Вы здесь

Структура, динаміка та еволюція дрібномасштабних магнітних елементів у фотосфері Сонця.

Автор: 
Шемінова Валентина Андріївна
Тип работы: 
Дис. докт. наук
Год: 
2007
Артикул:
0507U000251
99 грн
(320 руб)
Добавить в корзину

Содержимое

Розділ 2. Стокс-діагностика дрібномасштабних магнітних елементів. У цьому розділі описано використані в наших дослідженнях методи стокс-діагностики дрібномасштабних магнітних полів, подано систему рівнянь, на якій базуються обчислення профілів Стокса ліній поглинання, ефективних висот формування цих ліній та їхніх індикаторів чутливості до атмосферних параметрів. Також описано матеріали спостережень і МГД-моделі сонячної магнітогрануляції. Представлено результати застосування методів стокс-діагностики для аналізу достовірності 2D-МГД-моделей [1,39] та надійності методів стокс-діагностики.
Точність оцінок параметрів магнітного поля, отриманих за допомогою простих класичних методів та сучасних інверсних методів значною мірою залежить від спектральної та просторової роздільності спостережень. Крім того, вона залежить від ступеня реальності моделей атмосфери Сонця. Щоб отримати вищу точність та подолати труднощі, потрібен новий підхід до дослідження дрібномасштабної структури магнітного поля фотосфери. Дисертантом разом зі співавторами ще в 1990-х роках [1,2,6,14] був розроблений новий МГД-метод, який включає числове МГД-моделювання сонячної магнітогрануляції з високою роздільністю, стокс-діагностику, а також використовує спектральні і поляриметричні спостереження. Основна перевага цього методу над іншими полягає в тому, що замість схематичних моделей магнітних утворень створюються самоузгоджені МГД-моделі ділянок магнітогрануляції. Застосування стокс-діагностики до ділянок модельованої сонячної магнітогрануляції дозволяє: виконувати порівняльний аналіз сітки синтезованих профілів Стокса ліній поглинання зі спостережуваними профілями; вивчати внутрішню структуру найдрібніших магнітних елементів з тим розділенням, яке реалізується для даних МГД-моделей.
Стокс-діагностика є важливою складовою МГД-методу. Вона потребує насамперед синтезу профілів Стокса в рамках неоднорідних і нестаціонарних МГД-моделей. Для створення математичного забезпечення стокс-діагностики (алгорит-му і програмного комплексу SPANSATM [32]) дисертантом були використані нові розробки теорії перенесення поляризованого випромінювання в лініях поглинання при наявності магнітного поля. В основі алгоритму обчислень профілів Стокса лежить система диференціальних рівнянь Унно-Рачковського в наближенні локальної термодинамічної рівноваги (ЛТР). Нагадаємо, що згідно з пропозицією Унно інтенсивність та поляризацію випромінювання описують за допомогою параметрів Стокса I, Q, U, V. Параметр I визначає загальну інтенсивність, Q - різницю між інтенсивністю лінійно поляризованого випромінювання в напрямах 0? і 90?, U - різницю між інтенсивністю лінійно поляризованого випромінювання в напрямах 45? і 135?, V - різницю між інтенсивністю випромінювання, поляризованого по колу за часовою стрілкою і проти. Опис алгоритму для обчислень параметрів I, Q, U, V, а також коду SPANSATM приведено в Додатку А.
З метою вдосконалення стокс-діагностики дисертантом були розроблені методи визначення ефективних висот утворення профілів Стокса та індикаторів чутливості ліній до атмосферних параметрів на основі функцій внеску та відгуку. В роботах Шемінової [11,13] показано, що ефективні висоти утворення профілів I, Q, U, V мало відрізняються між собою (до 10-30 км). Слід підкреслити, що задачі спектрополяриметричного аналізу є багатопараметричними, тому вимагають ретельного вибору спектральних ліній, які могли б забезпечити оптимальний розв'язок конкретної проблеми за рахунок зменшення кількості вільних параметрів. Такий вибір можна здійснити за допомогою індикаторів чутливості до атмосферних параметрів, розрахованих з використанням відповідних функцій відгуку. Аналіз індикаторів, виконаний дисертантом у роботах [12,13,24], свідчить, що лінії поглинання найбільше реагують на зміну температури Т. Температурна чутливість ліній залежить від їхньої сили та потенціалу збудження EP. Слабкі лінії чутливіші до змін Т, ніж сильні. Зі збільшенням EP температурна чутливість ліній зменшується. Але, якщо EP > 7 еВ, то температурна чутливість ліній збільшується. Зауважимо, що атомні лінії з низькими EP при збільшенні Т послаблюються, тоді як лінії С I і О I з EP > 7 еВ посилюються. Також при збільшенні Т посилюються лінії поглинання Fe II. Таблиці індикаторів чутливості та ефективних висот формування ліній заліза надані в роботі [24].
Матеріали спостережень, використані в даних дослідженнях, були люб'язно надані співавторами дисертанта. Спектри яскравих точок були одержані Руппе ван дер Воортом [52] на першому Шведському вакуумному сонячному телескопі з роздільною здатністю 0.2" в лініях H і K Ca II. Це був рідкісний випадок спостережень з практично нульовим рівнем атмосферних шумів. Саме вони стали базою для створення моделей яскравих точок. Спектри профілів Стокса I, V ліній поглинання були одержані Стенфло та ін. [60] на фурье-спектрометрі FTS, переобладнаному в стокс-поляриметр, який був установлений на телескопі Національної сонячної обсерваторії (США). Крім того, на цьому ж телескопі, використовуючи FTS, Брандт [43] отримав спектрограми спокійних та активних ділянок фотосфери. Просторова роздільність FTS-спостережень складала 10". Час накопичення сигналу (?15 хв) забезпечив згладження шумів та 5-хвилинних осциляцій. Недостатня просторова роздільність FTS-спостережень компенсується великою кількістю одержаних спектральних ліній. Дані FTS-спостережень використані дисертантом у МГД-методі, а також для дослідження абсолютних зміщень профілів Стокса і хімічного складу магнітних утворень.
Використані в наших дослідженнях МГД-моделі сонячної магнітогрануляції Атрощенка і Шемінової [1] і Гадуна та ін. [6,39] були отримані шляхом числового 2D-моделювання у наближенні гравітаційно-стратифікованого, радіаційно-зв'язаного, частково іонізованого, турбулентного середовища, що може стискатися. Слід зауважити, що на час створення наших моделей уже існували 3D-МГД-моделі [51], але вони мали занадто малу просторову роздільність через складність проведення велик