробити висновки:

· Спалахам передують сплески рентгенівського випромінювання, які не супроводжуються помітними проявами в Н-випромінюванні. Виявлено існування залежності між інтенсивністю рентгенівських сплесків і наступних спалахів у Н.

· Лише за 40 хв. і менше перед спалахом та на початку рентгенівських сплесків у спалахах у спектрі Н виникають нахилені емісійні деталі як результат виходу спіральних магнітних петель.

· Потужний довготривалий спалах потрібно розглядати як послідовність елементарних спалахів вздовж аркади петель.

· Деякі властивості Н-петель тотожні характеристикам SXR петель: а) розташування системи Н-петель вздовж меж супергранул; б) послідовне збудження петель в аркаді; в) практично одночасне посилення інтенсивності в рентгені, у вершинах та основах Н-петель; г) основи Н-петель завжди яскравіші, ніж вершини.

З отриманих даних про променеві швидкості випливає наступна загальна картина рухів речовини на фотосферно-хромосферному рівні в спалаховій ділянці:

· В інтервалі від 1 години до 20 хвилин до спалахів у фотосфері спостерігається підйом речовини. В хромосфері в цей час також переважають висхідні рухи. Виняток становить лише найслабкіший спалах, перед яким у хромосфері зафіксовані додатні швидкості.

Перерозподіл променевих швидкостей як у хромосфері, так і фотосфері, який спостерігався перед спалахом 1n, може свідчити про можливе перез’єднання в нижніх шарах сонячної атмосфери на передспалаховій стадії.

· В імпульсній фазі спалахів підйом речовини продовжується, але лише у вершинах спалахових петель. В той же час в основах петель переважає опускання речовини як на хромосферному, так і фотосферному рівнях. Винятком є петля в потужному спалахові, що пов’язана з первинним енерговиділенням. Для неї характерний підйом у хромосфері протягом усього спалаху.

· В головній фазі спалахів як у вершинах, так і в основах петель спостерігаються лише низхідні рухи на хромосферному та фотосферному рівнях.

Таким чином, на різних стадіях розвитку спалахів можуть діяти різні фактори, які зумовлюють викладені вище особливості рухів у низькотемпературних шарах спалахової атмосфери. Перед спалахами та на їхньому початку важливу роль відіграють процеси, що пов’язані з виходом магнітної трубки з підфотосферних шарів. На цьому етапі можливі слабкі

перез’єднання на фотосферному рівні, вихід МГД хвиль та ін. В імпульсній фазі перез’єднання у верхній атмосфері активної ділянки призводить до утворення конденсації, що рухається в більш низькі шари. Пов’язане з нею збурення може охоплювати і фотосферу.

На основі моделювання фізичних умов у імпульсній фазі слабкого спалаху у фотосфері виявлені неоднорідності температури, густини та інших параметрів. Ці неоднорідності являють собою вузькі прогріті та охолоджені відносно моделі флокула VAL-F шари. Розподіл концентрації атомів водню з глибиною представляє собою чергування шарів підвищеної та пониженої густини. Шари з неоднорідностями поступово зміщуються вглиб фотосфери, де з часом дисипують.

Моделювання фізичних умов у хромосфері та фотосфері для двох Н-петель під час потужного спалаху показало, що пояснити емісію в лінії Н тільки змінами фізичних умов в хромосфері неможливо, оскільки нагрів в фотосфері суттєво впливає на формування крил профілів Н. Тому використовувалися багатокомпонентні моделі, які описують хромосферну та фотосферну частину. Особливістю отриманих моделей є зсув межі перехідного шару вглиб атмосфери та наявність нагрітої області у фотосфері.

Результати дослідження променевих швидкостей у спалахових ділянках та напівемпіричні моделі спалахів свідчать на користь моделей магнітного перез’єднання. Найбільш реальними представляються моделі, що припускають слабкі перез’єднання дрібномасштабних магнітних структур на фотосферному рівні на ранній стадії спалахів. Ці перез’єднання розглядаються як фактор, що призводить до швидких вибухових перез’єднань на корональному рівні. Підйом вершин Н-петель у початковій фазі спалахів пов’язаний з первинними процесами у фотосфері, а низхідні потоки в головній фазі – наслідок конденсації або хвильового процесу, що розповсюджується вниз із місця в верхній атмосфері, де сталося перез’єднання.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ДИСЕРТАЦІЇ ОПУБЛІКОВАНІ В РОБОТАХ:

1. Аликаева К. В.,Чорногор С. Н. Состояние хромосферного и фотосферного вещества слабой вспышки. І. Лучевые скорости // Кинематика и физика небес. тел. – 2000. – Т. 16, № 6. – С. 541 – 551.

2. Чорногор С. Н., Аликаева К. В. Состояние хромосферного и фотосферного вещества слабой вспышки. ІІ. Полуэмпирические фотосферные модели // Кинематика и физика небес. тел. – 2001. – Т. 17, № 2. – С. 113 – 120.

3. Чорногор С. Н. Влияние высотного градиента скоростей на профили фраунгоферовых линий // Кинематика и физика небес. тел. – 2001. – Т. 17, № 4. – С. 357 – 364.

4. Alikaeva K. V., Chornogor S. N. State of plasma and motions in chromospheric and photospheric parts of flare H loop // Kinematics and Physics of Celestial Bodies. Suppl. Ser. – 2000. – Vol. 200, №3. – P. 441 – 444.

5. Chornogor S. N., Alikaeva K. V. The investigation of the physical conditions in the flare H loop by the semiempirical simulations // Il Nuovo Cimento. – 2002. – Vol. 25. – P. 747 – 752.

6. Чорногор С. Н., Аликаева К. В. Поле лучевых скоростей в Н-петлях в процессе развития яркой солнечной вспышки // Кинематика и физика небес. тел. – 2003. – Т. 19, № 5. – С. 417 – 430.

7. Аликаева К. В., Чорногор С. Н. Поле лучевых скоростей в низкотемпературных слоях перед солнечными вспышками: Препр. / НАН Украины. ГАО; ГАО-03-1Р. – К.: 2003. – 20 с.

8. Alikaeva K. V., Kotenko S. N. Time and space variations of the physical conditions in the flare H loop // Information Bulletin of the Ukrainian Astronomical Association. – Kyiv, 1998. – Vol. 12. – P. 21 – 22.

9. Alikaeva K. V., Chornogor S. N. Chromospheric and photospheric material motions in the flare H loop // Abstracts of JENAM-2000, Moscow, May 29 - June 3, 2000. – Moscow, 2000. – P. 112.

10. Чорногор С. Н., Аликаева К. В. Поле лучевых скоростей в низкотемпературных слоях вспышечной атмосферы // Тезисы докладов. ВАК-2001, Санкт-Петербург, 6-12 августа 2001 г. – Санкт-Петербург, 2001. – С. 193.

11. Chornogor S. N., Alikaeva K. V. The investigation of the physical parameters of the matter in the solar flare using spectral observations at Terskol Peak // Abstracts of Contributed Talks and Posters presented at the JENAM-2001 at Munich, September 10-15, 2001. – Hamburg, 2001. – P. 138.

12. Чорногор С. М., Алікаєва К. В. Стан низькотемпературних шарів спалахової атмосфери Сонця // Тези третьої наукової конференції “Вибрані питання астрономії та астрофізики”, Львів, 1-5 квітня 2002 р. – Львів, 2002. – С. 86.

ПЕРЕЛІК ЦИТОВАНИХ ДЖЕРЕЛ

13. Аликаева К. В., Барановский Э. А., Полупан П. Н. Изменение состояния низкотемпературной плазмы в процессе мощной солнечной вспышки // Кинематика и физика небес. тел. – 1986. – Т. 2, № 4. – С. 27-33.

14. Аликаева К. В., Ганджа С. И., Кондрашова Н. Н., Полупан П. Н. Изменения фраунгоферова спектра солнечных активных областей в связи со вспышками // Астрометрия и астрофизика. – 1980. – Вып. 42. – С. 3-13.

15. Кондрашова Н. Н. Изменения тонкой структуры фраунгоферовых линий во время вспышек // Солнеч. данные. – 1986. – № 11. – С.69-75.

16. Кондрашова Н. Н., Пасечник М. Н. Фотосферные слои вспышки и флоккула. ІІ. Профили, асимметрия и смещения фраунгоферовых линий в спектрах окрестностей вспышки и флоккула // Кинематика и физика небес. тел. – 1998. – Т. 14, № 3. – С. 234-244.

17. Кондрашова Н. Н., Полупан П. Н., Аликаева К. В. Фраунгоферов спектр активной области Mc Math 15526 в стадии вспышечной активности // Вестн. Киев. ун-та. Астрономия. – 1982. – Вып. 24. – С. 18-29.

18. Сомов Б. В., Спектор А. Р., Сыроватский С. И. Гидродинамика оптически прозрачной плазмы с распределенным источником нагрева // Сб. Вспышечные процессы в плазме. Тр. ФИАН АН СССР. – 1979. – № 110. – С. 73-94.

19. Fisher G. H., Canfield R. C., McClymont A. N. Flare loop radiative hydrodynamics // Astrophys. J. – 1985. – Vol. 289, № 2. – Р. 414-441.

20. Аликаева К. В., Бурлов-Васильев К. А., Васильева И. Э., Гуртовенко Э. А., Матвеев Ю. Б. Горизонтальный солнечный телескоп АЦУ-26 на Кавказе // Кинематика и физика небес. тел. – 1996. – T.12, № 6. – С. 65-74.

21. Цhman Y. On some spectrographic observations related to the structure with height of active regions and particularly solar flares // Structure and development of solar active regions / Ed. Kiepenheuer K. O. – 1968. – P. 240-246.

22. Цhman Y., Hosinsky G., Kusoffsky U. Possible effects of rotation in flares and prominences // Nobel Symposium 9. – 1968. – P. 95-107.

23. Litvinenko Yu. E. Photospheric magnetic reconnection and canceling magnetic features on the Sun // Astrophys. J. – 1999. – Vol. 515, № 1. – P. 435-440.

24. Titov V. S., Demoulin P. Basic topology of twisted magnetic configurations in solar flares // Astron. and Astrophys. – 1999. – Vol. 351, № 2. – P. 707-720.

25. Gan W. Q., Rieger E., Fang C. Semiempirical flare models with chromosperic condensation // Astrophys. J. – 1993. – Vol. 416, № 2. – Р. 886-892.

26.