Исследование пространственно-спектральной структуры колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Анфиногентов, Сергей Александрович

• Анфиногентов, Сергей Александрович
• кандидат физико-математических наук
• 2012

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Анфиногентов, Сергей Александрович

Содержание

Введение

Глава 1. Методы исследования волновых процессов в атмосфере Солнца21

1.1 Обзор существующих алгоритмов

1.2 Алгоритм автоматического обнаружения колебаний

1.3 Поточечная вейвлет-фильтрация

1.4 Автоматизация обработки потоковых данных

1.5 Выводы

Глава 2. Пространственная структура источников трёхминутных колебаний

2.1 Трёхминутные волны в корональных арках, связанных с солнечными пятнами

2.2 Фрагментация пятенных источников трёхминутных колебаний по данным микроволновых наблюдений

2.3 Выводы

Глава 3. Связь трёхминутных колебаний и вспышек

3.1 Микроволновое излучение активной области АЯ 10756

3.2 Вспышка 28 апреля 2005

3.3 В спышка 4 мая 2005

3.4 Трёхминутные колебания, как триггер вспышечного энерговыделения82

3.5 Выводы

Глава 4. Частотная динамика трёхминутных колебаний

4.1 Вариации частоты колебаний на разных уровнях атмосферы пятен

4.2 Связь дрейфов частоты колебаний с изменениями их пространственной структуры

4.3 Трёхминутные колебания, как отклик на широкополосные импульсы

4.4 Выводы

Заключение

Список литературы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование пространственно-спектральной структуры колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами»

Введение

Диссертация посвящена изучению пространственной и спектральной структуры трёхминутных колебаний в атмосфере над солнечными пятнами. Колебания, связанные с солнечными пятнами, были открыты Беккерсом и Талантом [1]. Они обнаружили быстроразвивающиеся неоднородности интенсивности над тенью солнечного пятна на фильтрограммах в Н и К линиях Call. Наблюдаемые вариации обладали периодичностью около 145 секунд. Это явление была названо вспышки в тени (umbral flashes). Позднее Джиованелли [2] обнаружил колебания лучевых скоростей в линии На с амплитудой 3 км/с и периодом около 165 секунд.

Он предположил, что колебания представляют собой гравитационные волны в тени пятна.

Для наблюдателя трёхминутные колебания хромосферы пятна выглядят следующим образом. Процесс начинается внутри тени пятна с так называемой вспышки в тени. Они наблюдается как периодические вариации яркости, сосредоточенные в очень маленькой области. Затем от места возникновения радиально распространяются дугообразные волновые фронты. Колебания яркости длятся несколько периодов (обычно 4 - 5), образуя цуг волн.

Источники вариаций излучения возникают в случайных местах внутри тени пятна [3]. Картина, наблюдаемая в хромосферных линиях, напоминает всплеск от камня, брошенного в воду [4]. Такие трёхминутные волны обладают рядом особенностей: период колебаний зависит от пространственного положения и изменяется от 2.5 - 3 минут в центре тени до почти 4-х минут на границе тень-полутень; видимая скорость распространения фронта волны также не остаётся постоянной, а уменьшается при приближении к границе тень-полутень. Типичные значения скорости -40-70 км/с [5,6].

Бегущие волны в полутени (БВП) — первое периодическое явление, обнаруженное в полутени [2,7]. БВП представляют собой периодические возмущения, радиально распространяющиеся от границы тень-полутень в сторону от центра пятна. БВП хорошо видны в сильных хромосферных резонансных линиях [8,9].

Они образуются на внешних 10% радиуса тени и распространяются со скоростью 10-20 км/с, полностью исчезая около внешней границы полутени [2]. Джиоване-ли предположил, что БВП представляют собой альвеновские волны, так как они наблюдаются в лучевых скоростях, но не видны в интенсивности. Значение видимой скорости распространения БВП по порядку величины близко к скорости звука в хромосфере, что дало основание для альтернативной точки зрения. Зирин и Штейн [7] предположили, что БВП — это звуковые волны, двигающиеся вдоль магнитного поля. Однако, эти волны появляются на внешней границе полутени, где магнитное имеет слабое наклонение [1]. Поэтому они должны уходить из хромосферы вдоль линий магнитного поля, что не согласуется с наблюдениями.

Толщину слоя, в котором распространяются бегущие волны, довольно сложно оценить, однако есть свидетельства, что даже фотосфера полутени участвует в этих колебаниях [10]. БВП обладают любопытным свойствам. Их фазовая скорость уменьшается при продвижении через полутень от 10 - 15 км/с у границы тени до 4 - 8 км/с на внешней границе полутени [11-13].

Другое интересное свойство БВП — уменьшение частоты колебаний с удалением от центра пятна. Частота монотонно уменьшаются от 4 - 5 мГц возле границы тень-полутень до 0.7 - 1.5 мГц на внешней границе полутени [14,15]. Некоторые авторы даже выделяют низкочастотные колебания на внешней границе полутени в отдельный тип восьмиминутных колебаний [10] Запуски космических обсерватории Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) [16], Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) [17] и Hinode [18] позволили наблюдать солнечную активность в недоступной ранее для земных инструментов крайней ультрафиолетовой и рентгеновской областях электромагнитного спектра. Наблюдения, сделанные этими аппаратами, подтвердили, что в солнечной короне происходят колебательные процессы. Научное сообщество приложило большие усилия для изучения этих явлений. За годы, прошедшие со времени запусков этих аппаратов написано огромное количество статей. Подробные обзоры приведены в [19-21].

Квазипериодические вариации интенсивности были обнаружены в коро-нальных щётках [22,23], а затем в основаниях корональных петель, связанных с

солнечными пятнами [24-26]. Они были интерпретированы, как распространяющиеся медленные МГД волны, так как движутся с околозвуковой скоростью и видны в виде вариаций интенсивности (а следовательно, и плотности). Зарегистрированы периоды колебаний вблизи трёх и пяти минут [27]. Наблюдаемая периодичность и локализация источников колебаний позволяют предположить, что они физически связаны колебаниями в тени солнечных пятен (период 3 минуты) и хромосферных флокулах (период 5 минут). Существование этих колебаний объясняется проникновением волн из хромосферы в корону. Поэтому такие волны могут служить одним из основных способов переноса энергии из нижних слоев атмосферы Солнца в корону [28]. Наблюдаемые параметры этих колебаний (период, затухание) несут информацию о физических условиях в солнечной короне [29,30].

Авторы статьи [31] одними из первых сообщили о колебаниях радиопотока с периодом 3 минуты. Они проанализировали спектральный состав вариаций радиоизлучения активных областей на длинах волн 3.3 мм и 3.5 мм и обнаружили, что максимальная спектральная компонента соответствуют периоду 180 секунд. Авторы не связывали обнаруженную ими квазипериодическую компоненту с трёхминутными колебаниями над тенью пятна.

Позже Занданов и Уралов [32] исследовали квазипериодические компоненты (КПК) флуктуаций солнечного микроволнового излучения. Одновременные наблюдения проводились на радиоинтерферометрах с малой базой (РИМБ) в ГАО АН СССР (Мексика, 3.9 см) и СибИЗМИРе (Иркутск, 3.2 см). Спектральный анализ выявил КПК с периодами 3,5 и 7 минут, отличающиеся высокой стабильностью. Колебания с периодами 3 и 5 минут наиболее отчётливо выделяются в канале поляризации и имеют цуговый характер. Взаимосвязи между 3 и 5 минутными КПК не обнаружено. Авторы обращают внимание на наличие тонкой спектральной структуры у 3 и 5 минутных КПК.

В работах [32,33] 3 и 5 минутные колебания интерпретируются как отражение переходных газодинамических процессов в хромосфере активной области, сопровождающих выход нового магнитного потока. Наличие в спектре выделен-

ных компонент объясняется в рамках предложенной авторами модели тем, что в атмосфере существуют протяженных области с низким градиентом температуры. При этом частота колебаний зависит только от температуры внутри такой области и близка к локальной частоте акустической отсечки.

Первые наблюдения трёхминутных колебаний с пространственным разрешением были сделаны на радиогелиографе «Нобеяма» [34] на частоте 17 ГГЦ. Авторы статьи [35] обнаружили близкие к гармоническим вариации циклически поляризованной компоненты микроволнового радиоисточников над солнечными пятнами. Период обнаруженных колебаний лежит в диапазоне 120 - 220 секунд. Авторы связывают эти вариации с трёхминутными колебаниями, наблюдающимися в хромосферных линиях над солнечными пятнами.

Позднее Шибасаки [36] провел сопоставление наблюдений трёхминутных колебаний в микроволновом излучении на частоте 17 ГГц по данным 1Чо1Ш и в ультрафиолетовом диапазоне по данным спектрографа БЦМЕК космического аппарата БОНО. Был сделан вывод о том, что трёхминутные колебания, наблюдаемые в микроволновом диапазоне, представляют собой распространяющиеся медленные МГД волны, вызванные резонансными возмущениями на частоте акустической отсечки. Источники возмущений находятся в зоне температурного плато вблизи температурного минимума над тенью пятна. Значение температуры было оценено по частоте колебаний и составило 4100К.

Наблюдения микроволновых солнечных радиоисточников на частоте 5 и 8.5 ГГц, сделанные на радиотелескопе УЬА, позволили впервые непосредственно наблюдать тонкую пространственную структуру трёхминутных колебаний по радионаблюдениям [37]. Обнаружено, что большая часть мощности трёхминутных колебаний в микроволновом диапазоне сосредоточена в мелкомасштабных фрагментах на границе тень-полутень.

В настоящее время существует несколько теорий генерации колебаний в атмосфере пятна. Согласно одной из них, стратифицированная атмосфера пятна работает, как резонатор для магнитоакустогравитационных (МАГ) волн, в котором формируются резонансные колебания с периодом около трёх минут. В рамках

теории хромосферного резонанса БВП часто интерпретируют, как утечку волновой энергии из резонатора. При этом считается, что эти волны распространяются в горизонтальной плоскости в направлении внешней границы солнечного пятна и являются прямым физическим продолжением трёхминутных колебаний в тени пятна. В настоящее время теория хромосферного резонанса не нашла своего подтверждения.

Согласно второй концепции, горизонтального распространения волн в хромосфере нет вообще, а есть «кажущаяся картина» (visual pattern), которая вызвана тем, что волны, распространяющиеся вдоль линий магнитного поля разной длины и кривизны, испытывают разные запаздывания при прохождении нижних слоев атмосферы пятна [38]. Такой сценарий успешно объясняет уменьшение скорости распространения волн с удалением от источника. В рамках концепции «кажущейся картины» существует объяснение уменьшения частоты колебаний с удалением от центра пятна [39]. Авторы статьи [39] объясняют уменьшение частоты хромосферных колебаний изменением частоты акустической отсечки, которая связана с наклоном линий магнитного поля. Наибольшая частота отсечки в тени пятна, где магнитное поле перпендикулярно поверхности Солнца, и минимальная на внешних границах полутени, где магнитное поле почти горизонтальное.

Сценарий проникновения МАГ волн из фотосферы в хромосферу лёг в основу теории фильтрации, разработанную Жугждой [40,41]. Теория фильтрации рассматривает распространение МГД волн через стратифицированную атмосферу пятна (фотосфера - температурный минимум - хромосфера - корона). На границе слоев появляются отраженные волны, интерференция которых приводит к появлению выделенных частот в спектре, на которых атмосфера пятна становится более прозрачной для медленных МГД волн. Другими словами атмосфера пятна рассматривается как многополосный фильтр для волн приходящих снизу. Такая интерпретация предсказывает дискретность спектра трёхминутных колебаний. Однако, четких доказательств дискретности спектра трёхминутных колебаний на настоящий момент получено не было. Напротив, в ряде работ указывается на непрерывный характер спектра трёхминутных колебаний. В своих расчётах Жугжда

использует одномерную модель атмосферы над пятном. Поэтому пространственное поведение скорости и частоты колебаний в статье [41] не затронуто.

В пользу интерпретации трёхминутных колебаний, как волн распространяющихся вверх вдоль линий магнитного поля говорит также известный наблюдательный факт присутствия трёхминутных волн в основаниях корональных петель, связанных с тенью пятна. Колебания были обнаружены в линиях крайнего ультрафиолета в данных TRACE (171А), SOHO CDS (Fe XVI ,0 III, О V, Mg IX), SOHO SUMER, SMM UVSP [19,21,25-27,42].

Научное сообщество до сих пор не пришло к единому мнению о природе явления бегущих волн в полутени. В частности, не ясна связь БВП с трёхминутными колебаниями в тени пятна. Некоторые исследователи считают пятиминутные колебания прямым продолжением трёхминутных колебаний в тени [43,44]. Тот факт, что некоторые фронты трёхминутных колебаний проходят через границу тень-полутень и двигаются дальше вплоть до внешней границы полутени, свидетельствует в пользу этой гипотезы. Единой природы трёх и пятиминутных колебаний также подтверждается сходством в феноменологии этих явлений. Оба типа волн имеют дугообразные фронты, распространяющиеся от центра пятна наружу. В обоих случаях наблюдается схожая зависимость частоты колебаний и видимой скорости распространения фронтов от расстояния от центра пятна.

Другие авторы полагают трёх- и пятиминутные колебания в хромосфере разными частотными модами, распространяющимися независимо. Авторы статей [45,46] показали, что фронты БВП не связаны с волнами внутри тени. С помощью фильтрации они разделили трёхминутные колебания в тени пятна и пятиминутные БВП и обнаружили, что в обеих компонентах скорости распространения остаются постоянными. Также показано, что картина распространяющихся волн в тени непостоянна и периодически переходит в картину стоячих волн.

Волновые и колебательные явления в различных частях солнечной атмосферы могут инициировать и модулировать вспышечное высвобождение энергии. В этом случае периодичность колебаний проявится в потоке излучения от вспышки в виде квазипериодических пульсаций. Это может быть достигнуто различны-

ми механизмами. В сценарии, предложенном Накаряковым [47], энергия поперечных колебаний корональных петель (кинк или сосисочная мода) может периодически проникать в магнитную нейтральную точку или линию, расположенную рядом. Проходящая быстрая МГД волна за счет рефракции фокусируется и увеличивает свою амплитуду. Это периодически генерирует очень острые пики плотности электрического тока в окрестности нейтральной точки, которая в свою очередь может быть затронута токовой нестабильностью плазмы. Эта неустойчивость может вызвать микротурбуленцию и, следовательно, рост удельного сопротивления плазмы на несколько порядков, что может привести к периодической инициации процессов магнитного пересоединения. В результате колебания проявятся в виде периодических вариаций вспышечного излучения.

Волны сжатия могут вызывать периодическое пересоединение за счет изменения плотности плазмы вблизи нулевой точки. Эта возможность была численно исследована в статье [48] при интерпретировании 3-5 минутной периодичности, обнаруженной в повторяющихся эруптивных событиях в переходной области [49]. Вариации плотности влекут за собой периодические вариации скорости дрейфа электронов. В зависимости от отношения электронной и протонной температур значение скорости дрейфа определяет бунемановскую или ионно-звуковую неустойчивость а, следовательно, и аномальное удельное сопротивление. Периодическое аномальное увеличение сопротивления ведет к периодическому высвобождению энергии. Поперечные волны могут напрямую инициировать магнитное пересоединение, вызывая взрывные события в переходной области, путем изменения модуля магнитного поля [50]. Продольные, т.е. акустические волны могут также модулировать высвобождение вспышечной энергии напрямую, влияя на скорость дрейфа электронов, модулируя эффективность гиро-синхротронного излучения, или косвенным путем через конверсию в быстрые акустические волны в искривленных линиях магнитного поля [51].

Кисляков и другие авторы [52] проанализировали 15 вспышек, наблюдавшихся на частоте 37 ГГц радиотелескопом Ме18аЪоу1 (Финляндия), с помощью оконного преобразования Фурье и нелинейного преобразования Вигнера-Вилля.

Пространственное разрешение телескопа составляет 2.4 минуты дуги, чувствительность — около 0.1 единиц солнечного потока. В 13 событиях (около 90%) наблюдалась модуляция интенсивности с периодом в 5 минут. Кроме того были обнаружены высокочастотные колебания интенсивности с периодом около 1 секунды. Высокочастотная составляющая сигнала имела частотную модуляцию с тем же периодом в 5 минут. В дополнение к этому исследованию Зайцев и Кисля-ков [53] обнаружили в 30% рассмотренных случаев модуляцию интенсивности радиоизлучения одновременно с тремя периодами (3.3, 5 и 10 минут). Было сделано предположение, что обнаруженная модуляция вызвана параметрическим резонансом между пятиминутными колебаниями фотосферы и акустическими колебаниями корональных магнитных петель, модулирующими микроволновое излучение. Наблюдаемые частоты (5,10 и 3 минуты) интерпретируются, как частота накачки, её субгармоника и первая верхняя частота параметрического резонанса, соответственно. Это открытие требуется подтвердить другими инструментами. Физический механизм, ответственный за возникновения трёх- и пятиминутных вспышечных квазипериодических пульсаций не может быть определён без пространственной информации.

В последнее время всё более востребованными оказываются системы удаленной обработки данных. Такие системы решают следующие задачи: доступ к наблюдательным данным, их анализ с учетом специфики конкретного инструмента и применения как универсальных, так и узкоспециализированных методов обработки.

В настоящий момент удаленная обработка используется для организации доступа к данным наблюдений ряда астрономических инструментов (SDO, TRACE, Virtual Solar Observatory). Как правило, применяется автоматическая калибровка и выборка данных наблюдений, сделанных в интересующий пользователя промежуток времени. Например, вычислительная сеть радиообсерватории Нобеяма предоставляет доступ для удалённых пользователей по защищенному протоколу SSH. Пользователь получает возможность производить синтез радиоизображений и их обработку с использованием языка программирования IDL, а

также запускать программы. Такая система требует от пользователя навыков работы в операционной системе Linux и знания языков программирования. Информационная система радиотелескопа РАТАН-600, помимо автоматической калибровки, предварительной обработки и публикации данных в сети интернет, предоставляет возможности интерактивной визуализации и анализа данных. Доступ к информационной системе реализован в виде веб сайта.

Примером ресурса, ориентированного на анализ данных в удаленном доступе может служить веб сайт «Интерактивные вейвлеты» (http://ion.researchsystems.com/IONScript/wavelet/). Этот ресурс демонстрирует возможности вейвлет-анализа на примере нескольких наборов данных. Также предусмотрена возможность обработки пользовательских данных, введенных вручную с клавиатуры. Отсутствие возможности загрузки данных в виде файла делает этот сайт малопригодным для практического использования.

Появление новых солнечных наблюдательных инструментов привело к всевозрастающему потоку наблюдательных данных. Недавно запущенный космический аппарат SDO наблюдает Солнце с высочайшим пространственным и временным разрешением, генерируя порядка 1.4 терабайта данных в сутки. Это поток информации содержит около 30000 изображений полученных с пространственным разрешением 4096 х 4096 пикселей. Объем этих данных приводит к проблеме поиска колебательных процессов, а также других интересных для исследования событий. Традиционно применяемое визуальное исследование не позволяет охватить весь объем доступных данных.

В таких условиях необходимо создание автоматизированных систем на основе быстрых и достоверных автоматических алгоритмов поиска колебаний. Современное состояние проблемы исследования трехминутных колебаний требует как дальнейшего изучения их физических свойств, так и развития необходимых для этого новых методов обработки изображений, в том числе и автоматических.

Актуальность работы

Исследование волн в солнечной плазме необходимо для понимания процессов переноса энергии в атмосфере Солнца. Колебания также могут играть важную роль в процессах энерговыделения, таких как солнечные вспышки. В этом контексте особое место занимают волновые процессы, осуществляющиеся в активных областях, а именно, в солнечных пятнах.

Исследования колебаний в солнечных пятнах насчитывают уже более сорока лет [9]. За это время были хорошо изучены параметры этих колебаний. Предложено несколько конкурирующих моделей, которые объясняют наблюдаемые свойства этих процессов [39]. Следует отметить, что исследователи до сих пор не пришли к единому мнению о физических механизмах, объясняющих возникновение и распространение колебаний в солнечных пятнах.

Несмотря на долгую историю изучения колебаний в пятнах, их связь с солнечными вспышками не получила должного внимания. Трехминутные колебания в тени и бегущие волны в полутени, являясь основными динамическими процессами в пятнах на уровне хромосферы, с большой вероятностью могут инициировать солнечную вспышку в близлежащих областях, а, возможно, и оказывать влияние на ход энерговыделения [54]. Исследование роли волновых процессов в солнечных пятнах и развития солнечных вспышек является актуальным для совершенствования методов выявления предвспышечных состояний активных областей и прогноза начала энерговыделения.

Кроме того, волновые процессы привлекают внимание как средство исследования солнечной атмосферы. Дело в том, что волны являются природными зондами и могут быть использованы для измерения параметров плазмы, в которой они распространяются. На этих принципах основано новое направление исследований в физике Солнца - корональная сейсмология. [55]. В атмосфере солнечных пятен почти постоянно присутствуют распространяющиеся волны. Это делает трехминутные волны над солнечными пятнами идеальным средством исследования активных областей методами корональной сейсмологии.

Для статистического исследования возможной связи между волновыми процессами в солнечных пятнах и вспышечной активностью, а также для нужд корональной сейсмологии требуются методы обнаружения колебательных процессов и определения их параметров в автоматическом режиме и в реальном времени. Существующие алгоритмы [56-58] либо не обладают высокой достоверностью, либо их быстродействие недостаточно для обработки больших массивов данных в реальном времени. Поэтому создание методов, которые решают задачу быстрого, достоверного автоматического детектирования колебаний в солнечной атмосфере является весьма актуальным.

Целью настоящей диссертационной работы является изучение пространственных, временных и частотных характеристик колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами с использованием метода поточечной вейвлет-фильтрации [8].

Для достижения поставленных целей были решены следующие задачи:

1. Разработка алгоритма выделения колебательных процессов на последовательности двумерных изображений, обладающего высокой достоверностью и быстродействием, достаточным для обработки массивов данных в реальном времени.

2. Разработка технологии автоматического измерения параметров колебательных и волновых процессов в солнечной атмосфере.

3. Исследование динамики тонкой пространственной и частотной структуры источников колебаний на разных уровнях атмосферы солнечных пятен.

4. Изучение связи характеристик колебательных процессов в атмосфере солнечных пятен с процессами вспышечного энерговыделения.

Научная новизна

1. Разработан новый, достоверный и быстрый алгоритм детектирования колебательных процессов на Солнце. Он позволяет регистрировать колебания как с неизвестными, так и с заданными периодами. Достоинствами алгоритма являются высокая скорость работы, достоверность детектирования колебаний

в присутствии шумов и малая вероятность ложных срабатываний.

2. Разработан веб-ориентированный программно-аппаратный комплекс, предназначенный для удаленной обработки временных рядов двумерных изображений (оптических, ультрафиолетовых, микроволновых и др.). Задача данного комплекса состоит в детектировании и локализации волновых и колебательных явлений в солнечной атмосфере. Адрес вычислительного сервера в сети Интернет - http://pwf.iszf.irk.ru. Применены метод поточечной вейвлет-фильтрации и разработанный автором алгоритм автоматического обнаружения колебаний.

3. Получены узкополосные изображения источников трехминутных колебаний в микроволновом (17 ГГц) и ультрафиолетовом диапазонах (1700, 1600, 304, 171, 193, 211, 335, 94 и 131 А) над солнечными пятнами. Обнаружена тонкая пространственная структура в распределении мощности колебательных процессов. В источниках колебаний выявлены У-образные структуры («волновые следы») и компактные элементы с малыми угловыми размерами порядка 10-20 угл. сек. Положения «волновых следов» совпадают с основаниями корональных петель. Распределение мощности трехминутных колебаний характеризуется изменчивостью на всех уровнях атмосферы.

4. Впервые обнаружены частотные дрейфы трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне. Показано, что дрейфы частоты сопровождаются изменениями пространственной структуры источников колебаний. Скорости дрейфов трехминутных колебаний растут с высотой и составляют 4-5 мГц/ч в области температурного минимума, 5-8 мГц/ч на уровне хромосферы и 11 -13 мГц/ч в короне. Для всех высотных уровней превалируют отрицательные частотные дрейфы. Предложено их объяснение наложением нескольких одновременно развивающихся колебательных откликов с близкими частотами.

5. Выявлена связь между режимами колебательных процессов в атмосфере над солнечными пятнами и вспышечной активностью в близлежащих активных областях. Показано, что медленные МГД-волны, распространяющиеся из тени солнечного пятна, могут являться триггером энерговыделения во вспышках.

Научная и практическая значимость

Разработанные методы анализа серий изображений показали свою эффективность при обнаружении колебательных процессов и достаточный уровень быстродействия для обеспечения обработки данных изображающих инструментов высокого разрешения, например SDO/AIA/HMI, в режиме реального времени. Вычисления проводились на персональном компьютере с процессором Intel Core 2 Quad (2.4 ГГц) и 4 гигабайтами оперативной памяти. Быстродействие алгоритма достаточно для того, чтобы обрабатывать серии изображений SDO с разрешением 4096x4096 точек и временным разрешением 12 с (~1 Тб/сут).

Созданный центр обработки данных может быть использован для автоматической потоковой обработки наблюдений изображающих инструментов высокого разрешения, в том числе строящегося радиогелиографа нового поколения на базе Сибирского солнечного радиотелескопа (ССРТ). Центр позволяет производить автоматическое обнаружение колебаний и волн, определять их параметры и сохранять полученные результаты в базе данных. Следует отметить, что универсальная модульная архитектура разработанного программного обеспечения позволяет регистрировать не только колебания, но и другие явления на Солнце (например, вспышки, корональные выбросы массы, волокна, корональные дыры и т. д). Таким образом, разработанный центр может быть эффективно использован для диагностики активных областей методом корональной сейсмологии.

Установление связи между колебательными процессами в солнечных пятнах и вспышками в близлежащих областях создает новые возможности их кратковременного (-20-30 мин) прогноза. В сочетании с созданной системой автоматической обработки данных эти методы могут уточнить ожидаемое время начала вспышек.

Результаты, полученные в работе, существенно дополняют и углубляют наши знания о волновых процессах в активных областях на Солнце, создавая основу для расширения теоретического представления о генерации и распростране-

нии МГД-волн в активных областях, а также о роли тонкой пространственной структуры среды в этих процессах.

Достоверность полученных результатов

Итоговые выводы и научные положения диссертационного исследования сформулированы на основе результатов расчетов, выполненных с помощью разработанных алгоритмов. Корректность методов обнаружения и определения характеристик колебаний подтверждается высокой степенью совпадения результатов расчётов с параметрами тестовых моделей. Результаты анализа колебаний согласуются с исследованиями, проведенными другими авторами [59]. Обнаруженная связь трехминутных колебаний и вспышечной активности подтвердилась независимыми исследованиями [60].

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Создание вычислительного специализированного комплекса, реализующего разработанные автором алгоритмы автоматического обнаружения волновых процессов в солнечной атмосфере и измерения их параметров, с возможностью его использования в режиме удаленного доступа.

2. Обнаружение и объяснение тонкой пространственной структуры источников трехминутных колебаний микроволнового излучения над солнечными пятнами.

3. Обнаружение дрейфов частоты трехминутных колебаний в микроволновом диапазоне и их объяснение суперпозицией излучения нескольких одновременно существующих источников колебаний с различной частотной и пространственной локализацией.

4. Выявление связи между колебательными процессами в солнечных пятнах и выделением энергии в солнечных вспышках. Показано, что волновые процессы могут являться триггером вспышек в близлежащих областях.

Апробация работы

Основные результаты диссертации докладывались на следующих конференциях:

1. Всероссийская конференция «Солнечно-земная физика», посвященная 50-летию создания ИСЗФ СО РАН (Иркутск, 28 июня - 1июля 2010 г.).

2. 7th Annual Meeting of the Asia Oceania Geosciences Society (Hyderabad International Convention Centre, 5-9 July 2010, India).

3. XI Всероссийская конференция молодых ученых по математическому моделированию и информационным технологиям (Иркутск, Старая Ангасолка, 15-21 марта 2010 г.).

4. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика 2011» (Санкт-Петербург, ГАО РАН, 2-8 октября 2011 г.).

5. Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике. XII конференция молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом» (Иркутск., 19-24 сентября 2011 г.).

6. Algorithm comparison and effective implementation, Solar Image Processing Workshop (SIPWIV) (October 25 - November 2, 2008, Baltimore, USA).

7. Brazilian Decimetric Array (BDA) Workshop, INPE (Sao Jose dos Campos, July 28 - August 1, 2008, Brazil).

8. Influence of Solar Variability on Geophysical and Heliospheric Phenomena, ILWS Meeting (October 4-9, 2009, Ubatuba, Brazil).

9. 9-я Российско-китайская международная конференция по космической погоде (Листвянка, 23-27 июня 2009 г.).

Ю.Всероссийская конференция «Солнечная и солнечно-земная физика». (Санкт-Петербург, 3-10 октября, 2010 г.).

11. Astronomy and Beyond: Astrophysics, Cosmology and Gravitation, Cosmomicrophysics, Radio-Astronomy and Astrobiology. 10-th International Gamow Summer School (August 23-28, 2010, Odessa, Ukraine).

12. Workshop on MHD Waves and Seismology of the Solar Atmosphere, BUKS 2010 Meeting at St. Andrews University (June 9-11, 2010, St. Andrew, Scotland).

13.13th European Solar Physics Meeting (September 12-16, 2011, Rhodes, Greece).

14.RHESSI Workshop and High Energy Solar Physics Symposium (October 17-21,

2011, Nanjing, China).

Практической апробацией явилось также успешное выполнение проектов РФФИ: 08-02-91860-К0_а «Взаимосвязь слоев солнечной атмосферы с помощью магнитогидродинамических волн»; 10-02-00153 «Термодинамические модели и динамический режим солнечной атмосферы по наблюдениям в сильных спектральных линиях и в радиодиапазоне»; 08-02-92204-ГФЕН_а «Диагностика процессов энерговыделения и ускорения частиц в солнечных вспышках по микроволновому излучению»; 08-02-13633-офи_ц «Создание единой информационной системы анализа и прогноза солнечной активности по данным российских космических исследований»; 05-07-90147-в «Информационная система, ориентированная на анализ солнечной активности по данным радио- и ультрафиолетовых гелиографов ИСЗФ и ФИАН». Представленные в диссертации результаты исследования были поддержаны международным грантом 7-й Европейской рамочной программы международного обмена сотрудников научных учреждений (PIRSES-GA-2011).

Публикации

Материалы диссертации опубликованы в 8 печатных работах [61-67], из них 4 статьи в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов диссертаций.

Личный вклад автора

Содержание диссертации и основные положения, выносимые на защиту, отражают персональный вклад автора в опубликованные работы.

Подготовка к публикации полученных результатов проводилась совместно с соавторами. Алгоритмы, описанные в главе 1, разработаны и реализованы лично автором. Центр обработки данных pwf.iszf.irk.ru (глава 1) создан автором лично, соавторы принимали участие в постановке задачи и тестировании. Исследования, описанные в главах 2, 3 и 4, проводились совместно с соавторами, использовалось

разработанное автором программное обеспечение, автор участвовал в постановке задачи, анализе экспериментальных данных, их интерпретации и формулировке основных выводов.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, 4 глав, заключения и библиографии. Общий объем диссертации 113 страниц, включая 44 рисунка. Библиография включает 98 наименований.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Анфиногентов, Сергей Александрович

4.4 Выводы

1. Колебания наблюдаются в виде последовательных цугов (волновых пакетов), каждый из которых характеризуется собственной средней частотой, амплитудой и длительностью колебаний.

2. Частота трёхминутных колебаний в пределах одного цуга не постоянна. В большинстве случаев наблюдается хорошо выраженный дрейф частоты. Встречаются частотные дрейфы, как в сторону увеличения частоты, так и в сторону уменьшения. Доли положительных и отрицательных дрейфов примерно равны с небольшим перевесом в сторону дрейфов с низкими частотами. Дрейфы частоты трёхминутных колебаний наблюдаются на разных уровнях солнечной атмосферы: от температурного минимума до короны. Обнаружен эффект возрастания скорости дрейфа частоты колебаний с высотой.

3. Последовательные цуги и связанные с ними частотные дрейфы перекрываются по времени.

4. Начало дрейфов совпадает с появлением новых и усилением существующих тонкоструктурных осциллирующих источников в пятне.

5. Наблюдаемые свойства трёхминутных колебаний могут быть объяснены тем, что каждый цуг колебаний - это отдельный процесс в виде отклика слоистой атмосферы на импульсное широкополосное возмущение, который отличается от других цугов локализацией, периодом и мощностью колебаний.

6. Наличие тонкой структуры пространственного распределения параметров плазмы (температуры, плотности, магнитного поля) приводит к появлению тонкой структуры частоты и мощности трёхминутных колебаний.

7. Одновременное развитие нескольких колебательных откликов, а также ограниченное пространственное разрешение наблюдательных инструментов, приводит к суперпозиции нескольких цугов в регистрируемом сигнале. Такое наложение нескольких волновых цугов с разной частой приводит к кажущемуся эффекту дрейфа частоты колебаний. Данный вывод подтвержден численным моделированием, выполненным одним из соавторов.

Заключение

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 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 8БО/А1А.

4. Разработан программно-аппаратный комплекс, реализованный в виде веб-сайта http:Wpwf.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 У-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 предвестник.

7. Показано, что колебания наблюдаются в виде последовательных цугов, каждый из которых характеризуется собственной динамикой частоты и амплитуды. Длительность цугов составляет ~ 8-20 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.

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.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Анфиногентов, Сергей Александрович, 2012 год

Список литературы

1. Beckers J.M., Tallant Р.Е. 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. Lites B.W. et al. Velocity and Magnetic Field Fluctuations in the Photosphere of a Sunspot // The Astrophysical Journal. 1998. Vol. 497, № 1. P. 464.

4. Rouppe van der Voort L.H.M. et al. La Palma observations of umbral flashes // Astronomy and Astrophysics. 2003. Vol. 403. P. 277-285.

5. Кобанов Н.И., Макарчик Д.В. Эвершедовские течения и осцилляции // Солнечно-земная физика. 2004. Vol. 119, № 6. Р. 59-60.

6. Kobanov N.I., Kolobov D.Y., Makarchik D.V. Umbral Three-Minute Oscillations and Running Penumbral Waves // Solar Physics. 2006. Vol. 238. P. 231-244.

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

8. Thomas J.H. Oscillations in sunspots // Australian Journal of Physics. 1985. Vol. 38. P. 811-824.

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

10. Marco E., Mattig W. Penumbral oscillations in NA D lines // Solar Physics. 1990. Vol. 170. P. 43-45.

11. Shine R. A. et al. High-resolution observations of the Evershed effect in sunspots // The Astrophysical Journal. 1994. Vol. 430. P. 413^24.

12. Christopoulou E.B., Georgakilas A.A., Koutchmy S. New Results about Running Penumbral Waves // Magnetic Fields and Solar Processes / ed. al A.W.& et. 1999. Vol. 448. P. 245.

13. Alissandrakis C.E., Georgakilas A.A., Dialetis D. Dynamic phenomena in the chromospheric layer of a sunspot // Solar Physics. 1992. Vol. 138. P. 93-105.

14. Lites B.W. Sunspot oscillations - Observations and implications // NATO ASIC

Proc. 375: Sunspots. Theory and Observations / ed. Weiss J.H.T.& N.O. 1992. P. 261-302.

15. Christopoulou E.B., Georgakilas A.A., Koutchmy S. Oscillations and running waves observed in sunspots. III. Multilayer study // Astronomy & Astrophysics. 2001. Vol. 375. P. 617-628.

16. Domingo V., Fleck B., Poland A.I. SOHO: The Solar and Heliospheric Observatory // Space Science Reviews. 1995. Vol. 72. P. 81-84.

17. Handy B.N. et al. The transition region and coronal explorer // Solar Physics. 1999. Vol. 187. P. 229-260.

18. Kosugi T. et al. The Hinode (Solar-B) Mission: An Overview // Solar Physics. 2007. Vol. 243. P. 3-17.

19. Nakariakov V.M., Verwichte E. Coronal Waves and Oscillations // Living Reviews in Solar Physics. 2005. Vol. 2. P. 3-+.

20. De Moortel I. An overview of coronal seismology // Royal Society of London Philosophical Transactions Series A. 2005. Vol. 363. P. 2743-2760.

21. Aschwanden M.J. Review of Coronal Oscillations - An Observer's View // Turbulence, Waves, and Instabilities in the Solar Plasma, NATO Advanced Research Workshops, 16-20 Sept 2002, held in Budapest, Hungary. 2003. P. 16-20.

22. Ofman L. et al. Ultraviolet Coronagraph Spectrometer Observations of Density Fluctuations in the Solar Wind // Astrophysical Journal Letters. 1997. Vol. 491. P. L111-L114.

23. DeForest C.E., Gurman J.B. Observation of Quasi-periodic Compressive Waves in Solar Polar Plumes // Astrophysical Journal Letters. 1998. Vol. 501, № 2. P. L217.

24. Berghmans D., Clette F. Active region EUV transient brightenings - First Results by EIT of SOHO JOP 80 // Solar Physics. 1999. Vol. 186, № 1. P. 207-229.

25. De Moortel I., Ireland J., Walsh R.W. Observation of oscillations in coronal loops // Astronomy & Astrophysics. 2000. Vol. 355. P. L23-L26.

26. Robbrecht E. et al. Slow magnetoacoustic waves in coronal loops: EIT and TRACE // Astronomy & Astrophysics. 2001. Vol. 370. P. 591-601.

27. De Moortel I. et al. The detection of 3 & 5 min period oscillations in coronal loops // Astronomy & Astrophysics. 2002. Vol. 387. P. L13-L16.

28. Pontieu B.D., Erdelyi R., Moortel I.D. How to Channel Photospheric Oscillations into the Corona // Astrophysical Journal Letters. 2005. Vol. 624, № 1. P. L61.

29. De Moortel I., Hood A.W. The damping of slow MHD waves in solar coronal magnetic fields // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 408. P. 755-765.

30. De Moortel I. et al. The damping of slow MHD waves in solar coronal magnetic fields. III. The effect of mode coupling // Astronomy & Astrophysics. 2004. Vol. 425. P. 741-752.

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

32. Занданов В.Г., Уралов A.M. Стабильные квазипериодические компоненты флуктуаций солнечного микроволнового излучения // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. № 65. Р. 97-107.

33. 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.

34. Nakajima H. et al. New Nobeyama Radio Heliograph // Journal of Astrophysics and Astronomy Supplement. 1995. Vol. 16. P. 437.

35. Gelfreikh G.B. et al. Detection of Periodic Oscillations in Sunspot-Associated Radio Sources // Solar Physics. 1999. Vol. 185, № 1. P. 177-191.

36. Shibasaki K. Microwave Detection of Umbral Oscillation in NOAA Active Region 8156: Diagnostics of Temperature Minimum in Sunspot // Astrophysical Journal Letters. 2001. Vol. 550. P. 1113-1118.

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

38. Rouppe van der Voort L.H.M. On the time variability of the Evershed effect // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 397. P. 757-764.

39. 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.

40. Жугжда Ю.Д., Лоцанс В. Резонансные колебания в сонечных пятнах // Письма в астрономический журнал. 1981. Vol. 7. Р. 44^1-6.

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

42. Marsh M.S., Walsh R.W. p-Mode Propagation through the Transition Region into the Solar Corona. I. Observations // Astrophysical Journal. 2006. Vol. 643, № 1. P. 540.

43. Tziotziou K., Tsiropoula G., Mein P. Ca II 8542 A sunspot oscillations observed with THEMIS // Astronomy & Astrophysics. 2002. Vol. 381. P. 279-289.

44. Tsiropoula G., Alissandrakis C.E., Mein P. Association of chromospheric sunspot umbral oscillations and running penumbral waves. I. Morphological study // Astronomy & Astrophysics. 2000. Vol. 355. P. 375-380.

45. Колобов Д.Ю., Кобанов Н.И. Распространяющиеся волны в хромосфере солнечных пятен // Солнечно-земная физика. 2006. Vol. 9. Р. 151-154.

46. Кобанов Н.И., Колобов Д.Ю., Чупин С.А. Распространяющиеся волны в хромосфере солнечных пятен, проблемы и загадки эксперимента // Письма в астрономический журнал. 2008. Vol. 34, № 2. Р. 152-160.

47. Nakariakov V.M. et al. Quasi-periodic modulation of solar and stellar flaring emission by magnetohydrodynamic oscillations in a nearby loop // Astronomy & Astrophysics. 2006. Vol. 452. P. 343-346.

48. Chen P.F., Priest E.R. Transition-Region Explosive Events: Reconnection Modulated by p-Mode Waves // Solar Physics. 2006. Vol. 238. P. 313-327.

49. Ning Z., Innes D.E., Solanki S.K. Line profile characteristics of solar explosive event bursts // Astronomy & Astrophysics. 2004. Vol. 419. P. 1141-1148.

50. Doyle J.G., Popescu M.D., Taroyan Y. Repetitive occurrence of explosive events at a coronal hole boundary // Astronomy & Astrophysics. 2006. Vol. 446. P. 327331.

51. Zaitsev V.V., Stepanov A.V. Elementary Flare Bursts and the Properties of Eruptive Solar Plasma // Soviet Astronomy Letters. 1989. Vol. 15. P. 66-68.

52. Kislyakov A.G. et al. On the Possible Connection between Photospheric 5-Min Oscillation and Solar Flare Microwave Emission // Solar Physics. 2006. Vol. 233. P. 89-106.

53. Zaitsev V.V., Kislyakov A.G. Parametric excitation of acoustic oscillations in closed coronal magnetic loops // Astronomy Reports. 2006. Vol. 50. P. 823-833.

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

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

56. Mcintosh S., De Pontieu В., Tomczyk S. A Coherence-Based Approach for Tracking Waves in the Solar Corona // Solar Physics. 2008. Vol. 252, № 2. P. 321348.

57. 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.

58. Ireland J. et al. Automated Detection of Oscillating Regions in the Solar Atmosphere // Solar Physics. 2010. Vol. 264. P. 403^131.

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

60. 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. 403^112.

61. Sych R. et al. 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.

62. Sych R., Nakariakov V., Anfinogentov S. Interactive remote data processing using Pixelize Wavelet Filtration (PWF-method) and PeriodMap analysis // 37th CO-SPAR Scientific Assembly. 2008. Vol. 37. P. 3106.

63. Анфиногентов С.А., Сыч P.А. Автоматическое детектирование колебаний в атмосфере солнца с помощью метода поточечной вейвлет-фильтрации // Тру-

ды XII Конференции молодых ученых «Взаимодействие полей и излучения с веществом». 2011. Р. 48-49.

64. Sawant H.S. et al. The Brazilian decimetric array and space weather // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2011. Vol. 73. P. 1300-1310.

65. Sych R. et al. Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active region flares // Astronomy and Astrophysics. 2009. Vol. 505. P. 791-799.

66. Sych R. et al. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots // Astronomy & Astrophysics. 2012. Vol. 539. P. 10.

67. Смольков Г.Я. et al. К прогнозам солнечных вспышек: состояние, проблемы и подходы // Солнечно-земная физика. 2011. № 18. Р. 74-78.

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

69. Marsh M.S., Ireland J., Kucera T. Bayesian Analysis of Solar Oscillations // The Astrophysical Journal. 2008. Vol. 681, № 1. P. 672-679.

70. Torrence C., Compo G.P. A Practical Guide to Wavelet Analysis. // Bulletin of the American Meteorological Society. 1998. Vol. 79. P. 61-78.

71. Ireland J. et al. A wavelet analysis of active region oscillations // Astronomy & Astrophysics. 1999. Vol. 347. P. 355-365.

72. Jefferies S.M. et al. Use of acoustic wave travel-time measurements to probe the near-surface layers of the Sun // Astrophysical Journal. 1994. Vol. 434. P. 795-800.

73. Jefferies S.M. et al. Sounding the Sun's Chromosphere // Astrophysical Journal Letters. 1997. Vol. 485. P. L49+.

74. Finsterle W. et al. Helioseismic Mapping of the Magnetic Canopy in the Solar Chromosphere // Astrophysical Journal Letters. 2004. Vol. 613. P. L185-L188.

75. Mcintosh S.W., Fleck В., Tarbell T.D. Chromospheric Oscillations in an Equatorial Coronal Hole // Astrophysical Journal Letters. 2004. Vol. 609. P. L95-L98.

76. Huang N.E. et al. The empirical mode decomposition and the Hilbert spectrum for nonlinear and non-stationary time series analysis // Royal Society of London Proceedings Series A. 1998. Vol. 454. P. 903.

77. Terradas J., Oliver R., Ballester J.L. Application of Statistical Techniques to the Analysis of Solar Coronal Oscillations // The Astrophysical Journal. 2004. Vol. 614, № 1. P. 435.

78. Vautard R., Yiou P., Ghil M. Singular-spectrum analysis: A toolkit for short, noisy chaotic signals // Physica D Nonlinear Phenomena. 1992. Vol. 58. P. 95-126.

79. Головко A.A., Салахутдинова И.И. Пространственные и временные вариации фрактальных характеристик активных областей // Солнечно-земная физика. 2009. № 13. Р. 66-71.

80. 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. 395^08.

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

82. De Moortel I. et al. Longitudinal intensity oscillations in coronal loops observed with TRACE I. Overview of Measured Parameters // Solar Physics. 2002. Vol. 209. P. 61-88.

83. King D.B. et al. Propagating EUV disturbances in the Solar corona: Two-wavelength observations // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 404. P. L1-L4.

84. Denker C. et al. Two-Dimensional Spectroscopy of Photospheric Shear Flows in a Small delta Spot // Solar Physics. 2007. Vol. 245. P. 219-238.

85. Bastian T.S., Benz A.O., Gary D.E. Radio Emission from Solar Flares // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1998. Vol. 36. P. 131-188.

86. Nindos A. et al. Radio Emission of Flares and Coronal Mass Ejections. Invited Review // Solar Physics. 2008. Vol. 253. P. 3-41.

87. Inglis A.R., Nakariakov V.M., Melnikov V.F. Multi-wavelength spatially resolved analysis of quasi-periodic pulsations in a solar flare // Astronomy & Astrophysics. 2008. Vol. 487. P. 1147-1153.

88. Van Doorsselaere T. et al. Seismological demonstration of perpendicular density structuring in the solar corona // Astronomy & Astrophysics. 2008. Vol. 491. P. L9-L12.

89. Rendtel J., Staude J., Curdt W. Observations of oscillations in the transition region above sunspots // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 410. P. 315-321.

90. Fludra A. Transition region oscillations above sunspots // Astronomy & Astrophysics. 2001. Vol. 368. P. 639-651.

91. Abramenko V.I., Tsvetkov L.I. 3-Minute Oscillations In The Polarized Radio Emission From Local Radio Sources On The Sun - Part One // Bulletin Crimean Astrophysical Observatory. 1985. Vol. 73. P. 49.

92. Chorley N. et al. Long period oscillations in sunspots // Astronomy & Astrophysics. 2010. Vol. 513. P. A27.

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

94. Занданов В.Г., Уралов A.M. Реакция микроволнового излучения локальных источников на выход магнитного поля в корону // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. № 65. Р. 107-120.

95. Fleck В., Schmitz F. The 3-min oscillations of the solar chromosphere - A basic physical effect? // Astronomy & Astrophysics. 1991. Vol. 250. P. 235-244.

96. Kalkofen W. et al. Propagation of acoustic waves in a stratified atmosphere, 1 // Astronomy & Astrophysics. 1994. Vol. 284. P. 976-984.

97. Sutmann G., Ulmschneider P. Acoustic wave propagation in the solar atmosphere. I. Linear response to adiabatic wave excitation. // Astronomy & Astrophysics. 1995. Vol. 294. P. 232-240.

98. Kuridze D. et al. Acoustic oscillations in the field-free, gravitationally stratified cavities under solar bipolar magnetic canopies // Astronomy & Astrophysics. 2009. Vol. 505. P. 763-770.