Методы и результаты исследования солнечных пятен и окружающей фотосферы с высоким разрешением

При исследовании любого образования на Солнце мы повсеместно сталкиваемся с явлением его структуризации и с объединением солнечных структур меньших масштабов в большие и наоборот, что указывает на генетическую взаимосвязь между структурами разных масштабов. Современные представления о физических процессах в фотосфере свидетельствуют о сложных взаимосвязях между магнитным полем, конвекцией, радиацией и волнами. В последные годы мы стали лучше понимать физическую связь между мелкомасштабными и крупномасштабными структурами. Постепенно становится также ясно, что нет четкой границы между спокойным и активным Солнцем, наоборот, оба этих аспекта представляют единую динамично изменяющуюся картину.

В середине 60-х годов, когда было начато данное исследование, стало ясно, что весь ход развития физики Солнца и получение все более надежных наблюдательных данных, и их осмысление свидетельствует о том, что прежние представления о магнитном поле, структуре пятен и других явлений активной области, а также о тонкой структуре окружающей фотосферы, основанные на наблюдениях с усредненными их характеристиками, не отражают истинной картины происходящих явлений. Стало очевидной актуальность изучения важнейших физических параметров тонкоструктурных элементов различных объектов и их совокупности как выявления и сосредоточения основных действующих сил как в активных областях, так и на всей солнечной поверхности. Поэтому наши интересы при выполнении этой работы были сконцентрированы прежде всего на исследовании наиболее мелкомасштабных тонкоструктурных образований солнечной атмосферы (магнитные узлы — микропоры, яркие факельные гранулы, темные и светлые волокна полутени, светлые образования в тени пятна, тонкие эмиссионные узлы вспышек и т. п.), из которых, как из универсальных кирпичиков, формируются затем все наблюдаемое разнообразие крупномасштабных явлений с тонкой структурой, таких как пятна, вспышки и другие проявления активной области. Поэтому без детального исследования этих кирпичиков — основных составляющих любого активного образования, нельзя получить правильного представления о физическом характере процессов как в атмосфере, так и в различных подфотосферных слоях конвективной зоны Солнца.

В 60-х годах и в последующих десятилетиях центр тяжести исследований в физике Солнца был сосредоточен на изучении магнитогидро-динамических явлений, при этом выяснилось решающая роль тонкоструктурных магнитных полей в механизме возникновения и развития основных действующих сил в активных процессах на Солнце. Почти все многочисленные проявления солнечной активности непосредственно связаны со сложной и многообразной структурой магнитных полей. Ввиду того, что при этом в атмосфере солнечных образований достигаются большие перепады в температуре, давленип, скорости и в напряженности магнитного поля, их тонкая структура во многих случаях является определяющей в общем баллансе энергии. Теперь ясно, что в очень мелких пространственных масштабах могут быть сконцентрированы фундаментальные процессы на Солнце.

Однако, основное поле проявления магнитогидродинамических процессов сосредоточено в активных областях, представляющих сложный комплекс зарождения, развития и взаимодействия таких различных явлений как пятна, вспышки, факелы и т. п., основным источником и механизмом возбуждения которых является магнитное поле. Именно здесь магнитные поля разной интенсивности, проявляя себя в образовании пятен и являясь первоисточником энергии солнечных вспышек. формируют и контролируют солнечную плазму, определяют структуру и динамику многих процессов в атмосфере Солнца, перенос вещества и энергии в ней и порождают все явления солнечной активности.

Ключом к пониманию многих солнечных явлений и равновесия и стабильности большинства структурных образований явилось предложенное нами концепция о структуре магнитного поля активных образований как о системе скрученных магнитных жгутов, погруженных более или менее вертикально в фотосферные слои. В появлении и развитии этих представлений важную роль сыграла наблюденная еще в конце 60-х годов рядом авторов [12,13,15,194] и нами [281] концентрация сильного магнитного поля напряженностью не менее 1000 Г с в отдельных элементарных тончайших магнитных жгутах — узлах или микропорах диаметром 200 — 300 км, наблюдаемых только при идеальном очень высоком качестве изображения, и выдвинутая нами на стыке 60 — 70-х годов концепция [65,260,281,400] об их объединении в единую скрученную систему жгутов, формирующих поры, пятна и другие активные образования. Эта концепция получила дальнейшее развитие в теоретическом и экспериментальном аспектах п не потеряла своей актуальности и в настоящее время, так как с ростом технических возможностей, совршенствованием аппаратуры, разработкой новых подходов к проблеме и интерпретаций полученных данных и возможностью выявления все более мелких деталей она дает возможность их объяснения и моделирования. В последние десятилетия эти представления получили дальнейшее развитие в работах Стенфло и других исследователей [22−25 и др.] и стало очевидным, что тончайшая (диаметром до 100 км) неоднородность структуры солнечных образований и концентрация сильных магнитных полей (напряженностью порядка 1000 Гс) в жгуты соответствующего размера является естественным фундаментальным свойством солнечной плазмы.

Развитие этих концепций побудило исследователей физики Солнца к новым взглядам на самые различные вопросы возникновения, эволюции и строения активных областей в целом и пятен — как скрученных магнитных силовых трубок, состоящих из нескольких навытых друг на друга систем (пучков) магнитных жгутов, в частности. Наиболее ярко действие магнитного поля проявляется в процессе появления и развития пятен. В них и их окрестностях сконцентрированы основные процессы солнечной активности вообще и нестационарных явлений в частности. Отсюда идут наиболее мощные геоэффективные электромагнитные излучения. Именно пятна играют единственную в своем роде роль в общей сложной системе магнитного поля на Солнце, они не только служат точками выхода петель силовых линий, но и являются областями наибольшего значения напряженности магнитного поля. Вследствие этого на протяжении длительного времени не уменьшается повышенный интерес к проблемам, связанным с появлением и развитием солнечного пятна.

В 60-х годах был установлен целый ряд важных наблюдательных фактов, существенно изменивших наше представление о природе пятен и характере их эволюции. Обнаружение таких явлений как неоднородность структуры магнитного поля как по поверхности, так и по высоте в пятне [1−6], «грануляционная» структура тени пятен [7−11], концентрация сильных магнитных полей в магнитных узелках — микропорах [12−15,281], тонкая структура полутени п эвершедовских движений [7,16−19,166] и др. показало, что фундаментальной особенностью магнитного поля в пятне является сильно выраженная структурная неоднородность [20−21]. Это существенно изменило наши представления о природе пятен и характере их эволюции. При этом неоднородность структуры пятен сопровождается большим разнообразием физических условий, о чем свидетельствовало обнаружение таких фактов как одновременное существование линий как низкого, так и высокого потенциалов возбуждения и различие напряженности магнитного поля в элементах, ответственных за образование линий ионов и линий нейтральных атомов, а также особенности магнитного расщепления спектральных линий и др. Наконец, непосредственные изображения тени и полутени на прямых снимках пятен также указывают на существование крайне сложной и неоднородной тонкой структуры и различных резко различающихся физических условий в них.

Все это представляет солнечное пятно классической проблемой как для физики Солнца, так и для магнитной гидродинамики, и несмотря на множество полученных за несколько десятилетий интереснейших наблюдательных данных и несомненный прогресс в построении теоретических моделей, мы до сих пор сталкиваемся с рядом трудностей в понимании происходящих явлений. Поэтому исследование природы тонкой структуры магнитного поля и связанной с ней столь же тонкой структуры распределения скоростей, сосредоточенной во множестве регулярно расположенных мелкомасштабных (< 1″, в поперечнике) волокнистых структурах пятен, магнитных и структурных образованиях окружающей фотосферы, оставалось весьма важной и трудной задачей в физике Солнца.

Возникновение пятна и его стабильность неразрывно связаны с взаимодействием конвективных движений с магнитным полем. Поэтому, не зная физической природы наблюдаемых закономерностей образования, развития и взаимодействия различных четко выделенных фотосфер-ных структур как в активных, так и в спокойных областях Солнца и их связи с физическими процессами, происходящих в глубоких слоях неустойчивой конвективной зоны, трудно понять физику зарождения, всплытия сильных магнитных полей и, как следствие, образования и развития пятен и их устойчивости в иерархических масштабах. Точное знание строения и физики пятна и окружающей фотосферы и их взаимодействия является весьма важным и необходимым фактором для разработки основ прогноза и теории солнечной активности.

Как уже было упомянуто ранее, основной областью наших интересов при выполнении данной работы являлось исследование проявления тонкой структуры в распределении яркости, скорости и магнитного поля в различных структурных образованиях, возникающих на Солнце. При этом особое внимание мы уделяли изучению динамических и яркост-ных характеристик солнечных пятен и исследованию тонкоструктурных характеристик магнитного поля и лучевых скоростей в отдельных элементах тени и полутени и исследованию особенностей их тонкой структуры, а также исследованию основных геометрических свойств магнитного поля и поля скоростей, и процессов взаимодействия потоков вещества с магнитным полем в пятнах. Однако, солнечное пятно нельзя рассматривать изолированным объектом от окружающей среды вне связи и взаимодействия его с примыкающей фотосферой и с другими проявлениями активности. Такой подход весьма важен также и в связи с тем, что внешняя граница полутени пятна тесно связана с фотосферой и является динамическим образованием. Поэтому, в не меньшей степени нас интересовали выяснение особенности влияния магнитного поля пятна на структуру примыкающей к нему фотосферы, изучение тонкоструктурных магнитных образований в окрестностях пятна и взаимосвязи и взаимодействия пятна и окружающего его пространства, а также проведение сравнительного анализа структуры фотосферы в спокойных и активных областях.

Взаимодействие процессов, происходящих в подфотосферных конвективных слоях и атмосфере Солнца, осуществляется через фотосфер-ные структуры, которые, в свою очередь, являются продуктом процессов, протекающих в различных как по глубине, так и по физическому состоянию, неустойчивых слоях конвективной зоны Солнца. С исследованием этих структур и их роли в образовании и развитии активных областей непосредственно связаны процессы выноса и механизмы переноса потока вещества и энергии к поверхности Солнца. Поэтому мы не ограничивали наше исследование только активными процессами, но и включили в него некоторые результаты исследования структуры окружающей фотосферы как в активных, так и спокойных областях.

Так как наши интересы при проведении всех этих исследований касались изучения возможно более тонких по структуре мелкомасштабных элементов, то выполнение такой задачи требовало усовершенствования солнечных инструментов, разработки новых эффективных и развития существующих методов наблюдения и измерения физических параметров с высоким пространственным и временным разрешением, проведения наблюдений только в идеальных высококачественных атмосферных условиях и разработки способов точной одномерной и двумерной фотометрии негативов с большими объемами информации и их обработки.

Таким образом, наблюдательной основой работы являются разработанные автором новые методы наблюдения и измерения физических параметров атмосферы Солнца с высоким пространственным и временным разрешением, многолетние ряды высококачественных наблюдений активных областей и окружающей фотосферы, выполненные автором на Пулковском горизонтальном солнечном телескопе АЦУ-5 и специальном астрофизическом комплексе «Памир», установленном на высоте 4330 м (Восточный Памир) с уникальными атмосферными условиями, а также баллонные наблюдения Солнца в стратосфере во время полетов Советской стратосферной солнечной обсерватории.

Обсуждение проблем проводится большей частью с позиции, которая являлась актуальной в то время, когда нами былп получены основные результаты исследования тонкой структуры полутени и тени солнечных пятен и столь же тонкой структуры их магнитных полей и мелкомасштабных магнитных образований в их окрестностях. В дальнейшем эти результаты были подтверждены другими исследователями и получили признание, о чем свидетельствует множество ссылок на наши работы как в отечественной, так и зарубежной научной литературе. Несмотря на то, что основные результаты исследования тонкой структуры полутени и тени пятен в большинстве случаев нами получены в 70 — 80-е годы, они не утратили своей актуальности и до настоящего времени (см. нр. 20,219,428−431 и др.]). Поэтому такой подход нам представляется допустимым при рассмотрении и интерпретации исследуемых проблем.

Общая характеристика работы. Предметом диссертации является исследование физических параметров и свойств тонкоструктурных элементов солнечных пятен и окружающей фотосферы с высоким разрешением и взаимосвязи этих элементов со структурами более крупного масштаба, а также природы и генетической взаимосвязи фотосфер-ных структур различного масштаба, и выяснение роли подфотосфер-ной конвекции в образовании этих структур.

К середине 60-х годов, когда было начато данное исследование, стало очевидным, что прежние представления о магнитном поле, структуре пятен и окружающей фотосфере, основанные на наблюдениях с усредненными их характеристиками, не отражают истинной картины происходящих явлений. Развитие последующих исследований выявило значимость и необходимость изучения тонко с тру к т ~р ных образований, которые являются основной ареной действия физических механизмов, а также получения из наблюдений новых данных о важнейших физических параметрах как отдельных тонкострукт>" рных образований, так и совокупности этих образований во всей активной области. Пятно нельзя рассматривать как изолированное явление вне связи и взаимодействия его с окружающей фотосферой и с другими проявлениями активности. Возникновение и стабильность пятна неразрывно связаны с взаимодействием конвективных движений с магнитным полем.

К тонкой структуре относят совокупность образований, имеющих горизонтальные размеры менее 1500 км. Это, прежде всего, светлые и темные образования в тени и полутени пятен, магнитные образования вокруг пятен (факельные гранулы, магнитные узлы и др.) и, наконец, окружающая фотосферная грануляция.

Актуальность проблемы. Магнитные поля разной интенсивности, проявляя себя в образовании пятен, п являясь первоисточником энергии солнечных вспышек, формируют и контролируют солнечную плазму, определяют структуру и динамику многих процессов в атмосфере, перенос вещества и энергии в ней и порождают практически все явления солнечной активности. В пятнах и их окрестностях наиболее ярко проявляются основные процессы солнечной активности вообще и нестационарных явлений в частности.

Большинство проблем физики Солнца и солнечной активности связаны с исследованием тонкой структуры как самого магнитного поля, так и мелкомасштабных элементов его атмосферы, поскольку фундаментальные процессы во всех слоях атмосферы сосредоточены внутри отдельных активных образований, имеющих тонкую структуру. Ввиду того, что при этом достигаются большие перепады в температуре, давлении, скорости и в магнитном поле, их тонкая структура во многих случаях является очень важной в обшем балансе энергии. Итак, мелкомасштабные образования атмосферы играют роль универсальных кирпичиков, из которых может формироваться наблюдаемое разнообразие структурных образований. Поэтому, без детального их исследования нельзя получить правильное представление о физическом характере процессов, протекающих как в атмосфере, так и в различных подфо-тосферных конвективных слоях. С исследованием тонкой структуры активных образований и их магнитных полей непосредственно связано решение ряда основных проблем физики Солнца, совершенствование прогнозов образования и эволюции активных процессов.

Взаимодействие процессов, происходящих в конвективных слоях и атмосфере, осуществляется через фотосферные структуры, которые, в свою очередь, являются продуктом процессов, протекающих в различных как по глубине, так и по физическому состоянию неустойчивых слоях конвективной зоны. С исследованием этих структур непосредственно связано понимание процесса выноса и механизмов переноса потока вещества и энергии к поверхности. Не зная природы наблюдаемых закономерностей образования и взаимодействия различных фото-сферных структур как в активных, так и в спокойных областях и их связи с физическими процессами, происходящих в различных неустойчивых слоях конвективной зоны, трудно понять физику зарождения, всплытия сильных магнитных полей и, как следствие, образования и развития пятен и их устойчивости в иерархических масштабах. Знание физики пятен и окружающей фотосферы и их взаимодействия является весьма важным для разработки основ прогноза и теории солнечной активности.

Постановка таких исследований требовала усовершенствования солнечных инструментов, разработки новых эффективных методов наблюдения и измерения физических параметров атмосферы Солнца с высоким пространственным и временным разрешением, проведения наблюдений только в высококачественных атмосферных условиях, разработки способов точной двумерной фотометрии негативов и обработки больших объемов такой информации.

Цель работы. Создание надежной системы наблюдательных данных о тонкой структуре пятен и окружающей фотосферы и получение новых достоверных знаний и представлений о них. позволяющих выявить роль различных физических механизмов, лежащих в основе этих явлений.

Поставленная цель требовала решения следующих проблем:

1. Разработать и реализовать новые эффективные методы наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры атмосферы Солнца, которые дают возможность получения достаточно высококачественного обширного наблюдательного материала, позволяющего исследовать двумерное поле распределения физических параметров и их высотную структуру с высоким пространственным и временным разрешением.

2. Исследовать магнитное поле, движение вещества и тонкую структуру полутени и тени пятен, получить новые и уточнить известные данные о них. Определить свойства светлых образований в тонкой структуре пятна. Изучить пространственные поля физических параметров пятна на фотосферном и хромосферном уровнях атмосферы и установить степень и форму их взаимосвязи.

3. Исследовать роль подфотосферной конвекции в образованиии ме-зогрануляционной и грануляционной структур фотосферы в активных и спокойных областях. Изучить влияние блокированного под пятном теплового потока на рост температуры окружающего непосредственно пятно пространства, а также магнитного поля на мезогрануляционную структуру. Исследовать свойства и природу тонкой структуры фотосферы и их изменение в относительно мало изученных пространственных масштабах мезогрануляции.

Научная новизна результатов диссертационной работы заключается в следующем.

1. Впервые установлено, что наблюдаемая напряженность магнитного поля в светлых волокнах полутени пятен всего на 100−400 Г с слабее, чем в темных, где наблюдается преимущественная концентрация сильного поля напряженностью до 1700−1900 Г с вблизи внутренней границы полутени. Определен угол между направлением вектора поля и поверхностью фотосферы в полутени, который составляет «11° вблизи внешней границы полутени.

2. Установлено, что эвершедовское движение вещества в полутени сосредоточено, также как и магнитное поле, в ее темных волокнахдвижение направлено под очень небольшим углом в ~ 4°.4 к поверхности фотосферы.

3. Впервые установлено важнейшее свойство светлых мостов тени пятен, лежашее в основе их образования: напряженность поля в них ниже, чем в соседних участках тени пятна ((АВ > 300 Гс). Мосты, являясь неотъемлемой частью тонкой структуры порождающей их тени, тесно связаны с процессом перестройки и постепенного расщепления ее магнитного поля.

4. Показано существенное различие процессов, протекающих в различных тонкоструктурных элементах полутени и тени, наличие их связи с динамическими явлениями в пятнах и определяющая роль темных образований и их тонкой структуры.

5. Выявлено, что тонкая структура фотосферного поля имеет свое продолжение в верхних хромосферных слоях тени пятна.

6. Получены наблюдательные обоснования концепции автора об образовании наблюдаемой грануляционной структуры в виде вторичного явления по отношению к более глубинным образованиям мезо-грануляции. Установлено, что большие яркие гранулы и более темные межгранульные промежутки на поверхности фотосферы преимущественно распределены неизотропно и представляют собой организованную ячеистую мезогрануляционную структуру фотосферы с соответственно чередующимися в целом подъемами горячего и опусканиями холодного вещества, порождаемую конвективным водородным режимом при определяющей роли гелиевого режима.

Т. Супергрануляционная, мезогрануляционная и грануляционная структуры фотосферы впервые рассматриваются как генетически взаимосвязанные, образованные вследствие последовательного разбиения гигантских конвективных потоков на вторичные потоки со следующим характерным масштабом, по мере их всплытия вверх к фотосфере и прохождения ими особо неустойчивых слоев Helll. Hell и HII конвективной зоны.

8. Впервые измерена напряженность магнитного поля в хромосфере непосредственно в самой солнечной вспышке, — ее тонких эмиссионных з^злах в линии На (В\{На)& 300 Гс).

9. Обнаружено наличие тесной связи между тонкоструктурным распределением интенсивности излучения в непрерывном спектре и соответствующей напряженностью поля в тени пятен.

Научная и практическая ценность работы.

Использование ее результатов.

1. Полученные новые экспериментальные данные о магнитном поле, движении вещества и структуре полутени и тени пятен важны для понимания роли тонкой структуры в протекающих активных процессах, оценки адекватности существующих теоретических моделей пятна и дальнейшего развития теорий генерации и выхода сильных магнитных полей в атмосферу.

2. Полученные новые физические параметры тонких структур грануляции и мезогрануляции расширяют наши представления о них и позволяют лучше понять их природу, создают предпосылки для разработки физической теории фотосферных структур и построения неоднородных моделей фотосферы.

3. Впервые обнаруженная автором ранее неизвестная атмосферная бленда Л6562.448А в линии На может существенно повлиять на результаты измерения магнитных полей и лучевых скоростей в хромосфере по линии На как при фотографическом, так и особенно при фотоэлектрическом методах их измерения.

4. Разработанные методы наблюдения и измерения магнитных полей и лучевых скоростей существенно увеличивают возможности фотографического метода наблюдения, а их реализация позволяют производить измерения магнитных полей и лучевых скоростей движения вещества одновременно в самых различных линиях спектрального диапазона от На до исследовать трехмерную тонкую структуру образований с высоким пространственным и временным разрешением и динамику изменения этой структуры.

5. Разработанные новые критерии количественных объективных оценок параметров оптических характеристик дневной атмосферы важны не только для поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими атмосферными условиями, но и для количественного сопоставления эффективности работы различных оптических телескопов высокого разрешения и места их установки.

6. Разработанные методы точной двумерной фотометрии^ реализованные в созданном нами комплексе полуавтоматического цифрового микрофотометра, успешно применены для обработки различных наблюдательных материалов, в частности, для массового измерения контуров фраунгоферовых линий и их смещения.

7. Изобретение автора «Купол оптического телескопа» может быть использовано в двух вариантах для защиты солнечных телескопов от климатических воздействий и для исключения температурных неодно-родностей, образующихся при открытом окне (щели) купола, а также для упрощения кинематики его движения.

8. Разработанная нами анаморфотная оптическая система была успешно применена в короткофокусном компактном спектрографе телескопа комплекса Памир". В результате в три раза (только по одной координатевдоль дисперсии) увеличилась его линейная дисперсия и значительно повысилась точность фотометрических и физических параметров, получаемых посредством изучения контуров спектральных линий.

9. Полученные величины смещения длины волны теллурических линий и ход этих смещений в течение дня определяют степень нестабильности нульпункта для измерения лучевых скоростей, а проведенные расчеты стабильности положения солнечных линий в спектрографе указывают также и на их значительное смещение на фотоприемнике с изменением температуры и атмосферного давления.

Достоверность и обоснованность полученных в работе результатов определяются высоким качеством использованных наблюдательных материалов, полученных только в наилучших атмосферных и внеатмосферных (стратосферных) условиях, обеспечением высокой фотометрической и координатной точности при обработке двумерного участка исследуемой площадки негативов спектрограмм и фотогелио-грамм, а также использованием, в основном, больших объемов информации. Разработанные методы наблюдения и двумерной фотометрической обработки негативов были реализованы в аппаратуре и на практике доказали свою жизнеспособность. Большинство новых результатов в дальнейшем были подтверждены независимыми исследованиями других авторов. На эти и другие работы автора имеется много ссылок как отечественных, так и зарубежных исследователей.

ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ 1. Разработанные новые эффективные методы наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры атмосферы Солнца и их реализация.

2. Результаты исследования фотосферного эффекта Эвершеда, магнитного поля и тонкой структуры полутени пятен:

— установление концентрации эвершедовского движения вещества в темных волокнах и определение угла вектора этой скорости с горизонтальной поверхностью («4°.4);

— установление концентрации сильного поля в темных волокнах (до 1700−1900 Г с) и определение угла вектора поля с поверхностью фотосферы («11° вблизи внешней границы полутени);

— непосредственные измерения и обнаружение достаточно сильных полей в светлых волокнах (напряженностью всего на 100−400 Г с слабее, чем в соседних темных волокнах) и существенное отличие физических условий в них от фотосферных.

3. Результаты исследования магнитного поля и тонкой структуры тени пятен:

— обнаружение важнейшего свойства светлых мостов тени — ослабление поля в них относительно соседних участков тенп: определение суммарной доли площади тени, занятой всеми яркими светлыми теневыми точками 4%), и установление ее допустимого предела (< 12%);

— получение по всему пятну достоверных резу льтатов пространственного распределения магнитного поля и поля лучевых скоростей в верхних слоях хромосферы и вертикального градиента поля и на их основе обнаружение экспоненциального характера проникновения фотосферного магнитного поля в хромосферные слои:

— установление наличия тесной связи между распределением интенсивности излучения в непрерывном спектре и напряженностью магнитного поля.

4. Результаты изучения роли подфотосферной конвекции в образовании наблюдаемых мезогрануляционной и грануляционной структур фотосферы в активных и спокойных областях Солнца:

— обнаружение неизотропного пространственного распределения как ярких больших гранул, так и более темных широких межгранульных промежутков на поверхности фотосферы и установление квазипериодической вариации параметров их конгломератов в масштабах мезо-грануляции;

— обнаружение изотропного пространственного распределения образований масштаба мезоструктуры и их основных параметров вдоль фотосферы как в активной, так и в спокойной областях;

— получение новых данных, подтверждающих, что яркие гранулы и мезоструктурные явления представляют собой конвективные образованияпредложение качественной модели всплывания мезогранульного конвективного потока в фотосферные слои.

5. Методы и результаты исследования качества изображения Солнца и динамики его изменений на Памире:

— разработка методов одновременной непрерывной регистрации всего спектра качества изображения Солнца с высоким пространственным и временным разрешением, а также их реализация в высокогорных условиях Памира;

— разработка количественных объективных критериев поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими дневными атмосферными условиями.

Апробация работы. Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались на Симпозиуме MAC N 43 «Солнечные магнитные поля» (Париж, 1970), международном симпозиуме «Проблемы магнитных полей в космосе» (Крым, 1976), Симпозиуме КАПГ «Прогнозы солнечной активности и наблюдения солнечных активных явлений» (Ленинград, 1987), семинарах Рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета и Совета «Солнце — Земля» АН СССР (Иркутск, 1982;

Киев, 1986; Ашхабад, 1988; Ленинград, 1990), пленумах секции «Солнце» Астрономического Совета АН СССР (Кисловодск, 1981; Киев, 1984; Алма-Ата, 1987; Ашхабад, 1990), Всероссийской конференции по физике Солнца (Москва, 1995), научных семинарах Астрономического института АН Чехословакии, Белградской обсерватории, ГАИШ МГУ, ГАО РАН.

Публикации. Основные научные результаты диссертации опубликованы в 62 работах.

Личный вклад диссертанта. Из 62 работ 25 написаны в соавторстве. В работах [166,281,333] в равном соавторстве выполнены все этапы работ, от наблюдений до астрофизической интерпретации полученных результатов. Все остальные совместные работы выполнены под руководством и при непосредственном участии диссертанта. Ему принадлежат постановка задач, пути и методы их решения, значительная часть работы по их реализации, анализ и формулировка выводов. Текст всех этих совместных работ написан им лично.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

В заключение мы перечислим основные результаты, полученные в настоящей диссертационной работе.

1. Разработан и реализован ряд новых эффективных методов наблюдения и измерения физических параметров тонкой структуры атмосферы Солнца, которые дали возможность как получения достаточно высококачественного обширного наблюдательного материала и его надежной обработки, так и достаточно надежной интерпретации полученных результатов.

2. Получено, что магнитное поле напряженностью до 1700−1900 Г с и эвершедовское истечение вещества скоростью ~ 4.3 км/сек сконцентрированы в темных волокнах полутени. Определены углы наклона векторов магнитного поля и движения вещества к поверхности фотосферы («11° и «4°.4 соответственно). Наклоненные под углом «4°.4 темные волокна представляют собой магнитные жгуты, по которым со скоростью «4.3 км/сек вытекает постепенно нагревающееся холодное вещество пятна (эвершедовский поток) в окружающую фотосферу.

3. Впервые непосредственно измерена величина напряженности поля в светлых волокнах полутени. Показано, что в них также существует достаточно сильное (но слабее на «225 Гс, чем в соседних темных волокнах) поле. Реальность существования в них таких сильных полей и физических условий, существенно отличающихся от фотосферных, подтверждается дополнительно еще и путем анализа спектров полутени с умеренным разрешением.

4. Впервые установлено важнейшее свойство светлых мостов тени — ослабление поля в них относительно соседних участков, которое лежит в основе их образования и является результатом перестройки и постепенного расщепления магнитного поля пятна.

5. Установлено наличие тесной зависимости фпзпческих условий в сложной тонкой структуре тени пятна от структуры и напряженности поля. При этом яркие теневые точки, формирующие узкие светлые цепочки при рождении светлых мостов, в сумме занимают в среднем около 4% (в пределах от менее 3% до 6%) общей площади тени и не могут превысить предел, равный всего 12% ее площади, даже при нулевой яркости темных образований.

6. Применяя разработанные диссертантом эффективные методы, впервые по всему пятну удалось получить наиболее достоверные результаты исследования пространственного распределения магнитного поля и поля лучевых скоростей в верхнпх слоях хромосферы. Измеренные значения вертикального градпента поля в тени (¡-=а 0.2 — 0.7 Гс/км) пропорциональны его напряженности на фото-сферном уровне, что позволило экстраполировать значения наиболее уверенно измеряемых фотосферных полей центральной части тени пятен на большие высоты, вплоть до уровня переходного слоя между хромосферой и короной в интервале высот 2 = 0 — 2000 км, путем их аппроксимации экспоненциальным законом в (г2) = в (г1)е.

7. Получено существенное различие физических процессов, протекающих в различных тонкоструктурных элементах пятна (темных и светлых волокнах полутени, ярких теневых точках, светлых мостах различных стадий развития и темных образованиях тени), и наличие их связи с динамическими явлениями, указывающие на определяющую роль темных образований и их тонкой структуры.

8. Магнитное поле пятна, оказывая известное существенное влияние на непосредственно окружающую пятно грануляционную тонкую структуру, в то же время не оказывает никакого заметного влияния на окружающую мезогрануляционную структуру фотосферы. Показано отсутствие заметных проявлений ярких светлых фото-сферных колец на внутренней и внешней границах полутени.

9. Получены наблюдательные обоснования концепции автора об образовании наблюдаемой грануляционной структуры в виде вторичного явления по отношению к более глубинным образованиям мезогрануляции. Преимущественно большие яркие гранулы и более темные межгранульные промежутки на поверхности фотосферы пространственно распределены неизотропно и представляют собой организованную ячеистую мезогран}" ляцпонную структуру фотосферы с соответственно чередующимися, в целом, подъемами горячего и опусканиями холодного вещества, порождаемую конвективным водородным режимом при определяющей роли гелиевого режима.

10. Получены новые данные подтверждающие, что яркие гранулы и мезоструктура фотосферы представляют собой конвективные образования. Предложена качественная модель всплывания мезо-гранульного конвективного потока в фотосферные слои.

11. Обнаружено изотропное пространственное распределение светлых и темных мезогрануляционных образований и их основных параметров на поверхности фотосферы как в активной, так и в спокойной областях.

12. Разработаны и реализованы в высокогорных условиях Памира методы одновременной непрерывной регистрации всего спектра качества изображения Солнца с высоким пространственным и временным разрешением и на их основе разработаны новые количественные объективные критерии поиска и выбора наиболее оптимального места с наилучшими дневными атмосферными условиями. Обнаружено существование годового хода значительного изменения высокого качества изображения Солнца и относительно малая роль припочвенного слоя атмосферы Памира в ухудшении качества изображения в течение всего дня по сравнению с воздействием всей толщи (глобальных свойств) верхних слоев атмосферы по лучу зрения.

В заключение мне хотелось бы искренне поблагодарить многих сотрудников отдела и лаборатори физики Солнца и других отделов ГАО РАН за поддержку и помощь, советы и дискуссии прп выполнении данной работы в течение более тридцати лет. Автор с глубокой признательностью вспоминает многолетний период своей совместной работы с членом-корреспондентом АН СССР В. А. Кратом по изучению тонкой структуры солнечных пятен и окружающей фотосферы.

Автор выражает искренную признательность доктору физико-математических наук В. И. Макарову, а также старшим научным сотрудникам, кандидатам физико-математических наук Г. Ф. Вялынину и М. Н. Стояновой за то, что они взяли на себя большой труд — чтения всего текста диссертации и за обсуждения и ценные замечания по отдельным разделам диссертации.

Хочу выразить глубокую благодарность члену-корреспонденту РАН В. К. Абалакину, доктору физико-математических наук, профессору Ю. Н. Гнедину и доктору физико-математических наук В. И. Макарову за их ценные советы, постоянную поддержку и стимулирование завершения данной диссертации.