Солнечно-земная физика, 2024, № 1
Покупка
Новинка
Основная коллекция
Издательство:
Институт солнечно-земной физики СО РАН
Наименование: Солнечно-земная физика
Год издания: 2024
Кол-во страниц: 80
Дополнительно
Вид издания:
Журнал
Артикул: 349900.0038.99
Доступ онлайн
от 196 ₽
В корзину
Тематика:
ББК:
УДК:
ОКСО:
- ВО - Бакалавриат
- 03.03.01: Прикладные математика и физика
- ВО - Магистратура
- 03.04.01: Прикладные математика и физика
- 03.04.02: Физика
- ВО - Специалитет
- 03.05.01: Астрономия
- Аспирантура
- 03.06.01: Физика и астрономия
ГРНТИ:
Скопировать запись
Фрагмент текстового слоя документа размещен для индексирующих роботов
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА
СМИ зарегистрировано Федеральной служ- ISSN 2712-9640
бой по надзору в сфере связи, информаци- Издается с 1963 года DOI: 10.12737/issn.2712-9640
онных технологий и массовых коммуника- Том 10. № 1. 2024. 92 с.
ций (Роскомнадзор). Регистрационный но- Выходит 4 раза в год
мер ЭЛ № ФС 77 — 79288 от 2 октября 2020 г.
Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки
Ордена Трудового Красного Знамени Институт солнечно-земной физики
Сибирского отделения Российской академии наук
Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук»
SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS
Registered by Federal Service for Supervision ISSN 2712-9640
of Communications, Information Technology The edition has been published since 1963 DOI: 10.12737/issn.2412-4737
and Mass Media (Roscomnadzor). Registration Vol. 10. Iss. 1. 2024. 92 p.
Number EL No. FS 77 — 79288 of October Quarterly
02, 2020
Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences
Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences
Состав редколлегии журнала Editorial Board
Жеребцов Г.А., академик РАН — Zherebtsov G.A., Academician of RAS, Editor-in-Chief,
главный редактор, ИСЗФ СО РАН ISTP SB RAS
Степанов А.В., чл.-к. РАН — Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,
заместитель главного редактора, ГАО РАН Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS
Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук — Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS
Члены редколлегии Members of the Editorial Board
Абраменко В.И., д-р физ.-мат. наук, КРАО Abramenko V. I., D.Sc. (Phys.&Math.), CRAO
Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU
Благовещенская Н.Ф., д-р физ.-мат. наук, ААНИИ Blagoveshchenskaya N.F., D.Sc. (Phys.&Math.), AARI
Богачев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН Bogachev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Валявин Г.Г., канд. физ.-мат. наук, САО РАН Valyavin G.G., C.Sc. (Phys.&Math.), SAO RAS
Григорьев В.М., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Grigoryev V.M., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS
Демидов М.Л., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Demidov M.L., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS
Зеленый Л.М., академик РАН, ИКИ РАН Zelenyi L.M., Academician of RAS, IKI RAS
Куличков С.Н., д-р физ.-мат. наук, ИФА РАН Kulichkov S.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IAP RAS
Леонович А.С.†, д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Leonovich A.S.†, D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Мареев Е.А., академик РАН, ИПФ РАН Mareev E.A., Academician of RAS, IAP RAS
Медведев А.В., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Medvedev A.V., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS
Мингалев И.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Mingalev I.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN
Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Пташник И.В., чл.-к. РАН, ИОА СО РАН Ptashnik I.V., Corr. Member of RAS, IAO SB RAS
Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН Scientific Secretary, ISTP SB RAS
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI
Стародубцев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКФИА СО РАН Starodubtsev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKFIA SB RAS
Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS
Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Тестоедов Н.А., академик РАН, ИКТ КНЦ СО РАН Testoedov N.A., Academician of RAS, ICT KSC RAS
Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS
Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания Lester M., Prof., University of Leicester, UK
Логинов В.Ф., академик НАН Беларуси, Loginov V.F., Academician of the NAS of Belarus,
Институт природопользования Беларуси Institute of Nature Managment
Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories,
обсерватории Китая, КАН, Китай China
Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian
геофизики и географии БАН, Болгария Academy of Sciences, Bulgaria
Ответственный секретарь редакции Executive Secretary of Editorial Board
Полюшкина Н.А., ИСЗФ СО РАН Polyushkina N.A., ISTP SB RAS
2
СОДЕРЖАНИЕ
Кобанов Н.И., Челпанов А.А. Наблюдательные характеристики колебательно-волновых процессов в пятне и его окрестностях. Сложности наблюдений и интерпретации .……..................................... 4–11
Строкин Н.А. Ионная активность в квазинейтральных токовых слоях и плазме разрядов в скрещенных электрическом и магнитном полях ………………………………….…………............................ 12–20
Колпак В.И., Могилевский М.М., Чугунин Д.В., Чернышов А.А., Моисеенко И.Л. Перенос аврорального километрового радиоизлучения посредством каналов с пониженной плотность на границе плазмосферы ...…………................................................................................................................... 21–30
Иванов В.Е., Дашкевич Ж.В. Влияние концентрации NO на отношение I557.7/I427.8 в полярных
сияниях …………...…………………………………………………………………………………………... 31–36
Янчуковский В.Л., Калюжная М.А., Хисамов Р.З. Интенсивность нейтронной компоненты космических лучей и влажность воздуха .…....................................................................................................... 37–43
Вяткин А.Н., Зоркальцева О.С., Мордвинов В.И. Влияние Эль-Ниньо на параметры средней
и верхней атмосферы над Восточной Сибирью по данным реанализа и моделирования в зимний
период ………………………………………………………………………………………………………... 44–52
Денисенко В.В. Влияние рельефа на атмосферное электрическое поле ………………..…………… 53–58
Сорокин А.Г., Добрынин В.А. О регистрации атмосферного эффекта извержения вулкана ХунгаТонга ……......................................................................................................................................................... 59–67
Ташлыков В.П., Алсаткин С.С., Медведев А.В., Ратовский К.Г. Метод эффективных вычитаний: работа с данными Иркутского радара некогерентного рассеяния …………………………………….. 68–73
Коробцев И.В., Мишина М.Н., Караваев Ю.С., Еселевич М.В., Горяшин В.Е. Фотометрические
наблюдения и моделирование формы космического мусора на средневысотных орбитах …………… 74–82
Гетманов В.Г., Гвишиани А.Д., Соловьев А.А., Зайцев К.С., Дунаев М.Е., Ехлаков Э.В. Распознавание геомагнитных бурь на основе матричных временных рядов наблюдений мюонного годоскопа УРАГАН с использованием нейронных сетей глубокого обучения ……………………………… 83–91
CONTENTS
Kobanov N.I., Chelpanov A.A. Observational characteristics of oscillations and waves in and around
sunspots. Difficulties in observing and interpreting …….……………………………………………………. 4–11
Strokin N.A. Ion activity in quasi-neutral current sheets and discharge plasma in crossed electric and magnetic fields ……………………………………………………………………………….................................. 12–20
Kolpak V.I., Mogilevsky M.M., Chugunin D.V., Chernyshov A.A., Moiseenko I.L. Transfer of auroral
kilometric radiation through low-density channels at the boundary of plasmasphere ……………………… 21–30
Ivanov V.E., Dashkevich Zh.V. Effect of the NO concentration on the ratio I557.7/I427.8 in auroras ..……. 31–36
Yanchukovsky V.L., Kalyuzhnaya M.A., Khisamov R.Z. Intensity of the neutron component of cosmic
rays and air humidity ….................................................................................................................................... 37–43
Vyatkin A.N., Zorkaltseva O.S., Mordvinov V.I. Influence of El Niño on parameters of the middle and
upper atmosphere over Eastern Siberia according to reanalysis and model data in winter …………..…...….. 44–52
Denisenko V.V. Influence of relief on the atmospheric electric field …………………………………..... 53–58
Sorokin A.G., Dobrynin V.A. Registration of the atmospheric effect of the Hunga Tonga volcano
eruption ……………………………………………………………………………………………………….. 59–67
Tashlykov V.P., Alsatkin S.S., Medvedev A.V., Ratovsky K.G. Effective subtraction technique: implementation for Irkutsk Incoherent Scatter Radar …………………………………………................................. 68–73
Korobtsev I.V., Mishina M.N., Karavaev Yu.S., Eselevich M.V, Goryashin V.E. Photometrical observations and shape modeling of space debris in medium Earth orbits …………………………..…………….. 74–82
Getmanov V.G., Gvishiani A.D., Soloviev A.A., Zajtsev K.S., Dunaev M.E., Ehlakov E.V. Recognition
of geomagnetic storms from time series of matrix observations with the muon hodoscope URAGAN using
neural networks of deep learning ………………………………………………………………….………….. 83–91
3
Солнечно-земная физика. 2024. Т. 10. № 1 Solnechno-zemnaya fizika. 2024. Vol. 10. Iss. 1
УДК 533.951 Поступила в редакцию 27.10.2023
DOI: 10.12737/szf-101202401 Принята к публикации 01.12.2023
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
КОЛЕБАТЕЛЬНО-ВОЛНОВЫХ ПРОЦЕССОВ
В ПЯТНЕ И ЕГО ОКРЕСТНОСТЯХ.
СЛОЖНОСТИ НАБЛЮДЕНИЙ И ИНТЕРПРЕТАЦИИ
OBSERVATIONAL CHARACTERISTICS OF OSCILLATIONS AND WAVES
IN AND AROUND SUNSPOTS.
DIFFICULTIES IN OBSERVING AND INTERPRETING
Н.И. Кобанов N.I. Kobanov
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Иркутск, Россия, kobanov@iszf.irk.ru Irkutsk, Russia, kobanov@iszf.irk.ru
А.А. Челпанов A.A. Chelpanov
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,
Иркутск, Россия, chelpanov@iszf.irk.ru Irkutsk, Russia, chelpanov@iszf.irk.ru
Аннотация. В настоящей статье обобщается Abstract. This paper summarizes the body of work
опыт, полученный авторами в разные годы при ис- that we have done over the years on the oscillation proследовании колебательных процессов в солнечных cesses in sunspots, including their umbra, penumbra,
пятнах, включая тень, полутень и ближайшие окрест- and close vicinity. The study analyzes a number of asности. В работе анализируется ряд факторов, затруд- pects that impede adequate determining of some characняющих адекватное определение некоторых характе- teristics of propagating oscillations and lead to misinристик распространяющихся колебаний, что может terpretation. Using running penumbral waves as an exприводить к неправильной интерпретации. На при- ample, we show that their horizontal propagation with
мере бегущих волн полутени показано, что их рас- decreasing frequency is delusive. The effect is due to
пространение в строго горизонтальном направле- different oscillations propagating along magnetic field
нии, сопровождаемое при этом понижением частоты, lines with gradually increasing inclination. This also
является кажущимся. Эффект вызван тем, что раз- applies to the three-minute oscillations in the sunspot
ные колебания распространяются вдоль разных ли- umbral chromosphere. The change in the inclination of
ний магнитного поля с постепенно увеличивающим- the strips in the half-tone space-time diagrams, which
ся наклоном. Это заключение справедливо и для трех- are employed to determine the oscillation propagation
минутных колебаний в хромосфере тени пятна. Из- velocities along coronal loops, is caused by the projecменение наклона полос на полутоновых диаграммах tion effect as opposed to real changes in the velocity.
пространство—время, используемых для определе- We propose to use flare modulation of the natural oscilния скорости распространения колебаний вдоль ко- lations of the medium to eliminate the uncertainties that
рональных петель, вызвано проекционным эффек- arise while measuring the phase differences between
том, а не реальным изменением скорости. Авторы signals of the same parameters, which is employed for
предлагают использовать вспышечную модуляцию estimating wave propagation velocities in the solar atамплитуды собственных колебаний среды [Chelpanov, mosphere.
Kobanov, 2021] для устранения неопределенностей, Keywords: sunspots, oscillations, running penumвозникающих при измерении фазовой разности од- bral waves, flare modulation of oscillations.
ноименных сигналов, по которой судят о скорости
распространения волновых возмущений в солнечной атмосфере.
Ключевые слова: солнечные пятна, колебания,
бегущие волны полутени, вспышечная модуляция
колебаний.
ВВЕДЕНИЕ они используются как инструмент для зондирования
солнечной атмосферы (гелиосейсмология). Истори Исследования колебательно-волновых явлений чески сложилось так, что наиболее часто в качестве
в солнечной атмосфере — одна из наиболее дина- объектов для исследования свойств колебаний вымично развивающихся областей физики Солнца. ступают солнечные пятна [Beckers, Tallant, 1969;
Распространяющиеся волны вносят существенный Giovanelli, 1972; Zirin, Stein, 1972]. Многие физические
вклад в процессы транспортировки энергии внутри характеристики пятен резко отличаются от свойств
солнечной атмосферы и, вероятно, в нагрев ее верх- окружающей среды, что поддерживает интерес учених слоев [Van Doorsselaere et al., 2020]. Кроме того, ных к их природе и выяснению их роли в общих
4
Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov
процессах, происходящих на Солнце. Количество ционном режиме [Kobanov, 2001]. При выполнении
публикаций по этой теме быстро увеличивалось, что временных серий каденция составляла от пяти до 16 с,
сопровождалось пополнением и уточнением наших в зависимости от задачи и условий наблюдений. Для
знаний об исследуемых процессах [Alissandrakis et того чтобы не возникали ложные сигналы низкой
al., 1988; Lites, 1988; Settele et al., 2001; Bogdan, частоты вследствие стробоскопического эффекта,
Judge, 2006; Khomenko, Collados, 2008; Solov’ev, время экспозиции должно в несколько раз превыKirichek, 2008, 2016; Botha et al., 2011; Zhugzhda, шать длительность интервала между соседними
Sych, 2014; Felipe et al., 2014; Zhao et al., 2016; Belov кадрами. Иногда для достижения этого приходилось
et al., 2021]. Вследствие этого изменилась интерпре- жертвовать интенсивностью входного светового
тация некоторых наблюдаемых явлений. В частности, пучка, регулируя ее с помощью нейтральных фильбегущие волны полутени (RPW — running penumbral тров. Узкополосную частотную фильтрацию сигнаwaves) ранее объяснялись как звуковые волны, рас- лов мы производили с использованием прямого и обпространяющиеся в горизонтальном направлении. ратного преобразований Фурье. Для наблюдений мы
При этом наблюдатели отмечали, что их частота по- подбирали одиночные пятна правильной формы,
следовательно понижалась по мере удаления от внут- полагая, что результаты наблюдений пятен сложной
ренней границы полутени. Позднее было показано, конфигурации отличаются индивидуальностью, что
что строго горизонтальное распространение волн затрудняет выявление общих закономерностей. Мы
в данном случае — кажущийся эффект, и реально
старались избегать пятен, содержащих неоднород-колебания распространялись вдоль разных линий
ности в тени типа umbral flashes [Turova et al., 2005;магнитного поля с постепенно увеличивающимся
French et al., 2023] и umbral dots [Tian, Petrovay,наклоном во внешних участках полутени [Rouppe
2013; Kilcik et al., 2020; Calisir et al., 2023].van der Voort et al., 2003; Kobanov, Makarchik, 2004;
Kobanov et al., 2006; Bloomfield et al., 2007; Madsen
et al., 2015; Löhner-Böttcher, Bello González, 2015; НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
Jess et al., 2013]. Несмотря на явный прогресс в изу- И ДИСКУССИЯ
чении колебаний в солнечных пятнах, данное
направление все еще представляет большой интерес Картина распределения колебаний в солдля исследователей [Jess et al., 2023]. нечном пятне
Цель этой работы заключается в анализе ряда
В тени пятна на фотосферном уровне преобла-факторов, затрудняющих адекватное определение
дают пятиминутные колебания лучевой скоростихарактеристик распространяющихся колебаний и спо (средний период 300 с, средняя амплитуда 80 м/с).собных привести к неправильной интерпретации
В опубликованной недавно работе [Stangalini et al.,наблюдаемых процессов.
2022] наблюдения крупномасштабных когерентных
колебаний в тени солнечного пятна представлены
ИНСТРУМЕНТЫ И МЕТОДЫ как новый результат. В связи с этим следует заме Использовались данные наблюдений, проводив- тить, что факт крупномасштабных пятиминутных
шихся на Автоматизированном солнечном телескопе колебаний в фотосфере тени солнечных пятен был
(АСТ) [Осак и др., 1979] Саянской солнечной обсер- установлен более 30 лет назад [Kobanov, 1990; Lites,
ватории в разные годы, а также данные из архива 1992]. Другой интересной особенностью является
космической обсерватории Solar Dynamics Observa- наличие в фотосфере полутени и суперполутени
tory (SDO). АСТ состоит из целостатной установки компактных участков с повышенной мощностью
с плоскими зеркалами диаметрами 800 мм и главного трехминутных колебаний, превосходящей мощность
сферического зеркала диаметром 800 мм с фокус- аналогичных колебаний в фотосфере тени (см. обным расстоянием 20 м. В центре главного зеркала ласть 1 на рис. 1). Мы связываем это со сложной топорасположено вспомогательное зеркало фотогида логией магнитного поля полутени. Модели [Solanki,
диаметром 100 мм и с фокусным расстоянием 19 м. Montavon, 1993; Lites, 1992; Schlichenmaier, Schmidt,
С помощью четырех пар фотоэлементов, установ- 2000] допускают существование «шипов» вертиленных на краях изображения, фотогид обеспечивает кального магнитного поля между почти горизонфиксацию изображения с точностью не хуже 1ʺ за три тальными магнитными полями полутени и суперпочаса. Телескоп осуществляет автоматическую компен- лутени.
сацию смещения элементов изображения, вызванного В хромосфере тени основной период колебаний сособственным вращением Солнца, и может выполнять ставляет 3 мин. В полутени на хромосферном уровне
сканирование изображения в заданном направлении. главенствуют так называемые бегущие волны полутеПризма Дове, установленная перед входной щелью ни (RPW). Их период возрастает от 3–5 мин вблизи
спектрографа, позволяет ориентировать объект отно- внутренней границы полутени до 10–12 мин вблизи
сительно выходной щели спектрографа. Простран- внешней границы. Именно такое поведение частоты
ственный размер пикселя CCD-камеры составляет колебаний ставит под сомнение гипотезу о распро0.24″ и вдоль дисперсии спектрографа соответствует странении RPW в строго горизонтальном направле6–8 мÅ в зависимости от спектрального порядка. нии. Сценарий распространения колебаний вдоль лиНабор поляризационной оптики позволяет реги- ний магнитного поля с постепенно увеличивающимся
стрировать сигналы напряженности магнитного поля наклоном лучше объясняет наблюдения и в тени пятна,
и лучевой скорости с использованием электроопти- и в его полутени. Для лучшего понимания этого явлеческого модулятора поляризации или в безмодуля- ния обратимся к рис. 2. На этом рисунке ряд наклон 5
Наблюдательные характеристики Observational Characteristics
Рис. 1. Распределение трехминутных колебаний в сигнале фотосферной скорости в солнечном пятне АО 13111
(2022-10-03), спектральная линия FeI 6173 Å; сплошные линии обозначают внутреннюю и внешнюю границы полутени
(a); изображение пятна в сигнале интенсивности этой же линии (б); трехминутные колебания скорости и интенсивности
в фотосфере (в) в точках, указанных на панели а: синяя линия — нормированная интенсивность, красная — лучевая
скорость
ных линий схематично отражает линии магнитного
поля в пятне, тогда как горизонтальные линии указывают на два уровня высоты (фотосфера и хромосфера). Условимся, что мы имеем дело с продольными звуковыми колебаниями вдоль наклонных
линий магнитного поля. Из рисунка следует, что при
одинаковой скорости звука наблюдаемого уровня
хромосферы позже будут достигать те колебания,
которые распространяются вдоль более наклонных
линий, что и создает иллюзию горизонтально распространяющихся колебаний. А понижение частоты
обрезания с увеличением наклона линий магнитного
поля [Bel, Leroy, 1977] объясняет факт увеличения
периода RPW с расстоянием от внутренней границы
полутени. А что будет с частотным составом колебаний, если для пятна вблизи центрального меридиана мы будем наблюдать колебания одновременно
в фотосфере и хромосфере? На рис. 2 точка 2, соот- Рис. 2. Условное изображение процесса распространеветствующая хромосфере, расположена на линии ния колебаний в солнечном пятне вдоль линий магнитно го поля разного наклона. Уровень фотосферы обозначенс меньшим наклоном магнитного поля, следова синим, уровень хромосферы — красным
тельно, колебания в ней должны быть более высокочастотные, чем в точке 1, соответствующей фото- ное распространение звуковых колебаний в хромосфере. Результаты наших наблюдений (см. рис. 3), сфере полутени является иллюзорным.
выполненных вблизи внешней границы полутени Колебания в зоне эвершедовских течений
области NOAA 8263 5 июля 1998 г. в линиях Hβ
4861 Å и NiI 4857 Å, подтверждают правильность Выдающейся особенностью полутени является
этого предположения. Подобное смещение спектра наличие квазистационарного течения, открытого
ранее отмечено для четырех солнечных пятен в ста- Эвершедом в начале прошлого века [Evershed,
тье [Kolobov et al., 2016]. Сдвиг хромосферного 1909]. На фотосферном уровне эвершедовское теспектра, показанного на рис. 3, относительно фото- чение направлено от внутренней границы полутени
сферного в сторону высоких частот является еще к внешней и иногда наблюдается даже в суперпоодним доказательством того, что строго горизонталь- лутени. В хромосфере течение меняет направление
6
Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov
Рис. 3. Спектры колебаний лучевой скорости для внешней полутени солнечного пятна АО № 8263: синий — фотосфера в линии NiI 4857 Å (соответствует точке 1 на рис. 2);
красный — хромосфера в линии Hβ 4861 Å (соответствует
точке 2 на рис. 2)
на обратное (от внешней границы к внутренней)
и именуется инверсным эвершедовским течением
или течением Сент-Джона, по имени ученого, исследовавшего этот эффект [St. John, 1913]. Можно отметить два подхода к объяснению природы эвершедовских течений: первый допускает движение
вещества [Evershed, 1909; Montesinos, Thomas, 1997],
второй подход связывает это явление с колебательно- Рис. 4. Прямое (штриховая линия) и обратное (сплошволновыми процессами [Maltby, Eriksen, 1967]. Возни- ная линия) эвершедовские течения в солнечном пятне АО
кает естественный вопрос — могут ли эти течения № 8299: верхняя панель — временные серии в спектральслужить каналами для распространения колебательно- ных линиях NiI 4857 Å и Hβ 4861 Å; приведены исходный
волновых движений? Наблюдательных результатов, и сглаженный десятиминутным окном сигналы; нижняя
в которых стационарные колебания непосредственно панель — соответствующие спектры мощности
связаны с эвершедовскими течениями, удручающе сивности в одной пространственной точке служит
мало, и проблема эта до сих пор не решена. Shine et средством для определения типа наблюдаемой волны
al. [1994] при анализе временных серий фильтро- (стоячая или распространяющаяся). Сдвиг фаз 90°
грамм солнечных пятен указали на 10-минутную считается признаком стоячей волны, а сдвиг 180°
повторяемость движущихся структур изображений. или 0° — признаком распространяющейся волны.
Наиболее известна работа [Rimmele, 1994], в которой В реальных наблюдениях величина этого сдвига
выявлены временные вариации скорости эвершедов- значительно меняется во временной серии длиских течений с периодом 15 мин. Если предпола тельностью около часа (см., например, панели 2, 3
гать, что прямое и инверсное эвершедовские течения
на рис. 1). По нашему мнению, высота и прозрач-имеют общую природу, то логично искать в наблюде ность отражающих границ также варьируют в усло-ниях и общие временные вариации этих течений.
виях высокодинамичной солнечной атмосферы надСледуя этому предположению, мы провели наблю пятенной активной областью. В зависимости от со-дения одновременно в фотосферной и хромосфер отношения между амплитудами прямой и отражен-ной спектральных линиях. На рис. 4 верхняя панель
ных волн, ограниченный объем, в котором отмеча-представляет запись вариаций лучевой скорости в ли ются признаки стоячей волны, может являться ис-ниях NiI 4857 Å (фотосфера) и Hβ 4861 Å (хромо точником распространяющихся волн для соседнихсфера) в полутени пятна NOAA 8299, а нижняя —
соответствующие спектры мощности. Из сглажен- областей.
ных временных серий и спектров мощности следует, При исследовании распространения колебаний
что колебания с периодом около 35 мин наиболее в вертикальном направлении измеряют фазовые завероятно связаны с прямым и инверсным эвершедов- держки одноименных сигналов на разных уровнях
скими течениями, поскольку низкочастотные ком- атмосферы, для чего подбирают соответствующие
поненты колебаний в фотосфере и хромосфере по- спектральные линии. В верхних слоях солнечной
лутени, имея одинаковый период, находятся в про- атмосферы скорость распространения колебаний
тивофазе. Заметим также, что нельзя исключать как вдоль корональных петель измеряют по фазовой завозможную причину такого совпадения периодиче- держке одноименных сигналов в двух или более точские вращательные движения пятна. Для большей ках, принадлежащих исследуемой петле. Широкое
уверенности будет полезным время наблюдений в по- распространение получили полутоновые диаграммы
добном эксперименте увеличить в несколько раз. пространство—время, на которых представлено
изменение мощности колебаний вдоль простран- Распространение волн между слоями ат ственного разреза. По наклону полутоновых полос
мосферы пятна можно определять проекцию скорости распростране Для звуковых колебаний соотношение фаз колеба- ния волновых возмущений в картинной плоскости как
ний между сигналами доплеровской скорости и интен- при реальном распространении возмущений (рис. 5),
7
Наблюдательные характеристики Observational Characteristics Рис. 5. Распространение трехминутных колебаний интенсивности вдоль корональной петли, АО 13140 (2022-11-10), AIA 171 Å; скан отмечен штриховой линией в зеленом прямоугольнике Рис. 6. Шевронные структуры, иллюстрирующие распространение трехминутных колебаний в тени пятна: а — изображение пятна в белом свете с указанием расположения спектральной щели; зеленым цветом обозначена часть щели, для которой строилась пространственно-временная диаграмма; б — пространственно-временная диаграмма лучевой скорости вдоль разреза пятна через тень и полутень, фильтрованная в трехминутном диапазоне периодов; в — трехминутные колебания в разрезах диаграммы, показанных на панели б сплошной и штриховой линиями так и при кажущемся, как в случае с RPW в тени странственного распределения отдельных частот солнечного пятна (рис. 6). Впервые этот результат [Reznikova, Shibasaki, 2011, 2012; Jess et al., 2013]. был представлен в работе [Kobanov, Makarchik, Подобный эффект в области низких частот наблю2004], что подтверждено в работе [Madsen et al., дали Kolobov et al. [2016]. В последней работе пред2015]. ставлены пространственные распределения домини Очень часто на полутоновых диаграммах про- рующих частот в диапазоне высот от глубокой фостранство—время, представляющих распростране- тосферы (линия FeI 6173 Å) до короны (линия FeIX ние колебаний вдоль корональной петли над сол- 171 Å) для четырех солнечных пятен. Кольцевая нечным пятном, можно видеть изменение наклона структура в этих пятнах наблюдается вплоть до пеполутоновых полос, что воспринимается как изме- реходной зоны (линия НеII 304 Å), что свидетельнение скорости распространения (рис. 5). Однако ствует о сохранении круговой симметрии в наклоне при более детальном анализе этого явления мы за- линий магнитного поля до этих высот. Однако в нижключили, что оно вызвано проекционными эффек- ней короне (FeIX 171 Å) симметрия нарушается, тами вследствие кривизны канала распространения. очевидно, вследствие того, что часть магнитных К такому же выводу пришли Sieyra et al. [2022] петель уже достигла максимальной высоты. в работе, посвященной исследованию распростране- При определении скорости распространения коний волновых возмущений вдоль корональных лебаний по фазовой разности одноименных сигнаструктур над солнечными пятнами. На двухмерных лов можно столкнуться с еще одной проблемой, пополутоновых диаграммы, иллюстрирующих распро- рождающей неопределенности оценки. Даже с пристранение колебаний в верхние слои солнечной ат- менением узкополосной частотной фильтрации мосферы, можно увидеть кольцевую форму про- сравниваемых сигналов можно заметить, что их фазо 8
Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov
На фотосферном уровне пятиминутные колеба ния когерентны на большей части тени пятна, что
может указывать на протяженный подфотосферный
источник.
В фотосфере полутени и суперполутени пятен
наблюдаются компактные образования, в которых
доминируют трехминутные колебания. Эти участки
отличаются повышенной концентрацией элементов
с вертикальным магнитным полем.
Распространение хромосферных бегущих волн по лутени в строго горизонтальном направлении с увели чивающимся периодом по мере удаления от бари центра пятна — кажущийся эффект, вызванный тем,
что колебания распространяются вдоль разных ли ний магнитного поля с постепенно увеличиваю Рис. 7. Пример изменения фазовой разности сигналов щимся наклоном. Это же объяснение справедливо
лучевой скорости Hα (красная линия) и HeI 10830 Å (си- для бегущих волн в хромосфере тени пятна [Kobaняя линия), измеряемых в тени пятна nov, Makarchik, 2004].
Взаимосвязь прямого и инверсного эвершедоввая разность меняется на протяжении анализируе- ских течений с колебательно-волновыми процессамой временной серии. Если же узкополосная ча- ми в настоящее время изучена слабо. По мнению
стотная фильтрация сигналов не проводится, то адек- авторов, наибольший интерес будут представлять
ватная оценка сигналов еще более затруднена, а ино- исследования в диапазоне колебаний с периодом
гда и вовсе невозможна вследствие того, что фазо- 30–35 мин, где замечена синхронность в поведении
вый сдвиг меняет величину даже на коротких вре- прямого и инверсного течений.
менных интервалах (рис. 7). Кольцевые структуры в пространственном рас По мнению авторов, для определения скорости пределении доминирующих частот на разных высораспространения волн в солнечной атмосфере по- тах солнечной атмосферы свидетельствуют о сохралезно использовать вспышечную модуляцию коле- нении круговой симметрии в наклоне линий магбаний, в результате ударного воздействия которой нитного поля для пятен правильной формы вплоть
амплитуда собственных колебаний на короткое время до нижней короны. Симметрия нарушается в нижрезко возрастает в три-пять раз. Milligan et al. ней короне, где часть магнитных петель, вероятно,
[2017] наблюдали трехминутные глобальные колеба- уже достигает максимальной высоты.
ния в линиях Лайман-альфа и SDO/AIA 1600 и 1700 Å Изменение наклона полос на полутоновых диапосле мощной рентгеновской вспышки. Chelpanov, граммах пространство—время, используемых для
Kobanov [2018] наблюдали вспышечную модуляцию определения скорости распространения колебаний
локальных трехминутных и пятиминутных колеба- вдоль корональной петли, вызвано проекционным
ний в активной области в ходе малой вспышки класса эффектом вследствие кривизны петли, а не реальВ2. Можно заключить, что данное явление не столь ным изменением скорости.
уж редкое для Солнца. При анализе наблюдений,
Авторы предлагают использовать вспышечную
полученных одновременно на нескольких уровнях модуляцию амплитуды собственных колебаний среды
солнечной атмосферы, становится хорошо заметным [Chelpanov, Kobanov, 2021] для устранения неопреобразовавшийся в результате вспышки цуг колеба- деленности, возникающей при измерении фазовой
ний с повышенной амплитудой; можно отследить разности одноименных сигналов, по которой судят
его распространение на разные высоты, что умень- о скорости распространения волновых возмущений
шает ошибки в определении фазовой задержки ко- в солнечной атмосфере.
лебаний, по которой измеряют скорость распростра Авторы надеются, что статья внесет вклад в по-нения волновых возмущений [Chelpanov, Kobanov,
строение целостной картины колебаний в солнеч-2021]. Заметим, что здесь просматривается очень
ном пятне.
близкая аналогия с методами, применяемыми в геофизике, когда с помощью взрывных возмущений Работа выполнена при финансовой поддержке
Минобрнауки России. Результаты получены с ис-возбуждаются колебания в среде на собственных ча пользованием оборудования Центра коллективногостотах, по скорости распространения которых судят
пользования «Ангара» [http://ckp-rf.ru/ckp/3056/].о физических свойствах окружающей среды.
В работе использованы данные космической обсер ватории Solar Dynamics Observatory (SDO). Авторы
ВЫВОДЫ благодарны анонимным рецензентам за предложе В статье описаны основные наблюдательные ха- ния и замечания, способствовавшие улучшению
рактеристики колебательных процессов, происходя- текста статьи.
щих в разных частях солнечных пятен. Обсуждаются
результаты исследований, в том числе полученные СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
авторами статьи, как ранние, так и современные. Ука- Осак Б.Ф., Григорьев В.М., Круглов В.И., Скоморовзывается на некоторые проблемы, связанные с прове- ский В.И. Автоматизированный солнечный телескоп. Нодением наблюдений и интерпретацией. вая техника в астрономии. 1979. Т. 6. С. 84–90.
9
Наблюдательные характеристики Observational Characteristics
Alissandrakis C.E., Dialetis D., Mein P., et al. The Ever- Kobanov N.I., Kolobov D.Y., Makarchik D.V. Umbral threeshed flow in the solar photosphere, chromosphere and chro- minute oscillations and running penumbral waves. Solar Phys.
mosphere-corona transition region. Astron. Astrophys. 1988. 2006. Vol. 238. P. 231–244. DOI: 10.1007/s11207-006-0160-z.
Vol. 201. P. 339–349. Kolobov D.Y., Chelpanov A.A., Kobanov N.I. Peculiarity
Beckers J.M., Tallant P.E. Chromospheric inhomogenei- of the oscillation stratification in sunspot penumbrae. Solar Phys.
ties in sunspot umbrae. Solar Phys. 1969. Vol. 7. P. 351–365. 2016. Vol. 291. P. 3339–3347. DOI: 10.1007/s11207-016DOI: 10.1007/BF00146140. 0953-7.
Bel N., Leroy B. Analytical study of magnetoacoustic Lites B.W. Photoelectric observations of chromospheric
gravity waves. Astron. Astrophys. 1977. Vol. 55. P. 239. sunspot oscillations. V. Penumbral oscillations. Astrophys. J.
Belov S.A., Molevich N.E., Zavershinskii D.I. Dispersion 1988. Vol. 334. P. 1054. DOI: 10.1086/166898.
of slow magnetoacoustic waves in the active region fan loops Lites B.W. Sunspot oscillations — observations and imintroduced by thermal misbalance. Solar Phys. 2021. Vol. 296, plications. Sunspots: Theory and Observations. Proceedings of
122. DOI: 10.1007/s11207-021-01868-4. the NATO Advanced Research Workshop on the Theory of
Bloomfield D.S., Lagg A., Solanki S.K. The nature of run- Sunspots, held in Cambridge, U.K., September 22–27, 1991.
ning penumbral waves revealed. Astrophys. J. 2007. Vol. 671. 1992. Vol. 375. P. 261. DOI: 10.1007/978-94-011-2769-1_12.
P. 1005–1012. DOI: 10.1086/523266. Löhner-Böttcher J., Bello González N. Signatures of running
Bogdan T.J., Judge P.G. Observational aspects of sunspot os- penumbral waves in sunspot photospheres. Astron. Astrophys.
cillations. Roy. Soc. London Trans. Ser. A. 2006. Vol. 364, 2015. Vol. 580, A53. DOI: 10.1051/0004-6361/201526230.
iss. 1839. P. 313–331. DOI: 10.1098/rsta.2005.1701. Madsen C.A., Tian H., DeLuca E.E. Observations of um Botha G., Arber T., Nakariakov V., Zhugzhda Y. Chromo- bral flashes and running sunspot waves with the Interface
spheric resonances above sunspot umbrae. Astrophys. J. 2011. Region Imaging Spectrograph. Astrophys. J. 2015. Vol. 800,
Vol. 728, 84. DOI: 10.1088/0004-637X/728/2/84. no. 2, 129. DOI: 10.1088/0004-637X/800/2/129.
Calisir M.A., Yazici H.T., Kilcik A., Yurchyshyn V. Rela Maltby P., Eriksen G. The Evershed effect as a wave phetionships between physical parameters of umbral dots meas nomenon. Solar Phys. 1967. Vol. 2. P. 249–257. DOI: 10.1007/ured for 12 sunspot umbras with the Goode Solar Telescope.
BF00147840.Solar Phys. 2023. Vol. 298, 103. DOI: 10.1007/s11207-023 Milligan R.O., Fleck B., Ireland J., et al. Detection of three-02198-3.
minute oscillations in full-disk Lyα emission during a solar flare. Chelpanov A.A., Kobanov N.I. Oscillations accompanying
Astrophys. J. Lett. 2017. Vol. 848, L8. DOI: 10.3847/ 2041-a HeI 10830 Å negative flare in a solar facula. Solar Phys. 2018.
8213/aa8f3a.Vol. 293, 157. DOI: 10.1007/s11207-018-1378-2.
Chelpanov A.A., Kobanov N.I. Using flare-induced modu- Montesinos B., Thomas J.H. The Evershed effect in sunlation of three- and five-minute oscillations for studying wave spots as a siphon flow along a magnetic flux tube. Nature.
propagation in the solar atmosphere. Solar Phys. 2021. Vol. 296, 1997. Vol. 390. P. 485–487. DOI: 10.1038/37307.
180. DOI: 10.1007/s11207-021-01910-5. Reznikova V.E., Shibasaki K. Flare quasi-periodic pulsa Evershed J. Radial movement in sun-spots. Mont. Not. Roy. tions with growing periodicity. Astron. Astrophys. 2011. Vol. 525,
Astron. Soc. 1909. Vol. 69. P. 454. DOI: 10.1093/mnras/69.5.454. A112. DOI: 10.1051/0004-6361/201015600.
Felipe T., Socas-Navarro H., Khomenko E. Synthetic ob- Reznikova V.E., Shibasaki K. Spatial structure of sunspot osservations of wave propagation in a sunspot umbra. Astrophys. cillations observed with SDO/AIA. Astrophys. J. 2012. Vol. 756,
J. 2014. Vol. 795, 9. DOI: 10.1088/0004-637X/795/1/9. A35. DOI: 10.1088/0004-637X/756/1/35.
French R.J., Bogdan T.J., Casini R., et al. First observation Rimmele T.R. On the temporal behaviour of the Evershed
of chromospheric waves in a sunspot by DKIST/ViSP: The effect. Astron. Astrophys. 1994. Vol. 290. P. 972–982.
anatomy of an umbral flash. Astrophys. J. Lett. 2023. Vol. 945, Rouppe van der Voort L.H.M., Rutten P.J., Sutterlin P., et al.
L27. DOI: 10.3847/2041-8213/acb8b5. La Palma observations of umbral flashes. Astron. Astrophys.
Giovanelli R.G. Oscillation and waves in a sunspot. Solar 2003. Vol. 403. P. 277. DOI: 10.1051/0004-6361:20030237.
Phys. 1972. Vol. 27. P. 71–79. DOI: 10.1007/BF00151771. Schlichenmaier R., Schmidt W. Flow geometry in a sun Jess D.B., Reznikova V.E., Van Doorsselaere T., et al. The spot penumbra. Astron. Astrophys. 2000. Vol. 358. P. 1122–
influence of the magnetic field on running penumbral waves in 1132.
the solar chromosphere. Astrophys. J. 2013. Vol. 779, 168. Settele A., Staude J., Zhugzhda Y. Waves in sunspots: ResoDOI: 10.1088/0004-637X/779/2/168. nant transmission and the adiabatic coefficient. Solar Phys. 2001.
Jess D.B., Jafarzadeh S., Keys P.H., et al. Waves in the lower Vol. 202, iss. 2. P. 281–292. DOI: 10.1023/A:1012225321105.
solar atmosphere: The dawn of next-generation solar telescopes. Shine R.A., Title A.M., Tarbell T.D., et al. High-resolution
Living Rev. Sol. Phys. 2023. Vol. 20, 1. DOI: 10.1007/s41116- observations of the Evershed effect in sunspots. Astrophys. J.
022-00035-6. 1994. Vol. 430. P. 413–424. DOI: 10.1086/174416.
Khomenko E., Collados M. Magnetohydrostatic sunspot Sieyra M.V., Krishna Prasad S., Stenborg G., et al. Obsermodels from deep subphotospheric to chromospheric layers. vational and numerical characterization of a recurrent arc-shaped
Astrophys. J. 2008. Vol. 689. P. 1379–387. DOI: 10.1086/ front propagating along a coronal fan. Astron. Astrophys. 2022.
592681. Vol. 667, A21. DOI: 10.1051/0004-6361/202244454.
Kilcik A., Sarp V., Yurchyshyn V., et al. Physical charac- Solanki S., Montavon C. Uncombed fields as the source of
teristics of umbral dots derived from a high-resolution obser- the broad-band circular polarization of sunspots. Astron. Asvations. Solar Phys. 2020. Vol. 295, 58. DOI: 10.1007/ trophys. 1993. Vol. 275. P. 283–292.
s11207-020-01618-y. Solov’ev A.A., Kirichek E.A. Sunspot as an isolated magnetic
Kobanov N.I. On spatial characteristics of five-minute os- structure: Stability and oscillations. Astrophys. Bull. 2008.
cillations in the sunspot umbra. Solar Phys. 1990. Vol. 125. Vol. 63. P. 169–180. DOI: 10.1134/S1990341308020077.
P. 25–30. DOI: 10.1007/BF00154775. Solov’ev A.A., Kirichek E.A. Analytical model of an asym Kobanov N.I. Measurements of the differential line-of- metric sunspot with a steady plasma flow in its penumbra. Solar
sight velocity and longitudinal magnetic field on the Sun with Phys. 2016. Vol. 291. P. 1647–1663. DOI: 10.1007/s11207-016CCD photodetector: part I. Modulationless techniques. Instru- 0922-1.
ments and Experimental Techniques. 2001. Vol. 44. P. 524–529. St. John C.E. Radial motion in sun-spots. Astrophys. J.
Kobanov N.I., Makarchik D.V. Propagating waves in the 1913. Vol. 37. P. 322. DOI: 10.1086/142002.
sunspot umbra chromosphere. Astron. Astrophys. 2004. Vol. 424. Stangalini M., Verth G., Fedun V., et al. Large scale coherent
P. 671–675. DOI: 10.1051/0004-6361:20035960. magnetohydrodynamic oscillations in a sunspot. Nature Commu 10
Доступ онлайн
от 196 ₽
В корзину