Поляризационное исследование "бомб Эллермана" тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Кашапова, Лариса Камалетдиновна

• Кашапова, Лариса Камалетдиновна
• кандидат физико-математических наук
• 2003

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Кашапова, Лариса Камалетдиновна

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Спектро- поляриметрические наблюдения усов на Большом солнечном вакуумном телескопе и методы их обработки. р 1.1. Методика проведения спектро

- поляризационных наблюдений на спектрографе Большого Солнечного

Вакуумного Телескопа.

1.2. Методика и комплекс программ для обработки наблюдений.

Ф 1.3. Влияния инструментальной поляризации и применяемая методика ее минимизации.

Выводы.

ГЛАВА 2. Линейная поляризация в усах.

2.1 Некоторые положения теории ударной линейной поляризации и их роль в диагностике механизмов возникновения усов.

2.2 Наблюдения и результаты обработки спектрограмм усов.

2.3 Исследование динамики связи между степенью поляризации и азимутом плоскости поляризации.

Выводы.

ГЛАВА.З. Результаты исследования длительных наблюдательных серий бомб Эллермана.

3.1. Результаты обработки длительных временных серий.

3.2. Сравнение поляризационных данных исследуемых усов.

Выводы.

ГЛАВА 4. Использование профилей интенсивности и параметров Стокса Q и U для диагностики механизма возникновения.

4.1. Особенности тепловой и нетепловой моделей возбуждения бомб Эллермана.

4.2. Результаты исследования профилей параметров Стокса Q и U в 164 бомбах

Эллермана.

Q 4.3. Результаты исследования профилей интенсивности линии в бомбах Эллермана.

Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Поляризационное исследование "бомб Эллермана"»

Объектом исследования, представленного в настоящей работе являются бомбы Эллермана или усы. Считается, что они связаны с быстрым процессом выделения энергии на очень маленьких участках атмосферы Солнца.

Первое упоминание об этих объектах встречается в [1], где Эллерман указывал на краткое появление яркой эмиссии в крыльях водородных линий и назвал это явление "водородной бомбой". На оригинальных фотографиях в крыльях линии На заметны сравнительно короткие (около 2А) черточки эмиссии. С тех пор, вплоть до сообщения, сделанного А.Б. Северным в августе 1955 года на X Съезде Международного астрономического союза в Дублине и в [2], где они получили еще одно свое название -"усы", не было сообщений о наблюдении этого явления.

Рис. 1. Примеры спектрограммы усов [3] (слева) и фильтрограммы в крыле линии На (справа)[4].

Согласно определению, данному Северным [3], явлением "усов" называется кратковременное появление протяженных и очень узких (по высоте спектра) эмиссионных (или абсорбционных) крыльев возле линии солнечного спектра при отсутствии сколько-нибудь существенного возмущения в ядре линии. Размеры областей, где возникают усы, иногда поразительно малы. Если на спектрограммах полоски эмиссии усов получаются значительно шире (из-за дрожания в течение экспозиции), то визуально они воспринимаются как блестящие линии, не имеющие ширины. Многие усы имеют своим продолжением слабую полоску непрерывной эмиссии, поэтому кажется, что они захватывают весь видимый спектр.

Большинство данных о времени жизни, эволюции, расположении и частоте возникновения, связи со структурами магнитного поля были получены по результатам наблюдений с помощью ИПФ в крыле линий, чаще всего На . Как уже упоминалось выше, бомбы Эллермана или усы на фильтрограммах, полученных в крыльях линии , имеют вид ярких точек диаметром от 5" и меньше.

Форма и размер. Фотографии, полученные в крыле линии На, обычно показывают круглую форму бомб Эллермана [5] и имеют размер от 5" до предела разрешения современных метровых телескопов [6-7]. По результатам спектральных наблюдений Северный [2, 3] сделал вывод о том, что ширина крыльев уменьшается от центра диска Солнца к его краю. Но Энгвольд и Малтби [8] объясняли это эффектом контраста при недостаточном разрешении. Северный [9] также утверждал, что усы увеличивают свой размер и становятся более диффузными в конце жизни. Ни Северный, ни Энгвольд и Малтби не выявили никакой корреляции между видимыми размерами усов и их положением на диске Солнца.

В результате наблюдений усов вблизи солнечного лимба Куракавой и др.[10] было обнаружено, что для 174 объектов средний видимый размер составляет 1.1", в то время как 80% наблюденных бомб Эллермана имеет диаметр менее 0.6". Размер усов, по их наблюдениям, увеличивается во время фазы поярчания, которая длится около 2 минут. Предполагается, что это обозначает восходящие движение, объясняющее голубую асимметрию в эмиссии На. Денкер и др. [11] отмечают некруглую форму усов. В более поздних работах (Пейн [12], Ниндос и Зирин [13]) авторы также отмечают эллиптическую форму, с размерами около 1.4" на 0.9".

Контраст. По данным МакМас [6], максимальный контраст эмиссии крыльев усов по отношению к спектру в спокойной области на той же длине волны для линии На составляет около 1.3. Эта величины подтверждена наблюдениями Бруцека [7], который по измерениям калиброванных фотографий получил значения от 1.15 до 1.5. Он определил среднее значение контраста равным 1.25. Более поздние оценки Зачариадиса и др. [14] также были близки к первоначальным оценкам - 1.29, таких же значений придерживаются и Ниндос и Зирин [13]. Денкер и др. [11], используя метод спекл- интерферометрии, провели наблюдения усов в красном крыле линии На в тени и полутени пятен с разрешением около 0."19. По результатам их наблюдений контраст некоторых усов был больше 1.7, что авторы объясняют новой, более точной методикой наблюдений.

Значительно выше отношение интенсивностей для линии К кальция, где по данным наблюдателей МакМас-Хюлберт [4], контраст обычно равен 3-4, а в некоторых случаях до 10. Измерения контраста также проводили Энгвольд и Малтби [8] и Коваль и Северный [15]. Последние провели исследования контраста в линиях На и Hp.

Время жизни и эвдлюцш. Согласно МакМасу и др. [6] усы быстрее увеличивают яркость, чем затем ее снижают. Кроме того, Северный [9] писал, что они увеличивают размер и становятся более диффузными в конце жизни. Оценки времени жизни делались много раз различными исследователями. Северный по спектроскопическим наблюдениям оценил их время жизни от нескольких до 20 минут [2, 9,16]. Однако, в своей книге [3] он пишет, что время их жизни составляет от нескольких минут до нескольких часов (чаще всего около 20 минут): обычно в течение 2-3 минут они уярчаются, затем сохраняют достигнутый уровень яркости ( возможны небольшие флуктуации) и, наконец, в течение 2-3 минут внезапно исчезают. По наблюдениям МакМас и др [6], усы существуют от 4.4 минуты до нескольких часов, а среднее значение времени жизни равно 10 минутам. Бруцек [7] получил более высокое значение среднего времени жизни, чем МакМас и др [6] - 25 минут. Курокава и др. [10] оценили среднее время жизни для 77 бомб в 12 минут. По данным Зачариадиса и др. [17] среднее время жизни достигает 19 минут. Кроме того, авторы показали, что размер бомб Эллермана увеличивается с ростом высоты формирования и выделили наличие импульсной и постепенной фаз выхода энергии в течение жизни усов. Авторы последних работ склоняются к тому, что среднее значение времени жизни 15 минут [18] или 13 минут [13].

Расположение и частота возникновения. В своей книге [3] Северный пишет, что усы наблюдаются в активных областях(АО), находящихся в активной фазе развития, в частности, в молодых АО вблизи системы арочных волокон, т.е. в областях всплывающего потока. Он отмечает, что их часто находят в окрестностях маленьких или больших пятен и у основания небольших короткоживущих образований типа выбросов. По данным спектральных наблюдений, усы наблюдаются также над факелом или в основаниях эруптивных протуберанцев [3].

Исследовав фотографии, полученные в крыле линии На (На±0.5А и На±1.0А) для 20-ти активных областей, Бруцек [7] обнаружил, что бомбы Эллермана возникают во всех фазах развития АО, но отсутствуют вокруг униполярных пятен и в затухающих факельных полях. Многие усы видны в больших сложных группах пятен, где появляются наиболее часто на внешней границе полутени больших пятен. Они также обнаружены около полутени меньших по размеру пятен. Кроме того, они бросаются в глаза и в области между основными компонентами биполярных групп малого и среднего размеров. Также следует отметить, что усы возникают даже на начальных стадиях развития новых АО, когда пятна только что появились, а факелы еле заметны. Полученные Бруцеком [7] данные о расположении усов согласуются с тем, что ранее писали в своих работах МакМас и др.[6], Коваль[18, 19] и Северный [9].

Многие наблюдатели (МакМас и др.[6], Бруцек [7], Северный [9] и Коваль[18, 19]) сообщали, что усы очень часто возникали на конце маленького, похожего на сёдж, темного волокна. Кроме того, для усов, которые наблюдаются в молодых, развивающихся активных областях, Бруцек [7,20] обнаружил тесную связь между ними и так называемыми арочными волокнами. Он писал, что в небольших биполярных областях этого типа возникновение усов регистрируется почти всегда в области между ведущим пятном и остальными пятнами группы, покрытой или соединенной арочными волокнами. Усы часто располагаются около концов арочных волокон, но также видны и между ними. Он отметил, что усы не встречаются в молодых биполярных группах, если там не присутствуют арочные волокна. Тесная взаимосвязь усов и арочных волокон наблюдается на самых ранних этапах развития активной области - даже когда еще не появилось первое пятно [4, 7].

Из-за небольших размеров количество видимых в активной области усов сильно зависит от качества изображения. По результатам наблюдений Бекерса [21] в среднем в АО можно видеть около 50-ти четко различимых бомб Эллермана. Бруцек [7] утверждал, что одновременно в большой группе пятен может наблюдаться или до сорока усов средних размеров, или до десяти крупных. Энгвольд и Малтби [8] по одним из лучших спектров На грубо оценили это число как 100. Не стоит забывать, что количество бомб Эллермана в каждом отдельном случает зависит также и от фазы развития АО.

Тенденция усов возникать на том же самом месте в активной области была отмечена рядом авторов (МакМас и др. [6], Северный [9] и Коваль [19]). Однако, более поздние наблюдения Бруцека [7] показали, что это не совсем так: новые усы часто возникают вблизи, а не непосредственно на месте своего прежнего возникновения. Бруцек также отметил, что два уса часто образуются в непосредственной близости друг от друга. А Северный отмечал, что наблюдаются конгломераты усов (более 3-х штук)[3].

Китаи и Кавагучи [22] по результатам наблюдений поля фотосферных скоростей сделали вывод о том, что усы возникают в тех местах, где меняется знак лучевой скорости. Зачариадис и др. [14,17] по результатам изучения бомб Эллермана, расположенных под системами арочных волокон (AFS) и около пятен, обнаружили, что 50% бомб появляются и исчезают попарно. Причем ось каждой пары составляет небольшой угол с линиями магнитного поля. Кроме того, пары показывают собственное движение со скоростью 600 м/сек. Авторы полагают, что это связано со всплывающими трубками магнитного поля. Георгакилас и др. [23], Дара и др. [24] также отмечали преимущественно восходящее движение вещества на уровне хромосферы и фотосферы, связанного с усами. Дара и др. [24], Денкер [25] отмечали связь появления бомб Эллермана с факельными гранулами и филигри.

А Зачариадис и др. [17] отметили, что усы, наблюдавшиеся под системами арочных волокон, формируются из ячеистой структуры с характерным размером 3100 км.

Магнитные поля и усы. В монографии Брея и Лоухеда [4], авторы отмечают, что результаты исследований связи усов с распределением магнитных полей достаточно противоречивы. Ховард и Харвей [26] обнаружили, что усы появляются в тех местах, где магнитное поле имеет напряженность около 40 Гс или выше, в то же время Коваль [19] сделала вывод о том, что усы в основном наблюдаются вблизи нейтральной линии соответствующей группы пятен. Однако, Бруцек [7] не подтвердил выводы Коваль. Раст [27] утверждал, что бомбы Эллермана возникают над тем, что он назвал "пятна-спутники". Это маленькие области внутри или рядом с границей полутени большого пятна, которые не видны в белом свете, но их можно выделить по противоположной к основному пятну полярности. Следует отметить, что согласно результатам полученным Коваль[19], 16 из 92 усов возникали в областях с поперечным магнитным полем от 600 до 1500 Гс. Подобную связь отмечал и Северный [28].

Стеллмахер и Вихр [29] провели наблюдения усов в крыльях линий Mg5183А и Fe 5434.5А и сопоставили их с наблюдениями в магниточувствительной линии Fe6302.5A. Авторами был сделан вывод о том, что наблюдавшиеся усы пространственно совпадают с одновременно наблюдаемыми "гапами"(провалами) в линии Fe 6302.5, которые, возможно, вызваны магнитными узлами.

В работе Дара и др. [24] проводилось сравнение карт продольных полей, построенных по линии Са I 6103 с картами лучевых скоростей в области линии На. По этим данным лишь несколько бомб Эллермана ассоциируются с самими мелкомасштабными образованиями магнитного поля. В большинстве случаев усы, в особенности более яркие, наблюдались на границах магнитных структур.

Проводя сравнения собственного движения бомб Эллермана вблизи пятна и поведением магнитного поля, Ниндос и Зирин [13] выделили два класса. При том, что контраст, время жизни, размеры всех наблюдавшихся ими бомб не имели существенных различий, 36% исследованных объектов было связано с движущимися деталями магнитного поля. Под связью этих двух объектов авторы подразумевали, что они одинаковым образом удалялись от границы между фотосферой и полутенью. Максимальные скорости бомб Эллермана достигали 1.1 км/с, а магнитных структур 0.8 км/сек. Авторы посчитали это различие несущественным и объяснили его различием в методах определения скоростей. Эти бомбы Эллермана Ниндос и Зирин отнесли к классу II. Для большей части наблюдавшихся объектов (64%) связи с движущимися деталями магнитного поля не удалось обнаружить, и они были отнесены к классу I. Стоит отметить, что и авторы [14,17] также отмечали собственное движение бомб Эллермана со скоростью такого же порядка. Однако, Ниндос и Зирин, на основании собственных движений усов и магнитных структур, разделили усы на два класса и сделали предположение о возможности существования двух механизмов возникновения бомб Эллермана.

Группе исследователей [30] удалось выявить связь бомб Эллермана с магнитным пересоединениями. Использованные ими магнитограммы и фильтрограммы в крыле линии На с высоким пространственным разрешением (0.5 " для магнитограмм и 0.8" для фильтрограмм) были получены с помощью аппаратуры, установленной на воздушном шаре, во время проведения Flare Genesis Experiment (FGE) [31, 32]. Магнитные поля в исследованной АО 8844 с ее центральной областью всплывающего потока не были безсиловыми. Тем не менее, авторы считают, что на основании работ [33, 34] возможен трехмерный анализ магнитной топологии области, где наблюдались усы, без учета силы Лоренца. В результате проведенных расчетов, были выявлены области вероятного возникновения пересоединений в нижней хромосфере. Как сообщают авторы [30], только 5 из 38 наблюдавшихся усов не были связаны с такими областями. Одним из возможных объяснений наблюдавшихся бомб Эллермана, по их мнению, может служить модель локального разогрева при возникновении пересоединения в средней хромосфере [35].

Уровень формирования. По мнению Северного[3, 9, 16], так же, как и для полосок непрерывной эмиссии, наблюдаются случаи, когда эмиссия усов прекращается, не достигая центра линии на некотором расстоянии ДА,о. Наибольшее ДХх), на котором эмиссия исчезает, равна ~0.75 А для линии На, что соответствует средней глубине залегания То> 0.4. Северный пишет, что если бы величина То была существенно больше значения 0.4, то при исправлении наблюдаемой интенсивности за поглощение в вышележащем слое (коэффициент е*т\ где т*.— оптическая толща в сфере линии), получаемая при этом интенсивность фактической эмиссии усов, наблюдаемых на диске, была бы заметно больше (порядка нескольких десятков процентов) интенсивности усов, наблюдаемых над краем диска. Однако, это противоречит наблюдениям. Поэтому, по мнению Северного, значение То= 0.3-0.4 недалеко, по-видимому, от верхнего предела глубины залегания бомб Эллермана- от верхней фотосферы до нижней хромосферы.

Пэйн [ 12] на основании результатов фотометрического анализа оптической эмиссии бомб Эллермана сделала вывод о том, что они возникают в нижней хромосфере примерно в 500 километровой области, приблизительно между 500 и 1000 км над уровнем континуума. Однако, Киу и др. [36] показали, что для части усов, процессы происходящие в хромосфере и в области температурного минимума, очень хорошо коррелируют. Они сделали предположение, что для части наблюдаемых ими объектов важную роль может играть нагрев как в области температурного минимума, так и в фотосфере.

Спектральные свойства.

Северный [3, 16] отмечал, что большой интерес представляют спектральные исследования: они более адекватны, так как с На-фильтром не всегда можно уверенно отличить яркую точку (флоккул) от усов с протяженными (порядка 10 А) крыльями. По большей части, результаты, полученные им, а также [37- 40], дали представление о спектральных свойствах усов.

Усы наблюдаются у всех линий бальмеровской серии от На до Н9 [16, 41], хотя получить спектрограммы для всех этих линий одновременно трудно из-за кратковременности существования этих образований. Возле линий На и Hp они простираются иногда до 10 А. Возле ультрафиолетовых линий Н и К Са II наблюдаются наиболее протяженные крылья усов — до 15 А [2, 9].

В ряде случаев получены спектрограммы усов в металлических линиях: триплете Mg, Xk 5167.38, 5172.70, 5183.67А, в линиях железа и других металлов и их ионов; из-за больших экспозиций, в линиях инфракрасного триплета Са II, Хк 8498.00, 8542.15, 8662.11А усы получаются плохо [41]. Ни разу не наблюдались эти образования в линиях Na D| и D2/ не исследовано это явление в линии гелия D3 [9].

Часто усы накладываются на тонкие полосы непрерывного излучения, присутствующие по всему спектру; эти полосы называются зернами непрерывного излучения. Зерна наблюдаются и при отсутствии усов и, по всей вероятности, представляют собой непрерывный спектр факельных точек или элементов филиграни [2, 16, 42].

Для области, где можно обнаружить усы, характерна крайне клочковатая структура линии На, наличие светлых и темных выбросов и струй (jets) и небольших развивающихся пятен в группах со сложной полярностью [3]. Очень часто усы, так же как и полоски непрерывной эмиссии, появляются непосредственно у края таких пятен в области факельных полей; в этом они аналогичны вспышкам. Они наблюдаются иногда вблизи эмиссионного обращения вспышек. Но спектроскопически явление усов в известном смысле противоположно явлению вспышек, где в большинстве случаев наблюдаются очень сильная эмиссия в ядре линии и сравнительно слабые и непротяженные крылья (конечно, кроме случая сильных вспышек). Кроме того, полоски усов значительно уже (по высоте спектра), чем полоски эмиссии вспышек. Северный считает, что кратковременные очень протяженные крылья эмиссии у сильных вспышек (балла > 2) могут состоять из скопления "усов" различной протяженности.

Сдвиги, возникающие при появлении усов, достигают по измерениям Северного [3] для линии На величины 0.2 А или 8 км/с. Наиболее интересно при этом оказывается то, что эти сдвиги наблюдаются не только в центре диска, но и вблизи края диска. Согласно [3], области, генерирующие усы и ядра непрерывной эмиссии, могут возникать на различных глубинах в атмосфере Солнца и не только подниматься кверху, но и испытывать расширение (на что указывают доплеровские смещения у самого края).

Еще одним из наиболее интересных свойств усов является отчетливо выраженная асимметрия эмиссии: в большинстве случаев и независимо от положения на диске синее крыло эмиссии является более ярким и протяженным, чем красное, хотя иногда наблюдается обратный эффект [2, 8, 16]. Временами наблюдается практически одно лишь синее или красное крыло. По данным Коваль [41], асимметрия профилей усов наблюдается не только в линиях водорода, но и в Н и К Са II и во многих металлических линиях. Было обнаружено, что асимметрия более ярко выражена в слабых линиях и на ранних стадиях развития усов [41].

Сужение эмиссионной полоски усов по мере удаления от центра линии — весьма характерная особенность, которая делает явление усов спектроскопически сходным с появлением хромосферных струй или эруптивных выбросов [2, 9, 28]. Ширина и яркость крыльев бальмеровской серии сохраняется практически одинаковой или очень медленно убывает с номером серии. Северный [3] пишет, что профили усов можно достаточно адекватно представить гауссовыми кривыми [43, 44], но если их интерпретировать доплеровским уширением, то это приводит к скоростям 50-100 км/сек, что является, по его мнению, едва ли приемлемым при физических условиях, наблюдаемых в усах. Поэтому Северный склоняется больше к тому, что речь может идти скорее об эффекте макроскопических движений. В целом, Северный [3] пришел к выводу, что профиль линии в усах нельзя однозначно связать ни с эффектом Доплера, ни с затуханием излучения, и штарк-эффект не может быть целиком ответственным за расширение эмиссии в усах.

Коваль [45] провела исследование распределения энергии во вспышках, усах и зернах непрерывной эмиссии. Ею был сделан вывод о том, что контраст в усах практически не зависит от длины волны. Полученные кривые распределения энергии для усов имеют максимум на длине волны 4400 - 4500 А.

Китаи [46] выделил из профиля линии На в усах три компоненты: центральную абсорбцию, гауссово ядро и крылья, описываемые степенной функцией. По его мнению, у каждой составляющей можно выделить свой собственный доплеровский сдвиг, при этом скорость движения масс в хромосфере составляет около 6 км/сек.

Связь со вспышками. Брей и Лоухед [4] отмечали, что несмотря на различие спектральных характеристик усов и вспышек, эти два явление имеют сходство по многим важным аспектам [47]. Относительно короткая продолжительность жизни и тенденция более быстрого роста интенсивности до максимума, чем последующий ее спад, характерны и для усов, и для вспышек. Кроме того, частота их возникновения зависит от конфигурации и фазы развития группы пятен, в которых они наблюдаются.

Северный [3] пишет, что очень часто усы, так же как и полоски непрерывной эмиссии, появляются непосредственно у края хорошо развитых пятен в области факельных полей; в этом отношении они аналогичны вспышкам. Они наблюдаются иногда вблизи вспышек. Также было обнаружено, что кратковременные, очень протяженные крылья эмиссии у сильных вспышек (балла > 2) состоят из скопления "усов" различной протяженности. Согласно Северному, частое появление усов (так же как и вспышек) у самого края пятен указывает, что магнитное поле может сделать выброс частиц асимметричным — сосредоточенным, в основном, в двух противоположных направлениях. Авторы [48] полагают, что наблюдавшийся ими во вспышке процесс перехода энергии имеет общий с бомбами Эллермана механизм. В то же время в работах [6-8, 10, 49 - 51] было показано, что усы и вспышки не связаны тесно друг с другом.

Наблюдения усов в УФ области и рентгене и радиодиапазонах.

В диссертационной работе Пейн [12] было проведено сравнение наблюдений в оптическом, микроволновом диапазонах и мягком рентгене. Каких-либо эмиссий, соответствующих усам, на уровне короны или верхней хромосферы автор не выявила.

Киу и др. [36] проводили сравнение фильтрограмм, полученных в синем крыле линии На и УФ континууме в области 1600А. Целью авторов было изучение корреляции эволюции усов на этих двух длинах волн. Они отметили, что 46 из 75 наблюдавшихся объектов демонстрируют коэффициент корреляции более 50%. Это относится в основном к более ярким объектам - чем более яркая эмиссия наблюдалась в крыле На, тем больше был коэффициент корреляции. Основываясь на том, что для части бомб интенсивность синего крыла На и спектрального участка УФ, соответствующей области температурного минимума, показывали хорошую корреляцию, авторы сделали предположение, что для них источники нагрева могут находится в области температурного минимума или даже в фотосфере. В исследованной активной области больше половины объектов, продемонстрировавших хорошую связь с УФ, были расположены на границах униполярных магнитных площадок, а меньшая часть располагалась на или вблизи нулевой линии. Но при этом большинство бомб Эллермана, для которых корреляция была слабой или отсутствовала вообще, также располагались на нулевой линии. Таким образом, авторам [36] не удалось выявить каких-либо существенных характерных особенностей расположения усов относительно структур магнитного поля.

Поляризационные наблюдения усов. Первые поляризационные исследования усов были выполнены Бабиным и Коваль [52, 53]. Эти работы были посвящены исследованию поляризации вдоль профиля линии На. Наибольшая поляризация была обнаружена в красном крыле линии На (4 случая). Приводимые значения степени поляризации были достаточно высокие (до 24%), что превышало теоретическое значение для резонансного рассеяния.

Авторами описывается бомба Эллермана размером 3", состоящая из двух деталей, расстояние между которыми 1.2 В одной бомбе поляризация отсутствовала, в другой (более слабой) - она составила около 23% и располагалась в крыльях На. Бабин и Коваль считают, что в этом случае можно говорить о группе усов. Они приводят еще два случая таких групп усов (совокупный размер групп не превышал 4"), где поляризация наблюдалась только в более слабых компонентах. Такое распределение поляризации в зависимости от яркости позволило им высказать предположение о присутствии поляризации только во время фазы поярчания.

Кроме того, во время наблюдений усов 6 октября 1983 года [52, 53] был отмечен выброс вещества; при этом направление поляризации оказалось почти перпендикулярно оси выброса. Исходя из этого, авторы сделали вывод, что если материя движется вдоль магнитного поля, то наблюдаемая поляризация ему перпендикулярна.

Продолжая исследования усов, Бабин и Коваль [54] обнаружили, что у этих объектов существуют колебания яркости, а также то, что значительная поляризация может появляться несколько раз в течение от одной до трех минут во время жизни усов. В остальное время поляризация, обнаруженная авторами в крыле линии На, была слабая или вообще отсутствовала. Ориентация плоскости поляризации у наблюдавшихся усов была направлена на центр диска и ориентирована почти параллельно AFS.

Фирстова [55] исследовала поляризацию усов в линиях На и Hp. Была предложена методика для минимизации влияния инструментальной поляризации. Согласно ее результатам, поляризация наблюдалась в ядре линии и не превышала 7% для обеих линий. Кроме того автором было сделано предположение, что значительная поляризация наблюдается только в первые минуты жизни усов. Также в [55] было показано, что степень поляризации уменьшалась со временем, и при этом менялся поворот азимута плоскости поляризации (от 20 до 40 градусов для линии На и от 28 до 72 градусов - для линии Н(3). Впервые в качестве одного из возможных механизмов возбуждения усов было предложено воздействие пучков энергичных электронов или теплопроводность.

Как и во всех предыдущих работах Бабина и Коваль, в работе [56] регистрация проводилась с помощью фотоматериалов (фотопластинок, фотопленок). Во время наблюдений [56] были получены изображения усов одновременно при 4-х положениях анализатора, что позволило измерить азимут плоскости поляризации относительно направления на центр диска Солнца. Для наблюдавшихся усов, направление плоскости поляризации оказалось различным для разных усов, наблюдаемых в одной и той же активной области; это касается даже пространственно близких усов. Такой результат, по мнению авторов, может указывать на связь азимута плоскости поляризации с направлением магнитного поля. В этой работе была учтена инструментальная поляризация (через спокойную область), при этом была обнаружена поляризация по контуру линии. По наблюдениям Бабина и Коваль степень поляризации достаточно высокая - в некоторых случаях (в эмиссии) >20%. Также авторы подтвердили свой предыдущий результат [52, 53], что наблюдавшиеся крупные усы состоят из различных структур с разной поляризацией.

Продолжая исследования, Бабин и Коваль [57] провели наблюдения усов с интерфереционно-поляризационным фильтром. Методика наблюдений была такова, что они получали два изображения исследуемой области (в обыкновенном и необыкновенном лучах). Поворот 7J2 пластинки (положения 0. 22.5, 45, 67.5 градусов) происходил за 1.5 секунды, при экспозиции 0.1 секунды. В качестве приемников излучения использовались фотоматериалы. Исследования изменения контраста, степени поляризации и азимута плоскости поляризации со временем проводились в крыле На. В результате было получено следующее:

• Кривые развития усов представляют собой ряд последовательных пиков, время жизни которых около 1.5 минут.

• Азимут плоскости поляризации может значительно меняться, но остается постоянным за время одного пика яркости ( в пределах ошибок).

• Для максимума пиков яркости степень поляризации была 310%.

• В исследуемых случаях усы появлялись на возбужденном месте (с контрастом 8-12%), которое остается возбужденным и после угасания усов. Авторы отметили также, что эмиссия подложки рядом с усами тоже была поляризована.

• Плоскость поляризации усов была преимущественно ориентирована примерно в направлении волокон AFS или волоконец тонкой структуры (фибрил).

Раст и Кейл [58] проводили исследования бомб Эллермана с помощью ИПФ с полосой пропускания бА с центром в На. После полуволновой пластинки и линзы поля они расщепляли исследуемое излучение на два ортогонально поляризованных пучка с помощью установки Рончи, которая представляла собой кристалл ниобата лития вафельной структуры. Для регистрации авторы использовали цифровую видео систему. Таким образом, были исследованы 32 объекта, причем выбирались самые яркие усы. Ошибка измерений оценена авторами в 1%. Наблюдавшаяся поляризация не превышала 8% и только в 4-х случаях была выше 2%. В 19-ти случаях она была порядка 2%, в 9-ти меньше чем 2%. По результатам этих исследований авторы не подтвердили высокое значение степени поляризации, полученное Бабиным и Коваль [52-54, 56, 57]. Такая низкая поляризация по сравнению с результатами, полученными Бабиным и Коваль, по мнению Раста и Кейла отчасти могла быть вызвана как недостатками в методике наблюдений Бабина и Коваль, так и самих авторов [58]. К числу собственных недостатков они отнесли большое время интегрирования (2-120) секунд и то, что поляроид был зафиксирован в одном положении.

Таким образом, Фирстова [55] наблюдала поляризацию только в центре линий На и Hp. Бабин и Коваль [52-54, 56, 57] наблюдали поляризацию или в крыле, или в центре линии На. Раст и Кейл использовали ИПФ с широкой полосой пропускания, т.е. проводили интегральные наблюдения. Этим прежде всего следует объяснить полученные ими низкие значения степени поляризации. Стоит также отметить, что ориентация плоскости поляризации относительно направления на центр диска Солнца не определялась.

Механизмы, предлагаемые в настоящее время для объяснения возникновения усов, можно разделить на два типа: модели теплового возбуждения и нетеплового (пучки энергичных частиц). Изначально предлагались и другие механизмы. Как пишет Китаи [46], самым простым объяснением наблюдаемой формы крыльев в бомбах Эллермана могло бы служить сверхзвуковое нетепловое движение. Эта гипотеза была отклонена из-за того, что трудно удержать вещество со столь высокой скоростью в очень ограниченной области в течение наблюдаемого времени жизни.

Энгвольд и Малтби [8] обсуждали сразу два механизма. Первым из них было предположение о случайных макроскопических движениях (со скоростью порядка 200 км/сек) по волокноподобным каналам, ориентированным более или менее случайно. По мнению Китаи [46] такое объяснение подходит только для той части профиля усов, которую можно описать с помощью гауссианы, тогда как в профилях присутствует и степенная компонента. В качестве другого источника наблюдаемых длинных крыльев Энгвольд и Малтби [8] предлагали эффект рассеяния на электронах в разогретой хромосфере. По их мнению, когда атмосфера нагрета, то из-за ионизации атомов водорода накапливается достаточное число электронов, и длинные крылья линии возникают за счет рассеяния на них. По оценкам авторов для влияния этого эффекта на профиль линии необходима электронная плотность п=1016 см'3 вдоль 1000 км. Эта гипотеза была подвергнута критике в работе Китаи [46]. Используя модели атмосферы (Velnazza et. all, [59]), он показал, что необходимая электронная плотность должна соответствовать достаточно большой глубине (около 350 км), которая ниже принятой глубины формирования бомб Эллермана. Если ионизация водородных атомов полностью происходит выше температурного минимума, то число электронов окажется недостаточным для влияния на профиль линии.

По мнению Северного [3], объяснением наблюдаемого в усах уширения могут являться струеподобные, непрозрачные расширяющиеся образования. А.Б. Северный [28] первым выполнил расчеты профилей усов. В качестве механизма, вызывающего длинные крылья линий, он использовал некогерентное рассеяние в расширяющихся непрозрачных слоях. Северный рассчитал профили для гомогенного(п2=107 см"3), изотермического(Т=104К) и плотного(тна=95.56) слоя. Полученные результаты могли объяснить распределение интенсивности, голубую асимметрию и отсутствие эмиссии в центре линии На. Как утверждал Китаи в [46], используемая Северным модель достаточно хорошо работает только в случае, если хромосфера оптически тонкая, например, при наблюдениях вблизи лимба Солнца.

В своей работе Китаи [46] исходит из того, что наблюдаемые профили бомб Эллермана вызваны не рассеянием на электронах и не расширяющимся движением, а нагревом с некоторым сжатием вещества в нижней хромосфере. Возможность такого объяснения длинных крыльев линии На показали Кенфилд и Асей [60] на основе кинематической модели солнечной вспышки [61].

Китаи [46] выполнил не LTE расчеты для различных моделей атмосферы с различным отношением плотности и разностью температур между слоями. Согласно полученным им результатам, наблюдаемые профили бомб Эллермана могут наблюдаться при разности температур 1500 К между слоями и отношением плотностей р/ро=5. Опираясь на работу Шайна и Лински [62], которые определили такую же разность температур между флоккульными полями и обычной хромосферой, Китаи склоняется к тому, что плотность вещества его модели, превышающая приблизительно в семь раз плотность в моделях флоккулов, может быть вызвана или изотермическим сжатием, или изотермической, распространяющейся вертикально магнитогидродинамической ударной волной в нагретой флоккульной хромосфере. В качестве дополнительного аргумента в пользу своей гипотезы автор приводит то, что усы наблюдаются вместе с флокульными гранулами (Северный [28], Бруцек [49]).

Китаи рассматривает теоретическую работу Суематсу и др. [63], где авторы провели численное моделирование выброса спикул, для чего изучали вертикальное распространение магнитогидродинамической ударной волны, вызванной импульсивным нагревом в нормальной фотосфере или хромосфере. При предположении распространения почти изотермической, магнитогидродинамической ударной волны авторы проследили изменения, вызванные внезапным увеличением давления начиная с высоты 360 км. Согласно полученным результатам, плотность на высоте 1360 км может в своем максимальном значении увеличиваться в десять раз, вещество в хромосфере приобретет скорость до 12 км в секунду. Из всего выше сказанного Китаи делает вывод о том, что подобная гидродинамическая модель, в основу которой положена атмосфера флоккульных полей, может служить для объяснения механизма формирования усов. При этом можно объяснить переход от голубой к красной асимметрии, который автор наблюдал в начале жизни некоторых усов. При этом он отмечает, что все расчеты были сделаны для одномерной модели, тогда как усы являются трехмерными образованиями и полученные им профили могут служить для оценки нижней границы той плотности и температуры, которые могут сформировать наблюдаемый профиль усов.

Модели теплового механизма возникновения усов получили развитие в работе Дивера, Брауна и Раста [64], в которой авторы предлагают достаточно простое и не связанное с большими затратами энергии объяснение наблюдающегося явления. Основой этой модели является гидродинамическая неустойчивость потоков, располагающихся глубоко в хромосфере, почти на границе с фотосферой, и имеющих стабильное распределение плотности в зависимости от высоты.

Для понимания природы усов, по мнению авторов модели [64], важно, что эти объекты связаны с изменяющимися магнитными полями и сложными потоками в хромосфере, а также что бомбы Эллермана возникают скоплениями и достигают максимума в течении нескольких минут с момента появления. Отметим, что авторы рассматривали в качестве области формирования усов только нижнюю хромосферу, полагая, что они не наблюдаются в центре линии На. Однако, многие наблюдатели (в том числе и А.Б. Северный) отмечали, что это не совсем так. О

Рис.2. Схема возникновения и развития бомб Эллермана согласно [64].

Схематически предложенный механизм представлен на рисунке 2. Магнитное поле показано с помощью линий, на которых стрелками нанесено направление вектора магнитного поля. Верхняя линия показывает границу между двумя потоками, вещество одного из которых располагается выше этой линии, а другой - ниже. Предполагается то, что глубоко в хромосфере, почти над фотосферой, существует область ламинарного, многослойного потока, и рассматривается динамическое поведение двух слоев в этой среде. Для них характерно, что плотность меняется скачкообразно на их границе, расположенной перпендикулярно к направлению силы тяжести на поверхности Солнца, (рис. 2.а).

Даже если существует разделение слоев по плотностям, то границы между такими слоями все же могут быть разрушены под действием неустойчивости, называемой неустойчивостью Кельвина- Гельмгольца (KHI). Для ее возникновения необходимо два условия. Первое - существование как минимум двух слоев. Второе - верхний, менее плотный слой, должен двигаться со скоростью U относительно нижнего. В результате, граница между двумя потоками разной плотности и движущихся с разной скоростью разрушается и возникает водоворот, который вызывает турбулентное смешивание этих двух слоев [65] (рис. 2.Ь). По расчетам авторов, чтобы механизм неустойчивости Кельвина - Гельмольца заработал при различии плотности слоев в два раза и размерах бомбы Эллермана 105 метров, значение скорости U должно превышать 2.5 км/секунду. Этот процесс потребует время порядка 100 секунд. Необходимая разность скоростей не намного превышает скорости, наблюдаемые вблизи бомб Эллермана, а полученное время сопоставимо с продолжительностью начальной фазы их развития, что свидетельствует о реальности такого механизма на начальной фазе. Будучи чисто гидродинамическим по природе, наблюдаемое явление переходит в плотно закрученный водоворот, знакомый метеорологам как особый вид облаков [66].

Далее, магнитное поле, которое в начале было параллельно границе двух слоев вынуждено изменять свою форму, чтобы удовлетворять электромагнитным граничными условиям (рис. 2.с). Постепенно, магнитное поле под действием изменения движения потоков сжимается и изгибается, становясь все более похожим на вихрь. Как показано на рисунке 2d, непараллельные линии магнитного поля обертываются вокруг "горлышка", которое образовалось в момент первоначального захватывающего движения вещества. Линии магнитного поля очень быстро пересоединяются сквозь очень тонкий слой, что приводит к образованию магнитного островка [67]. Таким образом, вначале происходит формирование бомб Эллермана, обусловленное неустойчивостью Кельвина-Гельмгольца, а затем увеличение яркости как прямой результат деятельности магнитного поля. Затем магнитное поле изменяет динамику вещества и продлевает время жизни неустойчивости, препятствуя тепловой диссипации разогретого вещества.

При закручивании линий магнитного поля в возникшем плазменном шнуре индуцируется ток, который можно оценить по формуле эффекта Беннета [67], что позволит вычислить энергию, определяющую омический нагрев. Для этой модели она составляет порядка 1014 Ватт, что по мнению авторов реально.

Возникающий из-за искривления поля ток затем диссипирует на маленьком, но постоянном сопротивлении, внося значительный вклад в нагрев бомб. Сам по себе он является неустойчивым и быстро распадается, создавая цепочки ярких точек. При этом обособленное вещество бомб не может быстро смешаться с окружающим веществом, потому что этому процессу препятствует относительно медленный перенос вещества поперек линий магнитного поля. Таким образом, эта модель может объяснить продолжительность среднего времени жизни бомб Эллермана.

Для оценки наблюдаемой у бомб Эллермана поляризации авторы [64] использовали данные наблюдений из работ Бабина и Коваль [53] и Раста и Кейла [58]. Информация о распределении поляризации по профилю линии была взята из работы [53], где поляризация была обнаружена в крыльях линии На. Сама же величина степени поляризации оценивалась исходя из результатов работы [58], где измеряли интегральную (внутри бА) поляризацию по контуру линии. В качестве объяснения такой поляризации, авторы предложили электронное рассеяние. Они полагают, что при определенных условиях процент поляризации может достигать 10%.

Представленное авторами объяснение механизма возникновения и развития бомб Эллермана является целостным и физически обоснованным механизмом. Но, к сожалению, в качестве наблюдательного материала они не использовали полный объем данных о физических и поляризационных свойствах бомб Эллермана. В связи с этим, а также из-за начальных ограничений модели по высоте, она не может применяться ко всем усам.

Авторы [35] также рассматривают бомбы Эллермана и родственные им по их мнению белые вспышки II типа как результат локального разогрева нижней хромосферы Солнца, вызванные возникновением пересоединения. Проведенные ими расчеты для модели магнитного пересоединения глубоко в солнечной атмосфере показали, что время существования такого пересоединения может составлять около 600-900 секунд. При этом должен наблюдаться незначительный подъем температуры (около 150 К) в верхней хромосфере и фотосфере и мощный нагрев нижней хромосферы. Однако, авторы, к сожалению, ничего не пишут о том, как объяснить с помощью их модели усы, которые живут более 15 минут.

Все описываемые выше модели относились к тепловым. Пока единственными работами, в которых были проведены расчеты профилей линий для бомб Эллермана при нетепловом возбуждении хромосферы, были статьи Эну, Фанга и Динга [68,69]. Авторы основывались на полученном Фирстовой [55] распределении поляризации вдоль дисперсии, которое подобно наблюдаемому во вспышкам, т.е. только в центре линии. Они сделали предположение, что усы могут возникать при нагреве атмосферы в результате столкновений между пучками частиц с атомами хромосферы. Основной целью выполненных расчетов было проверить возможность существования такого механизма, который мог бы объяснить одновременно эмиссию в крыльях линии и наблюдаемую поляризацию в ее центре.

Работа Динга, Эну и Фанга [68] посвящена возможности теоретического воспроизведения наблюдаемых в усах профилей интенсивности при возбуждении свечения пучками энергичных частиц (электронов или протонов). Этот механизм наряду с теплопроводностью и в некоторой степени рентгеновским излучением является широко обсуждаемым механизмом переноса энергии во вспышках. Фанг и Эну [70] провели расчеты модели атмосферы, где важным для разогрева последней является эффект бомбардировки частицами. Они показали, что скорость такого нетеплового возбуждения и ионизации атомов хромосферы может быть на порядки выше, чем скорость теплового возбуждения на определенных глубинах [71 -74]. Учитывая этот нетепловой эффект, только достаточно интенсивный пучок может воспроизвести длинные крылья, наблюдаемые в некоторых вспышках и усах [75]. Приведенные аргументы даже более уместны, по мнению авторов, в случае усов, так как наблюдаемый в них профиль линии обычно показывает абсорбцию в центре линии, что указывает на недостаточно сильно нагретую верхнюю часть хромосферы. Таким образом, так как усы и вспышки показывают много общих свойств в возникновении и эволюции, а также в эмиссии [18, 56, 76], делается предположение, что нетепловые эффекты работают также и в усах.

Для большинства солнечных вспышек общепринята точка зрения, что место высвобождения энергии находится в короне, и хромосфера нагревается или нисходящей теплопроводностью, или бомбардировкой частицами. Подобный сценарий может не сработать при объяснении белых вспышек И-го типа, у которых возбуждается эмиссия в крыльях, а в центре ее практически нет. Ли и др. [77] предложили механизм, который подразумевает магнитное пересоединение в нижней атмосфере. Если это так, то можно ожидать, что энергичные частицы генерируются на этих уровнях и затем распространяются вверх и вниз. Таким образом, при расчете модели, одним из параметров, который может варьироваться, является высота, на которой происходит высвобождение энергии. Кроме того, на скорость нагрева атмосферы будут влиять величина энергии потока F/, степенной индекс 5 и нижний предел энергии частиц пучка Ej.

Для того, чтобы выявить наиболее вероятное происхождение профилей линии в усах, авторы провели оценку воздействия на их форму вышеперечисленных факторов. Для расчетов использовался метод, основанный на работе [78], применявшийся Фангом и др. в [73] и Эну и др. в [74]. Профили линии рассчитывались с учетом уширения за счет эффекта Доплера, затухания излучения и воздействия давления (Ван дер Вальс и Штарк эффекты). В качестве базовой модели использовалась модель слабой вспышки F1 [79]. В качестве возможных областей, куда происходит первоначальное впрыскивание энергии, выбраны четыре : корона (плотность в столбце единичного сечения

М0=0 г см'), верхняя хромосфера (М0=1.7 10 г см" ), средняя хромосфера

М0=1.2 10"3 г см"2) и нижняя хромосфера (М0=1.2 10"2 г см"2). Во всех случаях

11 0 1 поток энергии F,= 10 эрг см с , степенной индекс 8=4. Результаты расчетов профилей линии На представлены на рисунке 3.

Для расчета влияния высоты, на которой происходит высвобождение энергии, было принято, что свечение возбуждается пучками электронов с нижней границей энергии 20кэВ. Как видно на рисунке 3, с уменьшением высоты, где происходит впрыскивание частиц, эмиссия крыльев линии На увеличивается за исключением фотосферы, а поглощение в центре линии становится более явным. Как пишут авторы в [68], такая наблюдаемая картина имеет достаточно простое теоретическое объяснение. Нетепловое возбуждение и ионизация атомов водорода повышает функцию источника линии На. Таким образом, чем ниже в атмосфере Солнца находится место, где происходит высыпание частиц, тем больше энергии передается в нижнюю хромосферу, где образуются крылья, в то время как меньшая часть энергии переходит в верхнюю атмосферу, где генерируется ядро линии.

АЛ (1) Д\ (I)

Рис.3. Вычисленные На профили по модели F1 при бомбардировке

II 0 1 пучками электронов с Fl- 10 эрг см" с', 5= 4, Е1= 20 кэВ. Впрыскивание происходит в а) - короне; Ь) - верхней хромосфере; с) - средней хромосфере; d) - нижней хромосфере. Сплошная, штриховая и пунктирная линии соответствуют разным гелиоцентрическим углам cos 6 = 1, 0.5, 0.2.

Для исследования влияния энергии частиц авторы провели моделирование профилей, которые могли бы возникнуть под воздействием пучков электронов с энергией £/=20, 40, 60 и 80 кэВ, падающих из короны. Качественно эффект от увеличения нижнего предела энергии частиц в пучке аналогичен эффекту увеличения глубины генерации частиц. Авторы отметили, что таким образом даже частицы, которые образуются в короне, если они могут быть разогнаны до энергии выше, чем предполагается обычно, смогут передать большую часть энергии в глубокие слои атмосферы, возбуждая там функцию источника, при этом сильно не возбудив вещество в верхних слоях.

ДА (1) ДА (I)

Рис.4. Вычисленные На профили по модели F1 при бомбардировке

11 *) 1 хромосферы пучками протонов с Fl= 10 эрг см" с , 8= 4, Е1= 400 кэВ. Впрыскивание происходит в а) - короне; Ь) - верхней хромосфере; с) - средней хромосфере; d) - нижней хромосфере. Сплошная, штриховая и пунктирная линии соответствуют разным гелиоцентрическим углам cos 9=1, 0.5, 0.2.

Помимо электронов, перенос энергии возможен и с помощью протонов. Дискуссия о том, какие из частиц являются основными переносчиками энергии во вспышках ( а, следовательно, гипотетически и в усах), была начата в работах [80, 81]. Поэтому авторы [68] выполнили расчеты для разных высот для протонов с минимальной энергией 400 кэВ. В результате получилось, что для больших высот протоны с энергией в 400 кэВ даже менее продуктивны, чем электроны с энергией 20 кэВ. Однако, авторы пишут, что в случае, когда место генерации частиц расположено достаточно низко в атмосфере Солнца и/или находится вблизи лимба, все же можно использовать пучки протонов для объяснения наблюдаемой формы профилей линии в усах.

Согласно сделанной ими в [68] оценке скорости выделения энергии, эффект нагрева протонами будет эквивалентен эффекту от нагрева

1 f) электронами, если энергия протонов будет в (nip/me) раз больше энергии электронов. Результаты расчетов профилей линии На в случае возбуждения их пучками протонов приведены на рисунке 4.Таким образом, по мнению авторов [68], профили, которые связаны с электронами с энергией 20-80 кэВ, могли бы воспроизводится и в случае протонов с энергией 1-4МэВ. Хотя результаты расчетов профилей действительно показывают описываемое авторами сходство, но вероятность участия пучков с такой высокой энергией в формировании усов крайне мала.

Сравнивая результаты своих расчетов с расчетами Китаи [46], авторы [68] отмечают, что полученные в обоих работах профили имеют много общего. Различаются лишь незначительные детали - контраст пиков и интенсивность ядра. Но они могут быть уменьшены изменением параметров пучка, модели атмосферы и макротурбулентной скорости.

Авторы в [69] отмечают то, что взаимодействия между протонами и водородными атомами хромосферы могут привести к доплеровскому уширению водородных линий [82 - 84]). В особенности асимметрия и уширение будут формироваться в зависимости от питч угла протонов и наклона между лучом зрения и магнитным полем (Жао и др. [85]). Таким образом нельзя исключать, что протоны с энергией в несколько сотен кэВ в особых случаях могут участвовать в формировании профилей усов.

Исследованию нетепловой эмиссии в линиях Lya, LyP, Ha, генерируемой протонами с энергиями в несколько сот кэВ, ускоренными в нижней хромосфере и движущимися в небольшом питч угле вокруг горизонтальных магнитных полей посвящена следующая статья Эну и др. [69]. Авторы выдвигают два основных аргумента в пользу такого механизма.

Первым аргументом является то, что по результатам предыдущей работы [68] для усов, расположенных вблизи солнечного лимба, удалось объяснить наблюдаемую в крыльях линии На эмиссию с помощью пучков протонов. С другой стороны, некоторые авторы [82, 84] показали, что при бомбардировке хромосферы пучком протонов в результате протоно - водородного обмена зарядами и эффекта Доплера эмиссия в Бальмеровских линиях может из центра линии сдвинуться в крылья. Таким образом, за счет такого сдвига, произойдет увеличение интенсивности в крыльях линий. Жао и др. [85] показали, что асимметрия и интенсивность профилей такой нетепловой эмиссии, вызванная пучком протонов, сильно зависит от питч угла пучка а и угла 0 между направлениями магнитного поля и луча зрения. Например, если а+0>90°, то должно наблюдаться смещение эмиссии в голубую сторону, а при 0=0 профиль линии становится симметричным.

Авторы [69] предполагают, что, согласно [77], в нижней хромосфере возможно магнитное персоединение между горизонтальными и нерегулярными магнитными полями. Если это так, то энергичные протоны, разогнанные здесь, будут распространяться горизонтально в противоположных направлениях. Авторы [69] выполнили расчеты распределения энергии вдоль дисперсии для линий Lya, Lyp, Ha. Расчеты профилей проводились для усов, расположенных в центре диска, для того, чтобы асимметрия вызываемая эффектом Доплера, была симметрична. Результаты [69] показали, что в линиях Lya, LyP крылья могут увеличиваться на 2-3 порядка по сравнению со спокойным Солнцем. Для линии На увеличение достигает 20-30% от континуума в спокойной хромосфере, что значительно выше, чем в случае пучков протонов такой же энергии, падающих вертикально. Причина заключается в том, что пучок распространяющийся горизонтально передает свою энергию в локальном участке хромосферы [83]. Вычисление профилей линий для разных энергий протонов в пучке показало, что наибольшая интенсивность в крыльях линии достигается при энергии 300 кэВ, а затем начинается снижение. Авторами был рассчитан профиль относительной интенсивности, возбуждаемый пучком с

II О i потоком Fl= 10 эрг см' с", 8=5, £с=300 кэВ и а=5°. По их мнению, он достаточно хорошо воспроизводит наблюдаемые профили усов. Таким образом, авторы [69] делают вывод о том, что разработанный ими для низкоэнергичных протонов сценарий может быть также использован для объяснения такого явления как бомбы Эллермана.

Актуальность работы.

В последнее время возрос интерес к изучению усов. Это с одной стороны связано с проблемой нагрева хромосферы и выяснения роли мелкомасштабных явлений в энергетическом балансе солнечной атмосферы. С другой стороны, интерес к этим объектам обусловлен тем, что белые вспышки II типа также демонстрируют яркие эмиссионные крылья при практически невозмущенном ядре линии На. Таким образом, изучение особенностей возникновения усов может внести существенный вклад в понимание механизмов нагрева и структурных процессов в хромосфере.

Морфология, эволюция и динамика усов в настоящее время изучены достаточно хорошо, тем не менее, природа бомб Эллермана пока остается недостаточно ясной, что дает основания для существования двух прямо противоположных взглядов на источники возникновения этого явления.

Одни исследователи считают, что преобладающую роль в возникновении бомб Эллермана играют механизмы, имеющие тепловую природу. Разогрев за счет омической диссипации может происходить как в "капле" плазмы [64], так и в месте пересоединения магнитных силовых линий [35]. Другие исследователи в качестве механизма возбуждения усов предполагают бомбардировку хромосферы пучками энергичных частиц, которые могут приходить как из короны, так и генерироваться и впрыскиваться непосредственно в хромосфере [68]. В случае, если усы возникают при бомбардировке пучками энергичных частиц, спектральная линия должна нести информацию об ударной линейной поляризации. Согласно результатам теоретического исследования свойств ударной поляризации в линии На [86], возникающей в солнечной вспышке из-за воздействия на хромосферу пучков электронов, профили линии На будут показывать линейную поляризацию от 2 до 25% только в ядре линии. Крылья же будут полностью деполяризованы тепловыми столкновениями. При отсутствии пучка электронов, из-за излучения хромосферы, линейная поляризация также может наблюдаться, но она не будет превышать 2-3%. Таким образом, спектро- поляризационные наблюдения усов являются независимым диагностическим инструментом для выявления механизма возникновения усов.

За всю историю исследования бомб Эллермана наблюдениям поляризации посвящено меньше десятка публикаций, выполненных тремя группами исследователей. Результаты, полученные в них, достаточно противоречивы. Зачастую во время этих исследований определялся один из параметров Стокса, что не позволяло получать адекватное значение степени поляризации и не давало возможности измерить азимут плоскости поляризации.

Цель работы заключается в экспериментальной оценке возможных механизмов возникновения бомб Эллермана на основании спектро-поляриметрических наблюдений на БСВТ.

В связи с этим решались конкретные задачи:

1. Получение спектро- поляриметрических наблюдений статистически значимого числа бомб Эллермана в разное время на разном расстоянии от центра диска Солнца.

2. Исследование профилей интенсивности и параметров Стокса Q и U в усах.

3. Анализ степени поляризации и азимута плоскости поляризации в ядре линии водорода На в бомбах Эллермана.

4. Проведение анализа спектро - поляриметрических свойств в течении жизни усов, используя длительные серии наблюдений усов.

Для выполнения поставленных задач автору необходимо было освоить методику проведения спектро- поляриметрических наблюдений на спектрографе Большого солнечного вакуумного телескопа, создать комплекс программ для обработки спектро- поляриметрических наблюдений.

Структура и объем диссертации:

Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения. Объем диссертационной работы составляет 124 страницы, в тексте содержится 32 рисунка и 3 таблицы. Список литературы содержит 113 названий.

Содержание диссертации.

Во введении представлен обзор результатов наблюдений бомб Эллермана и моделей, объясняющих их свечение: приводятся данные о морфологических и спектральных свойствах усов; рассматриваются результаты поляризационных наблюдений усов; обсуждаются механизмы, предложенные для объяснения свечения усов и основанных на них теоретических моделях. Делается вывод о важной роли спектро- поляриметрических наблюдений в диагностике механизмов возникновения усов. Сформулированы актуальность проблемы и задачи исследования бомб Эллермана, основные результаты, кратко изложено содержание работы.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Кашапова, Лариса Камалетдиновна

Выводы к главе 4.

Перечислим основные результаты, полученные в главе.

Анализ формы профилей параметра Стокса и интенсивности линии в 164 усах, наблюдавшихся в разное время и на разных расстояния от центра диска Солнца, свидетельствует о существовании по крайней мере двух механизмов, возбуждающих свечение усов - теплового и нетеплового.

Показано, что характерные особенности бомб Эллермана, возникшие в результате действия нетеплового механизма проявляются не только в величине и форме параметров Стокса, но и в изменении формы профилей интенсивности линии На в усах в зависимости от времени их жизни. Полученный результат согласуется с современными представлениями о тепловом и нетепловом механизмах образования бомб Эллермана.

Заключение.

Перечислим основные результаты. Разработан и внедрен комплекс программ для интерактивного языка IDL, используемый при обработке спектро- поляризационных наблюдений, получаемых с помощью спектрографа БСВТ.

Показано, что применяемая методика наблюдения позволяет получать профили интенсивности и параметров Стокса вдоль дисперсии, значения степени поляризации и ориентацию плоскости поляризации. Квазиодновременные наблюдения параметров Стокса (Q/I и U/I) позволили вычислить степень поляризации Р и азимут плоскости поляризации у - крайне важные параметры для исследования ударной линейной поляризации.

Получены значительный объем спектро- поляризационных наблюдений бомб Эллермана (175 объектов) и достоверное свидетельство присутствия линейной поляризации( более 2-3%) в центре линии водорода На в некоторых из них, что позволило высказать гипотезу об ее ударной природе. В нескольких бомбах Эллермана она достигала 7-10%. Исследование линейной поляризации в 11 усах, наблюдения которых были получены в линии На как на фотоприемниках, так и с помощью ПЗС-камеры, показало, что ориентация плоскости поляризации для разных усов наблюдалась в широком диапазоне: от близкого к радиальному до тангенциального. Азимут плоскости поляризации в нескольких усах находится в хорошем согласии с тем, что они возникли в результате действия пучка нетепловых электронов с энергией не менее 20 кэВ, распространяющегося вертикально. Обнаруженный у шести усов азимут плоскости поляризации, близкий к радиальному, можно объяснить воздействием невертикальных пучков и особенностью топологии магнитного поля АО.

6. Предложенная для анализа зависимости степени поляризации от азимута плоскости поляризации методика показала динамику, происходящую в ядре линии На. Обнаружено, что максимальное значение степени поляризации за время наблюдения бомбы Эллермана достигается в момент, когда среднеквадратический разброс азимута становится наименьшим.

7. Проведено исследование четырех длительных серий наблюдений усов с высоким пространственным и временным разрешением, обнаруженная в центре линии На поляризация интерпретируется как ударная.

8. Предложен метод сравнения поляризационных параметров для бомб Эллермана, наблюдавшихся в разное время и на разных расстояниях от центра диска Солнца. С использованием этого метода показана связь между изменением поляриметрических параметров и временем жизни бомб Эллермана.

9. Сравнение данных наблюдений с результатами теоретических расчетов позволяют сделать вывод о том, что исследованные усы с поляризацией более 3% возникли в результате бомбардировки атома водорода пучками высокоэнергичных электронов.

10. Анализ формы профилей параметра Стокса и интенсивности линии в 164 усах, наблюдавшихся в разное время и на разных расстояниях от центра диска Солнца, свидетельствует о существовании по крайней мере двух механизмов, возбуждающих свечение усов - теплового и нетеплового.

11. Показано, что характерные особенности бомб Эллермана, возникшие в результате действия нетеплового механизма, проявляются как в величине и форме параметров Стокса, так и в изменении формы профилей интенсивности линии На в усах в зависимости от времени их жизни. Полученный результат согласуется с современными представлениями о тепловом и нетепловом механизмах образования бомб Эллермана.

В заключении автор считает своим приятным долгом выразить глубокую признательность людям, без которых эта работа не состоялась бы - своему научному руководителю кандидату физико-математических наук Фирстовой Н.М за руководство работой, члену-корреспонденту Григорьеву В.М за внимание к работе, полезные обсуждения и советы, всем кто создал Большой солнечный вакуумный телескоп и тем, кто способствует проведению наблюдения в настоящее время. Автор хочет выразить благодарность Булатову А.В. за помощь при проведении наблюдений и освоении интерактивного языка IDL, Жарковой В.В. за полезное обсуждение теоретических аспектов работы. А также всем сотрудникам отдела физики Солнца ИСЗФ СО РАН за многочисленные обсуждения, полезные советы, техническую помощь и моральную поддержку во время выполнения этой работы.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Кашапова, Лариса Камалетдиновна, 2003 год

1. Ellermnan F. Solar Hydrogen "bombs" // Astrophys. J. — 1917. — V. 46. —. P. 298.

2. Северный А. Б. Исследования тонкой структуры эмиссии активных образований и нестационарных процессов на Солнце // Изв. КрАО . — 1957 — Т. 17. — С. 129-161.

3. Северный А. Б. Некоторый проблемы физики Солнца. М.: Наука, 1987. -224 с.

4. Bray R.J., Loughhead R.E. The Solar Chromosphere. — Chapman and Hall Ltd, London, 1974. — 384 p.

5. Mohler O.C., Dodson H.W. Observation of solar "points" // Astronomical Journal. 1958. - V. 63. - P. 309-310.

6. McMath R.R., Mohler O.C., Dodson H.H. Solar features associated with Ellerman's "solar hydrogen bombs" // Proc. Nat. Acad. Sci. — 1960. — V.46. — P. 165-176.

7. Bruzek A. Bright Points (moustaches) and Arch Filaments in Young Active Regions//IAU Sympos. — 1968. — No. 35. — P. 293-298.

8. Engvold O., Maltby P. A spectroscopic study of Ha profiles of moustaches// "Mass motion in Solar Flares and Related Phenomenon", Proc. of 9th Nobel Sympos. — Almqvist and Wiksell, Stockholm, 1968. — P. 109-115.

9. Severny A.B. Spectra of solar active regions // The Solar Spectrum. — Reidel, Dordrecht, Holland, 1965. — P. 221-239.

10. Kurokawa H., Kawaguchi I., Funakoshi Y., Nakai Y. Morphological and evolutional features of Ellerman bombs // Solar Phys. — 1982. — V.79.— P .77-84.

11. Denker C., de Boer C. R., Volkmer R., Kneer F. Speckle masking imaging of the moustache phenomenon // Astron. Astrophys. — 1995. —V. 296. —1. P. 567-573.

12. Payne Т.Е. W. A multiwavelength study of solar Ellerman bombs // Bulletin of the American Astronomical Society. — 1993. — V. 25. — p.1395

13. Nindos A., Zirin H. Properties and Motions of Ellerman Bombs // Solar Phys. — 1998. — V. 182. —P. 381-392.

14. Koval A.N., Severny A.B. On the asymmetry of moustaches // Solar Phys. — 1970. — V. 11. — P. 276-284.

15. Северный А.Б. Некоторые результаты исследования нестационарных процессов на Солнце // Астрон. журн. — 1957. — Т. 34. — С. 684-393.

16. Zachariadis Т., Alissandrakis С.Е., Banos G. Observations of Ellerman bombs in H-alpha // Solar Phys. 1987. - V. 108. - P. 227-236.

17. Коваль A.H. Исследование усов и впрыскиваний в связи с развитием групп пятен//Изв. КрАО. — 1965. — Т.ЗЗ. — С .138-150.

18. Коваль А.Н. Положение усов в группе пятен относительно магнитного поля // Изв. КрАО. — 1965. — Т.34. — С. 278-287.

19. Bruzek A. On arc-filament systems in spotgroups // Solar Phys. — 1967. — V.2. —P. 451-461.

20. Beckers J.M. A study of the fine structures in the solar chromosphere: AFCRL -Environmental Research Paper // Thesis, Utrecht, 1964. — No. 49.

21. Kitai R., Kawaguchi I. Photospheric velocity field associated with moustaches // Solar Phys. 1975. - V. 44. - P. 403-408.

22. Dara H.C., Alissandrakis С. E., Zachariadis T. G., Georgakilas A. A. Magnetic and velocity field in association with Ellerman bombs // Astron. Astrophys. — 1997. — V. 322. — P. 653-658.

23. Denker C. Two-dimensional speckle spectroscopy of the moustache phenomenon on the Sun // Astron. Astrophys. — 1997. — V. 323. — P. 599605.

24. Howard R., Harvey J.W. Photospheric magnetic fields and chromospheric features // Astrophys. J. — 1964. — V. 139. — P. 1328-1335. ^ <

25. Rust D.M. Chromospheric explosions and satellite spots // Structure and development of Active Solar Regions. — Reidel, Dordrecht-Holland, 1968. — P.77.

26. Severny A.B. Mass motion in flares and moustaches indicated by spectral features // "Mass motion in Solar Flares and Related Phenomenon", Proc. of 9th Nobel Sympos. — Almqvist and Wiksell, Stockholm, 1968. — P. 71-80.

27. Stellmacher, G., Wiehr, E. Modelling the moustache phenomenon in network regions // Astron. Astrophys. — 1991. — V. 251. — P. 675-679.

28. Bernasconi P.N., Rust D.M., Eaton H.A., Murphy G.A. Balloon-borne telescope for high-resolution solar imaging and polarimetry // Proc. SPIE. — 2000. —V. 4014. — P. 214-225.

29. Demoulin P., Bagala L.G., Mandrini C.H., Henoux J.C., Rovira M.G. Quasi-separatrix layers in solar flares. II. Observed magnetic configurations // Astron. Astrophys. — 1997.—V. 325. — p.305-317.

30. Aulanier G., Demoulin P., Schmieder В., Fang C., Tang Y.H. Magnetohydrostatic Model of a Bald-Patch Flare // Solar Phys. — 1998. — V. 183. —P. 369-388.

31. Chen P.F., Fang C., Ding M.D. Ellerman bombs, type II white-light flares and magnetic reconnection in the solar lower atmosphere // Chinese journal of Astronomy & Astrophysics. — 2001. — V. 1. — P. 176-184.

32. Qiu J., Ding M.D., Wang H., Denker C., Goode P.R. Ultraviolet and Ha emission in Ellerman Bombs // The Astrophys. J. 2000. - V.544. - P. LI 57-L161.

33. Коваль A.H. Количественный анализ линии водорода в усах // Изв. КрАО. — 1972. — Т. 44. — С. 94-102.

34. Коваль А.Н. О движениях, связанных с усами // Изв. КрАО. — 1964. — Т. 32. —С. 32-37.

35. Бабин А.Н. О размерах и яркости усов // Изв. КрАО. — 1978. — Т. 58. — С. 8-12.

36. Бабин А.Н. О фотометрии усов // Изв. КрАО. — 1974. — Т. 52. — С. 8891.

37. Коваль А.Н. Изучение эмиссии линий металлов в усах на диске // Изв. КрАО. — 1967. — Т. 31. — С. 62-81.

38. Северный А.Б. Хохлова B.JI. О поляризации непрерывной эмиссии в активных образований на Солнце // Изв. КрАО. — 1958. — Т. 20. — С. 67-73.

39. Северный А.Б. Причины расширения водородных линий в спектре Солнца // Изв. КрАО. — 1956. — Т. 16. — С. 54-66.

40. Северный А.Б., Коваль А.Н. Исследования расширения эмиссии сильных линий вспышек и усов. I. // Изв. КрАО. — 1961. —Т. 26. — С. 3-40.

41. Коваль А.Н. Распределение энергии в непрерывном спектре вспышек, усов и ядер непрерывной эмиссии // Изв. КрАО. 1979. — Т. 59. — С. 6472.

42. Kitai R. On the mass motions and the atmospheric states of moustaches // Solar Phys. — 1983. —V. 87. —P. 135-154.

43. Smith H.J., Smith E.v.P. Solar Flares. — New York, 1963. — 528 p.

44. Kosovichev A.G., Zharkova V.V. Magnetic energy release and transients in the solar flare of 2000 July 14 // Astrophys. J. — 2001. — V. 550. —. P. LI 05-L108.

45. Bruzek A. Some Observational Results on Moustaches // Solar Phys. — 1972. — V. 26. —P. 94-107.

46. Vorpahl J., Pope T. Solar bright points in 3840A and Ha // Solar Phys. — 1972. — V. 25. — P. 347-356.

47. Roy J. R., Leparskas H. Some Statistical Properties of Ellerman Bombs // Solar Phys. — 1973. — V. 30. — P. 449-457.

48. Бабин A.H., Коваль А.Н. О поляризации эмиссии усов у солнечноголимба // Изв. КрАО. — 1985. — Т. 73. — С. 3-8.

49. Babin A.N., Koval, A.N. On the fine structure of polarized elements in solar // Solar Phys. — 1985. — V. 98. — P. 159-161.

50. Бабин A.H., Коваль А.Н. Об исследовании поляризации усов с На фильтром //Изв. КрАО. — 1986. — Т. 75. — С. 52-59.

51. Firstova N.M. An investigation of the linear polarization in emission features of active regions // Solar Phys. — 1986. — V. 103. — P. 11-20.

52. Бабин A.H., Коваль А.Н. Исследование линейной поляризации усов // Изв. КрАО. — 1987. — Т. 77. — С. 9-16.

53. Бабин А.Н., Коваль А.Н. Определение параметров линейной поляризации усов по монохроматическим наблюдениям // Изв. КрАО. — 1988. — Т.80. —С. 110.-118.f

54. Rust D.M., Keil S.L. A search for polarization in Ellerman bombs // Solar Phys. — 1992. — V. 140. — P. 55-65.

55. Vernazza J.E., Avrett E.H., Loeser R. Structure of the solar chromosphere. Ill -Models of the EUV brightness components of the quiet-sun // Astrophys. J. Suppl. Ser. — 1981. — V. 45. — P. 635-725.

56. Canfield R.C., Athay R.G. Theoretical chromospheric flare spectra. I Hydrogen equilibrium for kinematic flare-shock model of Nakagawa et.al (1973) // Solar Phys. — 1974. — V. 34. — P. 193-206.

57. Nakagawa Y., Wu S.T., Han S.M. Kinematic model of a solar flare // Solar Phys. — 1973. — V. 30. — P. 111-120.f' 62. Shine R.A., Linsky J.L. Physical properties of solar chromospheric plages. II

58. Chromospheric plage models // Solar Phys. — 1974. — V. 39. — P. 49-77.

59. Suematsu Y., Shibata K., Nishikawa Т., Kitai R. Numerical hydrodynamics of the jet phenomena in the solar flares. I. Spicules // Solar Phys. — 1982. — V. 75. —P. 99-118.

60. Diver D.A., Brown J.C., Rust D.M. A possible mechanism governing theproduction and evolution of Ellerman bombs // Solar Phys. 1996. - V. 168 -P. 105-114.

61. Craik A.D.D. Wave Interactions and Fluid Flows. — Cambridge University Press, Cambridge, UK, 1985. — 336 p.

62. Turner J.S. Buoyancy effects in fluids. — Cambridge University Press, Cambridge, UK, 1973. — 382 p.1. C,

63. Sturrock P.A. Plasma Physics. — Cambridge University Press, Cambridge,1. UK, 1994. —347 p.

64. Ding M. D., Henoux J.-C., Fang C. Line profiles in moustaches produced by an impacting energetic particle beam // Astron. Astrophys. — 1998. — V. 332. — P. 761-766.V

65. Henoux J.-C., Fang C., Ding M. D. A possible mechanism for the H-alpha broad wings emission of Ellerman bombs // Astron. Astrophys. — 1998. — V. 337. —P. 294-298.

66. Fang C., Henoux J.C. Self-consistent models of flare heated solarfy** chromosphere // // Astron. Astrophys. — 1983. — V. 118. — P. 139-146.

67. Aboudarham J., Henoux J. C. Non-thermal collisional excitation and ionization , by electron beams Effect on the atmospheric energy balance and white-lightemission in solar flares // Adv. Space Res. — 1986. — V. 6, no. 6. — P. 131134.

68. Aboudarham J., Henoux J. C. Non-thermal excitation and ionization of hydrogen in solar flares. I Effects on a flaring chromosphere // Astron. Astrophys. — 1986. —V. 168.— P. 301-307.

69. Fang C., Henoux J. C., Gan W.Q. Diagnostics of non-thermal processes inchromospheric flares. 1. Ha and Call К line profiles of an atmospherebombarded by 10-500 keV electrons // Astron. Astrophys. — 1993. — V. 274.1. Л —P. 917-922.К

70. Henoux J.C., Fang C., Gan W.Q. Diagnostics of non-thermal processes in chromospheric flares. II. HOC and Call К line profiles for an atmosphere bombarded by 100 keV-1 MeV protons // Astron. Astrophys. — 1993. — V. 274. —P. 923-930.

71. Fang C., Henoux J.C., Hu J., Xue Y.Z., Gao X.F., Fu Q.J. Semi-empirical models of the white-light flare on October 24, 1991 // Solar Phys. — 1995. — V. 157, —P. 271-283.

72. Северный А.Б. Исследование спектров сильных хромосферных вспышек //Изв. КрАО.— 1959. — Т. 21. — С. 131-151.

73. Li X.Q., Song М.Т., Ни F.M., Fang С. Magnetic reconnection mechanism for Type II white-light flares // Astron. Astrophys. — 1997. — V. 320. — P. 300304.

74. Emslie A.G., The collisional interaction of a beam of charged particles with a hydrogen target of arbitrary ionization level // Astrophys. J. — 1978. — V. 224. —P. 241-246.

75. Machado M.E., Avrett E.H., Vernazza J.E., Noyes R.W. Semiempirical models1. RgVof chromospheric flare regions // Astrophys. J. — 1980 — V. 242. — P. 336!351.

76. Simnett G.M. Protons in Flares // Space Science Rev. — 1995. — V. 73. — P. 387-401.

77. Emslie A.G., Henoux J.C., Mariska J.T., Newton E.K. The Viability of Energetic Protons as an Agent for Atmospheric Heating during the Impulsivef" Phase of Solar Flares // Astrophys. J. — 1980 — V. 470. — P. L131-L134.

78. Canfield R. C., Chang C.R. Ly-a and H-a emission by superthermal proton beams // Astrophys. J. — 1985 — V. 295. — P. 275-284.

79. Fang C., Feautrier N., Henoux J.C. Hydrogen line spectra of a nonthermal proton beam, due to charge exchange in solar flares // Astron. Astrophys. — 1995. — V. 297. — P. 854-860.

80. Orrall F.Q., Zirker J.B. Lyman-alpha emission from nonthermal proton beams // Astrophys. J. — 1976 — V. 208. — P. 618-632.

81. Zhao X., Fang, C., Henoux J.C. Non-thermal hydrogen line emission caused by an oblique incident proton beam through charge exchange // Astron. Astrophys. — 1998. — V. 330. — P. 351-358.

82. Zharkova V.V., Syniavskii D.V. Ha line impact polarization by electron beamsОin solar flares // Astron. Astrophys. — 2000. — V. 3 54.— P. 714-724.

83. Степанов B.E., Банин В.Г., Круглов В.И. и др. Экспериментальный макет Большого солнечного вакуумного телескопа (ЭМ БСВТ) СизИЗМИР // Новая техника в астрономии. — 1979. — Вып. 6. — С. 42-51.

84. Круглов В.И., Шамсутдинов М.А., Китов Ю.А., Григорьев В.М.,v Говорухин В.Я. Полярный сидеростат Большого солнечного вакуумногоV122телескопа II Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. — М.: Наука, 1980. — Вып. 52. — С. 76-81.

85. Домышев Г.Н., Клевцов С.А., Скоморовский В.И., Ган М.А.,

86. Устинов С.И. Изготовление и исследование объектива БольшогоУсолнечного вакуумного телескопа (БСВТ) // Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. — М.: Наука, 1982. — Вып. 60. —С. 212-231.

87. Фирстова Н.М., Губин А.В., Ланкевич Н.А. Спектрограф БСВТ: установка и исследование // Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. — Н.: Наука, 1990. — Вып. 91. — С. 166-174.

88. Фирстова Н.М. и др. Спектрограф Большого солнечного вакуумного г телескопа // Отчет по НИР. — СибИзмир, Иркутск, 1983. — 200 с.

89. Boulatov A.V., Kashapova L.K. Image processing of digitized spectral data // Astronomical Data Analysis Software and Systems VII, ASP Conference Series. — 1998. V. 145. — P. 63-66.a 95. Уокер Г., Астрономические наблюдения. М.: Мир, 1990. - 351 с.1. Л'

90. Агекян Т.А. Основы теории ошибок для физиков и астрономов. М.: Наука, 1972.- 172 с. 97. Kasparova J., Heinzel P. Diagnostics of electron bombardment in solar flares from hydrogen Balmer lines // Astron. Astrophys. — 2002. — V. 382 — P. 688-698.