Исследование пространственно - спектральной структуры колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами

В разделе 3.3 исследована солнечная вспышка 4 мая 2005 года. Как и в событии, рассмотренном в разделе 3.2, трёхминутные колебания наблюдаются на протяжении всех стадий развития солнечной вспышки. За 10–20 минут до начала вспышки амплитуда цуга трёхминутных колебаний значительно превысила средний уровень мощности колебаний. Во время вспышечной стадии, также как и в предыдущем случае, была зарегистрирована трёхминутная периодичность в виде последовательности всплесков микроволнового излучения.

С помощью метода ПВФ был проведён анализ пространственной конфигурации источников трёхминутных колебаний в атмосфере пятна. Было обнаружено, что источник колебаний имеет V-образную форму. Эта структура ориентирована по направлению к месту вспышки. Однако, в отличие от вспышки 28 апреля 2005 года, местоположения пятенного и вспышечного радиоисточника существенно разнесены. Это позволило получить одновременные детальные изображения источников 3-мин колебаний в пятне и во вспышке. Возникшая V-образная структура ориентирована поперёк корональных арок, видимых в крайнем ультрафиолете. Возможно, это указывает на наличие низколежащих арок, с температурой, значительно отличающейся от температуры формирования линии 171 .

Результаты третьей главы диссертации опубликованы в [5*, 8*].

В четвёртой главе исследованы вариации частоты трёхминутных колебаний.

В разделе 4.1 исследованы вариации частоты колебаний на разных уровнях атмосферы над солнечными пятнами. Использовались данные наблюдений в микроволновом, ультрафиолетовом и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Вейвлет-анализ показал наличие, как амплитудной, так и частотной модуляции трёхминутных колебаний суммарного потока излучения от активной области. Колебания наблюдаются в виде последовательности цугов волн (амплитудная модуляция). Средняя продолжительность цуга составляет ~13 минут. Динамика частоты колебаний исследована с помощью метода вейвлет-скелетонов [22]. Установлено, что частота колебаний испытывает вариации внутри каждого отдельного цуга. В большинстве случаев наблюдается дрейфы частоты. Встречаются, как дрейфы в сторону высоких частот, так и в сторону низких, причём последние преобладают. В некоторых цугах (менее 10 % от общего числа) наблюдаются вариации частоты колебаний без чётко выраженного тренда. Произведено сравнение параметров частотной модуляции для наблюдений на разных уровнях солнечной атмосферы. Установлена зависимость роста наблюдаемой скорости частотного дрейфа с увеличением высоты (4–5 мГц/час в области температурного минимума, 5 – 8 мГц/час на уровне хромосферы и 11 – 13 мГц/час в короне).

В разделе 4.2 рассмотрена эволюция пространственной структуры источников колебаний во время развития дрейфов частоты. Обнаружение амплитудной и частотной модуляции трёхминутных колебаний ставит вопрос о причинах этой модуляции. Исследование изменений в пространственной структуре источников колебаний во время частотных дрейфов может дать указание на природу их частотной модуляции. Узкополосные изображения источников колебаний были построены с использованием метода ПВФ для разных уровней солнечной атмосферы над пятном. Использовались данные наблюдений NoRH на частоте 17 ГГц, а также TRACE (на длине волны 171 ) и SDO/AIA на 9 длинах волн ультрафиолетового диапазона (1600, 1700, 335, 304, 211, 195, 171, 131 и 94 ).

На всех уровнях солнечной атмосферы обнаружена фрагментация источников трёхминутных колебаний. В нижних слоях солнечной атмосферы (температурный минимум и нижняя хромосфера) источник колебаний состоит из симметричных деталей малого углового размера, почти равномерно заполняющих центральную часть тени пятна. На уровне верхней хромосферы он также фрагментирован и заполняет всю тень пятна. Интересно, что вместе с размером самого источника увеличились и размеры его фрагментов. На корональном уровне источник состоит из двух компонент. Первая заполняет часть полутени, вторая имеет вид продолговатых структур, связанных с основаниями корональных петель. Развитие дрейфа частоты сопровождается значительными структурными изменениями источников колебаний. Появление новых фрагментов совпадает с началом развития очередного цуга волн.

В разделе 4.3 предложена интерпретация дрейфов частоты колебаний с учётом наблюдаемой эволюции структуры источников колебаний над солнечным пятном. В качестве возможного механизма, объясняющего наблюдаемые свойства трёхминутных колебаний, был рассмотрен отклик изотермической атмосферы на импульсные возмущения, приходящие из нижних слоев атмосферы солнечного пятна. Эволюция широкополосного импульса приводит к формированию колебательного отклика с частотой близкой к частоте акустической отсечки [6, 18].

В области температурного минимума частота отсечки соответствует периоду три минуты. Каждая активная область обладает тонкой структурой в виде магнитных трубок с разными параметрами плазмы. Это возможно вследствие того, что сильное магнитное поле подавляет теплопроводность в направлении поперёк силовых линий. Поэтому в разных структурах активной области могут возникать колебательные отклики с разными периодами. Наблюдения в радиодиапазоне не позволяют разрешить в полной мере тонкую пространственную структуру колебаний из-за недостаточной разрешающей способности инструментов. Колебания с различными частотами накладываются друг на друга, и наблюдаемые осцилляции имеют сложную частотную структуру.

Механизм, объясняющий дрейфы частоты колебаний проиллюстрирован на модели. Показано, что суперпозиция нескольких колебательных откликов с близкими частотами может приводить к дрейфу частоты колебаний интегрального сигнала.

Результаты четвертой главы диссертации опубликованы в [6*, 7*].

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

1. Разработан и реализован алгоритм автоматического обнаружения источников колебаний в атмосфере Солнца. Проведено тестирование алгоритма как на модельных, так и на реальных данных. Результаты тестирования показали высокую скорость работы алгоритма, достоверность детектирования колебаний и минимальную вероятность ложных срабатываний.
2. Усовершенствован метод поточечной вейвлет-фильтрации. Разработан новый способ построения узкополосных ПВФ-изображений источников колебаний. Разработан алгоритм получения карт фазовых скоростей распространяющихся волн. Проведена оптимизация программного кода с целью ускорения вычислений.
3. Разработана система автоматического обнаружения и отслеживания колебательных процессов в атмосфере Солнца. Система предусматривает обработку непрерывного потока изображений и накопление информации об источниках колебаний. Проведено тестирование системы на модельной последовательности изображений. Система запущена в эксплуатацию для построения ежедневных изображений и поиска источников 3-х и 5-ти минутных колебаний на диске Солнца по данным наблюдений SDO/AIA.
4. Разработан программно-аппаратный комплекс, реализованный в виде веб-сайта http:\\pwf.iszf.irk.ru и предназначенный для удалённой обработки данных в интерактивном режиме. Заинтересованным пользователям предоставлена возможность использования метода поточечной вейвлет-фильтрации и вейвлет-анализа одномерных массивов данных для исследования квазипериодических процессов. Пользователь может загрузить на сайт серии изображений для обработки и ознакомиться с возможностями сервиса на демонстрационном примере.
5. Установлено, что источники трёхминутных колебаний характеризуются тонкой пространственной структурой, которая наблюдается на всех уровнях солнечной атмосферы и проявляется в виде отдельных пространственно-разнесённых фрагментов. В короне эти фрагменты совпадают с основаниями корональных арок. На хромосферных высотах фрагменты в основном равномерно заполняют пространство над тенью пятна. Пространственная конфигурация источников колебаний не стабильна и изменяется с характерным временем порядка 30 минут. Изменения заключаются в перераспределении мощности колебаний между отдельными элементами.
6. Показано, что за 10–20 минут до начала вспышки наблюдается усиление мощности трёхминутных колебаний в микроволновом диапазоне. Это усиление сопровождается появлением в пространственном распределении мощности колебаний новых V-образных деталей («волновых следов»), направленных в сторону местоположения будущей вспышки. Выдвинута гипотеза о том, что трёхминутные колебания могут служить триггером для возникновения солнечных вспышек, а значительное усиление амплитуды цугов непосредственно перед вспышкой можно рассматривать, как её предвестник.
7. Показано, что колебания наблюдаются в виде последовательных цугов, каждый из которых характеризуется собственной динамикой частоты и амплитуды. Длительность цугов составляет ~ 10 – 20 минут со средним значением ~ 13 минут. Установлено, что частота трёхминутных колебаний в пределах одного цуга не постоянна. В большинстве случаев наблюдаются хорошо выраженные дрейфы частоты колебаний. Обнаружены частотные дрейфы как в сторону увеличения, так и в сторону уменьшения частоты. Дрейфы частоты трёхминутных колебаний наблюдаются на разных уровнях солнечной атмосферы, начиная от температурного минимума до короны. Обнаружен эффект возрастания скорости дрейфа частоты колебаний с высотой. Последовательные цуги и связанные с ними частотные дрейфы перекрываются по времени.
8. Для объяснения наблюдаемых свойств трёхминутных колебаний сделано предположение, что каждый цуг колебаний является откликом изотермической атмосферы на широкополосное возмущение среды. Цуги отличаются друг от друга своей локализацией, периодом и мощностью колебаний. Наличие мелкомасштабных деталей в пространственном распределении параметров плазмы (температуры, плотности, магнитного поля) обуславливает появление тонкой структуры частоты и мощности колебаний. Одновременное развитие нескольких колебательных откликов, в сочетании с ограниченным пространственным разрешением наблюдательных инструментов, может привести к суперпозиции цугов в регистрируемом сигнале. Такое наложение является причиной кажущегося эффекта дрейфов частоты трёхминутных колебаний.

Публикации по теме диссертации

1. Sych R., Nakariakov V., Anfinogentov S., Ofman L. Web-Based Data Processing System for Automated Detection of Oscillations with Applications to the Solar Atmosphere // Solar Physics. 2010. Vol. 266, № 2. P. 349–367.
2. Sych R., Nakariakov V., Anfinogentov S. Interactive remote data processing using Pixelize Wavelet Filtration (PWF-method) and PeriodMap analysis // 37th COSPAR Scientific Assembly. 2008. Vol. 37. P. 3106.
3. Анфиногентов С.А., Сыч Р.А. Автоматическое детектирование колебаний в атмосфере солнца с помощью метода поточечной вейвлет-фильтрации// Труды XII Конференции молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом». 2011. С. 48–49. (ИСЗФ СО РАН, Иркутск)
4. Sawant H.S. Gopalswamy N., Rosa R.R., Sych R.A., Anfinogentov S.A., Fernandes F.C.R., Cecatto J.R. Costa J.E.R. The Brazilian decimetric array and space weather // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2011. Vol. 73. P. 1300–1310.
5. Sych R., Nakariakov V.M., Karlicky M., Anfinogentov S. Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active region flares // Astronomy & Astrophysics. 2009. Vol. 505. P. 791–799.
6. Sych R., Zaqarashvili T.V., Nakariakov V.M., Anfinogentov S.A., Shibasaki K., Yan Y. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots // Astronomy & Astrophysics. 2012. Vol. 539. P. 10.
7. Анфиногентов С.А., Сыч Р.А. Исследование частотной стабильности трехминутных колебаний в атмосфере солнечных пятен// Труды XII Конференции молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом». 2011. С. 50–52. (ИСЗФ СО РАН, Иркутск)
8. Смольков Г.Я., Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Уралов А.М., Бакунина И.А., Руденко Г.В., Сыч Р.А., Анфиногентов С.А., Мышьяков И.И. К прогнозам солнечных вспышек: состояние, проблемы и подходы // Солнечно-земная физика. 2011. № 18. С. 74–78.

Цитируемая литература

1. Beckers J.M., Tallant P.E. Chromospheric Inhomogeneities in Sunspot Umbrae // Solar Physics. 1969. Vol. 7. P. 351–365.

2. Giovanelli R.G. Oscillations and Waves in a Sunspot // Solar Physics. 1972. Vol. 27. P. 71–79.

3. Zirin H., Stein A. Observations of Running Penumbral Waves // Astrophysical Journal. 1972. Vol. 178. P. L85+.

4. Simon M., Shimabukuro F.I. Observations of the Solar Oscillatory Component at a Wavelength of 3 Millimeters // Astrophysical Journal. 1971. Vol. 168. P. 525.

5. Занданов В.Г., Уралов А.М. Стабильные квазипериодические компоненты флуктуаций солнечного микроволнового излучения // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. № 65. P. 97–107.

6. Занданов В.Г., Уралов А.М. Реакция микроволнового излучения локальных источников на выход магнитного поля в корону // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. № 65. P. 107–120.

7. Zandanov V.G., Uralov A.M. Pulsations of microwave emission as a consequence of oscillatory transients in the solar atmosphere // Solar Physics. 1984. Vol. 93. P. 301–304.

8. Жугжда Ю.Д. Трехминутные колебания в солнечных пятнах: сейсмология атмосферы солнечных пятен // Письма в астрономический журнал. 2007. Vol. 33, № 9. P. 698–720.

9. Nindos A. et al. Spatially resolved microwave oscillations above a sunspot // Astronomy & Astrophysics. 2002. Vol. 386. P. 658–673.

10. Sych R.A., Nakariakov V.M. The Pixelised Wavelet Filtering Method to Study Waves and Oscillations in Time Sequences of Solar Atmospheric Images // Solar Physics. 2008. Vol. 248. P. 395–408.

11. Pesnell W.D., Thompson B.J., Chamberlin P.C. The Solar Dynamics Observatory (SDO) // Solar Physics. 2012. Vol. 275. P. 3–15.

12. Bogdan T.J. Sunspot Oscillations: A Review - (Invited Review) // Solar Physics. 2000. Vol. 192. P. 373–394.

13. Bogdan T.J., Judge P.G. Observational aspects of sunspot oscillations // Royal Society of London Philosophical Transactions Series A. 2006. Vol. 364. P. 313–331.

14. Nakariakov V.M. et al. Oscillatory processes in solar flares // Plasma Physics and Controlled Fusion. 2010. Vol. 52, № 12. P. 124009.

15. Nakariakov V.M., Verwichte E. Coronal seismology: Seismology of the corona of the Sun // Astronomy and Geophysics. 2004. Vol. 45, № 4. P. 040000–040004.

16. McIntosh S., De Pontieu B., Tomczyk S. A Coherence-Based Approach for Tracking Waves in the Solar Corona // Solar Physics. 2008. Vol. 252, № 2. P. 321–348.

17. De Moortel I., McAteer R.T.J. Waves and wavelets: An automated detection technique for solar oscillations // Solar Physics. 2004. Vol. 223, № 1. P. 1–11.

18. Ireland J. et al. Automated Detection of Oscillating Regions in the Solar Atmosphere // Solar Physics. 2010. Vol. 264. P. 403–431.

19. De Moortel I. Propagating magnetohydrodynamics waves in coronal loops // Royal Society of London Philosophical Transactions Series A. 2006. Vol. 364. P. 461–472.

20. Abramov-Maximov V.E., Gelfreikh G.B., Shibasaki K. Quasi-periodic Oscillations of Solar Active Regions in Connection with Their Flare Activity - NoRH Observations // Solar Physics. 2011. Vol. 273. P. 403–412.

21. Nakariakov V., King D. Coronal Periodmaps // Solar Physics. 2007. Vol. 241, № 2. P. 397–409.

22. Mallat S. A Wavelet Tour of Signal Processing, Second Edition. San Diego Academic Press, 1999. 620 p.

23. Rae I.C., Roberts B. Pulse propagation in a magnetic flux tube // Astrophysical Journal. 1982. Vol. 256. P. 761–767.