Диссертация (1150638), страница 17
Текст из файла (страница 17)
Термин волокна относится к большим магнитнымструктурам с повышенной концентрацией плазмы, наблюдаемым в хромосфереили короне Солнца. Волокна на солнечном диске выглядят, как темныепротяженные структуры длиной 60 - 600 Мм [147]. Структуры кажутся темнымина ярком солнечном диске, потому что они более холодные, в отличие отокружающей среды, и создают поглощение свкета в определенных спектральныхлиниях.
Однако волокна также наблюдаются в эмиссии, над солнечным лимбом.В этой геометрии наблюдений они называются протуберанцами. Тем не менее,оба термина, волокна или протуберанцы, часто используются в литературе каквзаимозаменяемые.Волокна наблюдаются практически на всех широтах Солнца. Такоераспределение не является случайным, появление волокон на диске Солнцасвязано с распределением крупномасштабных магнитных полей и магнитныхполейактивныхобластей.Волокнапрактическивсегдалежатмеждупротивоположными полярностями магнитного поля, т.
е. вдоль так называемойлинии инверсии полярности (PIL) [11]. Линия инверсии полярности легкоидентифицируется на магнитограммах, как область между отрицательной иположительнойполярностями.Следовательно,волокнадаютценнуюинформацию о распределении полярности крупномасштабного магнитного поля[96, 85, 86].Обычно волокна относятся к долгоживущим структурам в солнечнойатмосфере. Но иногда, вследствие гидромагнитной неустойчивости, теряют125равновесие, что приводит к извержению плазмы.
Поскольку извержения волокончасто связаны со вспышками и выбросами корональной массы (КВМ), которыеявляются главными источниками возмущений космической погоды [46], знания осолнечных волокнах дают неоценимый вклад в исследованиях космическойпогоды [24]Волокна классифицируются на спокойные (QS) и активные (AR). Активныеволокна расположены внутри активных областей или очень близко к солнечнымпятнам. Они лежат ниже в солнечной атмосфере [90] и связаны с более сильнымимагнитными полями по сравнению со спокойными (например [59]). С другойстороны, спокойные волокна обычно намного крупнее и более стабильны, чемактивные. Они находятся высоко в короне и имеют срок жизни до несколькихмесяцев.
Также стоит упомянуть третий тип волокон: волокна “полярного венца”(PC) (например [23]). Как следует из их названия, они встречаются на высокихширотах и обычно образуют кольцо (или корону) вокруг полюса. Поэтому линиираздела полярности, вытянутые с Востока на Запад, а надлежащие волокна оченьстабильны.Систематические наблюдения в линии Н-альфа начались примерно с 1915года в обсерватории Кодайканал (Индия), когда Дж. Эвершед использовал вспектрогелиографе спектральную решетку с большой дисперсией (см. Главу 1). В1919 г. наблюдения начались на спектрогелиографе в обсерватории Медон(Франция), а начиная с 1959 г. в обсерватории Кисловодской Горнойастрономической станции, с применением интерференционно-поляризационногофильтра.
В период 1959–2004 гг. регистрация в Кисловодске проводилась спомощью фотографических пленок в ручном режиме. С 2004 г. по настоящеевремя обработка наблюдений в линии Н-альфа проводится в цифровом виде. Всеэти наблюдения позволили создать длинный ряд данных свойств волокон,основными характеристиками которых являлись их количество, координатыконцов волокон и оценка яркости.Долговременное поведение волокон на протяжении нескольких солнечных126циклов изучалось по данным атласов синоптических карт “Cartes synoptiques”(1919-1989,7циклов)(ftp.ngdc.noaa.gov/STP/space-weather/solar-data/solar-features/prominences-filaments/filaments), NOAA Solar Geophysical Data (1955-2009,6циклов)Кисловодской(ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SGD),Горнойастрономическойданнымежедневнойстанции(1957-2017,обработки6циклов)(http://solarstation.ru/), данным синоптических Н-альфа карт (1978-2016) ГАС ГАО(http://solarstation.ru/).полярностиСледуетотметитькрупномасштабногоимагнитногосиноптическиеполякарты1915-1964раздела[83,84](http://www.gaoran.ru/russian/publ-s/synopt/), на которых хотя сами волокна неприсутствуют, но отображены предполагаемые линии раздела полярностикрупномасштабного магнитного поля, реконструированные по положениюсолнечных волокон и протуберанцев.
Существует также реконструкция картраздела полярности магнитного поля на основе положений протуберанцев запериод 1887-1914 [1].Можно отметить, что описанные выше наборы данных содержат достаточноограниченную информацию о свойствах солнечных волокон. Как правило, этокоординаты начала и конца волокон, возможно координаты геометрическисредней точки и яркости волокон в условных единицах. Вместе с тем для рядазадач, например, для уточнения положений линий раздела полярности [96],изучения топологических свойств протуберанцев [93, 169, 36], исследованияустойчивости волокон и прогноза корональных выбросов массы [36, требуетсяинформация о геометрической структуре волокон. Для этого нужно выделятьволокна, как геометрические объекты.Волокна, как правило, состоят из “хребта” (“spine”) и ножек (“barbs.”).
[93]определил основную часть (хребет) как горизонтальную тонкую структуру вдольдлинной оси волокон и ножки, как продолжения по бокам волокон, выступающиеиз основной части. Hα наблюдения с 60-х годов использовались для установленияусловий формирования волокон.
Смит [132] исследовала хромосферныеволоконца вокруг линий инверсии полярности. Он обнаружил, что волоконца127имеют тенденцию выравниваться с линией, которая впоследствии станет длиннойосью волокна, то есть параллельно линии инверсии полярности. Позднее в работе[39] авторы, основываясь на Hα изображениях, сценарий, развития начинающийсяс хромосферных волоконцев до тех пор, пока волокно не будет окончательносформировано. Автор пришел к выводу, что волокна были сформированы в такназываемых каналах волокон.
Тем не менее, [91] подчеркнула, что наличие каналаволокон не гарантирует появления волокна в нем.Рассматривая геометрию волокон в линии Н-альфа, можно определитьтакой их параметр, как закрученность (хиральность “chirality”) [92]. Используетсяследующий принцип: если волокна рассматривать со стороны положительнойполярности крупномасштабного магнитного поля, можно выделить два типа правые и левые волокна. В первом типе ножки по отношению к хребту вытянутывправо, в то время как другие вытянуты влево. Авторы [92] нашли корреляциюмежду направлением магнитного поля вдоль оси волокон и правыми/левыми«волоконцами».
Магнитное поле направлено вправо (dextral) для волокон сножками, вытянутыми вправо, и влево (sinistral) для волокон с ножками,вытянутыми влево. Таким образом, знание геометрии солнечных волоконпозволяет определить ориентацию их магнитного поля. Мы планируем выполнитьэту работу по данным долговременных наблюдений в ближайшее время.Вопрос хиральности исследовали в своей работе Певцов и др. [109]. Имбыло обнаружено, что 80,2% / 74,9% спокойных/активных волокон в северномполушарии являются правыми, а 85,5% /76,7% волокон в южном полушарииявляются левыми, что согласуется с хорошо известным правилом спиральностиполушария.1284.2.Методика оцифровки солнечных волоконВ данном разделе представлены результаты выделения волокон на дискеСолнца.
Долговременные данные характеристик солнечных волокон могут датьсущественную информацию о свойствах солнечной цикличности. Солнечныеволокна расположены на линиях смены знака крупномасштабного магнитногополя.Такимобразом,иханализпозволяетвосстановитьтопологиюкрупномасштабного магнитного поля за длительный интервал времени [87, 55, 43,100].Ранее была выполнена оцифровка волокон на синоптических картах запериод 1919–2014 [159]. На этих картах были оцифрованы срединные линииволокон, нанесенные вручную на синоптические карты обсерваторий Медон(Франция) и Кисловодской горной станции.Целью данной работы являлось создание ряда характеристик волокон поежедневным данным наблюдений за период около 100 лет, создание банка данныхвекторных контуров границ волокон на ежедневных изображениях различныхобсерваторий, а также предварительный анализ полученных данных.Основноевниманиебылоуделенообработкеежедневныхданныхобсерватории Кодайканал (Индия) за период 1912–2002 гг.
В качестве исходныхданных обсерватории Кодайканал были использованы изображения размеромпикселей,800x800доступные(http://kso.iiap.res.in:8080/KodaiArchiveData/),анатакже,частично,сайтеданныхоцифровки фотопластинок, выполненных А.Г. Тлатовым в 2000 г. в обсерваторииКодайканал.На Рис. 4.1 представлено число отсканированных пластинок из архиваобсерватории Кодайканал за период 1920-2002 гг. То, что число пластинок моглопревышать количество дней в году, говорит о том, что съемка проходиланесколько раз в день.
Однако стоит отметить, что некоторые фотопластинкиимеютплохоекачество.Качествоизображенийзначительноуступает129современным наблюдениям. Многие пластины имеют низкий контраст (Рис. 4.2(a)), некоторые из пластин повреждены грибком (Рис. 4.2 (b)), некоторыеизображения Солнца имеют неправильную форму (Рис. 4.2 (с)).Для выделения волокон было разработано специальное программноеобеспечение. Алгоритм включает в себя несколько шагов: выделение лимбаСолнца и наложение сетки, коррекция потемнения к краю, поиск маркера P-угла,выделение волокон над уровнем спокойного Солнца, редактирование выделенныхобъектов оператором. Наше программное обеспечение предусматривает какполностью автоматический режим выделения, так и возможность редактированияв ручном и полуавтоматическом режиме, что отличает его от других методов [41,54, 56].Рис.
4.1. Число оцифрованных пластинок с наблюдениями в линии Н-альфа в обсерваторииКодайканал (согласно http://kso.iiap.res.in:8080/ ).130a)1916.01.03b) 1916.03.13c)1916.12.11Рис. 4.2. Изображения фотопластинок обсерватории Кодайканал наблюдений в линии H-alpha,иллюстрирующие плохое качество изображений: a) низкий контраст пластины; b) повреждениепластины грибком; с) неправильная форма диска Солнца.Всего было выделено более 326 тыс. волокон на 24 308 изображенияхобсерватории Кодайканал за период 1912–2002 гг.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
