Диссертация (1150638), страница 6
Текст из файла (страница 6)
Он использовал спектроскоп длянаблюдения сдвигов линий, вызванных эффектом Доплера, присутствующий вспектрах протуберанцев, и заметил, что вещество не только поднимается вверх,но также часто сопровождается вихревыми движениями, которые приводят кпоявлению спиральных структур. Он предположил, что изменения скоростидолжны быть вызваны еще необнаруженной силой. Сейчас мы знаем, что этовызвано наличием магнитных полей.Существовали две основные методики наблюдений протуберанцев припомощи спектроскопов (Рис.
1.7). По одной из методик щель спектроскопарасполагалась радиально, по другой – тангенциально. В любом случаенаблюдатель видел только разрез протуберанцев, и для их зарисовок необходимобыло перемещение объекта по щели спектроскопа. Несмотря на трудоемкость,такие наблюдения проводились регулярно на протяжении более 60 лет.33Для данного исследования наиболее важным является тот факт, что Секки в1869 году применил метод спектроскопических наблюдений для регулярныхнаблюдений. Вместе с Респиги (Respighi) он начал серию наблюдений«спектроскопических изображений солнечной границы», (“spectroscopic images ofthe solar border”), которые он опубликовал в «Memorie della Societä deglispettroscopisti italiani» в 1870 г. Этот метод наблюдений положил основу длямеждународной сети наблюдений.
Эти данные мы будем анализировать в Главе 3.Рис. 1.5. Схема спектрографа, использованного Секки для наблюдений протуберанцев сизменением направления светового луча.Рис. 1.6. Схема спектрографа, использованного Секки для наблюдений протуберанцев безизменения направления лучей 1862. Р - череда призм, две кварцевые и одна стеклянная призмы.s – щель, С - коллиматор. Объектив телескопа - F с окуляром О.34a)b)Рис.
1.7. Схемы, иллюстрирующие методики наблюдений протуберанцев на спектроскопах. a)щель расположена по касательной к лимбу Солнца; b) щель расположена радиально.1.4.2. Фотографические наблюдения протуберанцевВ 1891 году Дескландер и Хейл (G. Deslandres и G. E. Hale), независиморазработали спектрогелиограф [47], с помощью которого стало возможнымфотографировать протуберанцы на лимбе Солнца. Используемый методосновывался на оригинальной системе, в которой по щели спектроскопа«сканировали» области лимба с находящимися за ним протуберанцами; а втораящель или селекторная щель, помещенная в плоскость изображения спектрографа,позволила выбрать из спектра данную эмиссионную линию. При такомрасположении фотографическая пластина, расположенная за второй щелью иперемещаемая синхронно с сканирующим движением первой щели, создавалаизображение протуберанца более высокого контраста и, следовательно, болееподробно, чем изображение, обеспечиваемое визуальным наблюдением сширокой щелью.
Излучение, используемое для фотосъемки, представляло собойK-линию ионизированного кальция, которая, будучи в фиолетовой части спектра,была гораздо более подходящей для фотографии, чем H-alpha, поскольку в товремя производство пластинок с заданной цветовой чувствительностью все еще35находилось на экспериментальной стадии. Кроме того, пластины, полученныепутем сканирования солнечного диска от одного лимба к другому, показалисовершенно иной аспект, чем те, которые получены с помощью обычноготелескопа. Они на самом деле открыли структуру хромосферы, которая состоит,по существу, из множества маленьких блестящих облаков, находящихся в тысячекилометров над поверхностью [30].Новый метод регистрации на спектрогелиографе позволил получитьфотографические копии протуберанцев, но, по сути, не давал информациибольше, чем при визуальных наблюдениях.
Регистрация хромосферы на дискеСолнца была затруднена из-за низкого контраста протуберанцев (волокон) надиске Солнца (Рис. 1.8).a)b)Рис. 1.8. a) Раннее наблюдение солнечной хромосферы в линии CaIIK. Это изображение былосделано 20 февраля 1895 года и доступно в архиве исторических спектрогелиограммобсерватории Медон (bass2000.obspm.fr/gallery2/main.php). Яркие области, видимые на диске,называются флоккулами. b) Более позднее наблюдение в линии CaIIK обсерватории Медон.Видны волокна на диске Солнца [30].Только в 1903 году, когда мощность спектрогелиографа была достаточноувеличена, стало возможным наблюдать протуберанцы в ядре линии CaIIK (K3)от их появления над лимбом Солнца как протуберанцев, затем отслеживать их36прохождение на диске как волокна [30].
Дескландер назвал эти структурыволокнами (filaments), это название используется и в настоящее время. Новыйспектрогелиограф дал возможность наблюдать волокна также, как и пятна от ихпервого появления на восточном лимбе до их исчезновения на западном лимбе, т.е. в разных перспективах для наземного наблюдателя. Это позволило установитьих характерную пространственную форму. Последнее оказалось сильно отличнымот того, как это можно было интерпретировать, наблюдая лишь на лимбе.Действительно протуберанцы на самом деле огромные мосты с несколькимиарками, настолько узкие по сравнению с их другими измерениями, что некоторыеавторы описали их как очень тонкие листы газа, парящие над хромосферой.Для более детального изучения формирования, развития и исчезновенияпротуберанцеввобсерваторииМедонподэгидойМеждународногоастрономического союза стали реконструировать синоптические карты солнечнойхромосферы (Рис.
1.9).Помимопротуберанцевсиноптическихкартпубликовался(http://voparis-helio.omspm.fr).иДанныекаталогизволоконэтогоикаталогаиспользовались для изучения широтных миграций волокон [5, 74]. На Рис. 1.10представлено широтно-временное распределение положения солнечных волоконподаннымкаталога‘Cartessynoptiques’.Можноотметитьдостаточнозашумленный характер распределения.Наблюдать протуберанцы можно и с использование фильтров, даже сотносительно широкой полосой пропускания.
Относительный контраст можноповысить, если отсечь свет от солнечного диска при использовании коронографа.Такая методика применялась в Кисловодске. Наблюдения протуберанцев наГорной станции ГАО РАН начались 16 июля 1952 г. Первоначально наблюденияпроводились в линии Нα на внезатменном коронографе системы Лио.37Рис. 1.9. Синоптическая карта солнечной активности обсерватории Медон. Активные области(пятна и флоккулы, отмеченные синей и красной линиями соответственно) и волокна,наблюдаемые на диске (зеленой линией), показаны при их максимальной активности.Положения на карте наблюдаемых признаков представляет собой средние положения суточныхзначений.Рис. 1.10.
Широтно-временное распределение положений волокон по данным каталога ‘Cartessynoptiques’ согласно [5]. На нижней панели для сравнения приведен индекс чисел солнечныхпятен.38Для протуберанцев определялась только площадь, просуммированная потридцатиградусным зонам по всему лимбу. Во внимание принимались толькопротуберанцы с высотой не менее 30” (угл. сек.). С 1957г. введена новая системаобработки протуберанцев, которая действовала до 2005 г. (Труды ГАО вПулково). При обработке протуберанцев определяется гелиографическая широтаих центральной части, протяженность по лимбу (в градусах), высота (в секундахдуги), яркость по трехбалльной шкале, площадь (в протуберанц-единицах – этоплощадка со сторонами: 1” – по продолжению солнечного радиуса и 1º - полимбу).
До 80-х за каждый день наблюдения обрабатывались протуберанцы свысотами не меньше 30”, после начали обрабатывать все видимые протуберанцы[1]. Этот факт отразился на изменении количества протуберанцев в течение этогопериода (Рис. 1.11). С 2005 г. ведется цифровая регистрация и компьютернаяобработка протуберанцев.Рис. 1.11. Широтно-временное распределение протуберанцев по данным Кисловодска запериод 1957-2017 гг.
по безе данных (http://solarstation.ru/).391.5.Долговременные наблюдения полного диска Солнца в линии CaIIKНаблюдения полного диска Солнца позволяют восстановить положениеактивных областей на Солнце. Наблюдения в спектральной линии CaIIK,формирующейсявсолнечнойхромосфере,применяютдляизвлеченияинформации о солнечных флоккулах, эфемерных областях и хромосферной сетке.Изображения в линии CaIIK могут служить для реконструкции магнитограмм(хотя и без информации о магнитной полярности) и могут использоваться длявосстановления эволюции магнитного поля на Солнце. Возможность этого даеттесная связь между яркостью CaIIK и напряженностью магнитного поля (см.например [129, 79]).Линия CaIIK на 393,367 нм является одной из самых глубоких и широкихлиний в видимом солнечном спектре, и поэтому легко доступна для наземныхнаблюдений, хотя и находится в фиолетовой части солнечного спектра.
Болеетого, ее расположение в фиолетовой части спектра позволило впервыеиспользовать эту линию [47] для фотографических наблюдений солнечнойхромосферы, поскольку производство фотопластинок для этого участка спектраоказалось легче чем для красной области (линии Н-альфа).ИнтенсивностьядралинииCaIIKсоставляетпримерно5%отинтенсивности в континууме. Она характеризуется двумя пиками (K2V, K2R),обращением (эмиссией) в центре (K3) и двумя вторичными минимумами (K1V,K1R).
Обозначения V и R соответствуют пик/минимум фиолетовой (V) иликрасной (R) части спектра относительно K3. На Рис. 1.12 показаны два профиляинтенсивности линии CaIIK, соответствующие спокойной области на Солнце(QS), и область формирования флоккул. Все особенности изменения профилялинии, связанные с активностью, происходят в интервале 1Å, отмеченном на Рис.1.12. Линии CaIIK формируется в солнечной атмосфере на высотах 500-2000 км.Причем крылья линии CaIIK вблизи минимумов K1 формируется ближе кфотосфере, в температурном минимуме, на границе между фотосферой и40хромосферой. Локальное уменьшение температуры с высотой над фотосферойприводит поглощению. Ближе к ядру спектральной линии, линия становится ярчес увеличением высоты.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
