Структура и динамика солнечной хромосферы на основе наблюдений в миллиметровом диапазоне тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Лукичева, Мария Александровна

• Лукичева, Мария Александровна
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Лукичева, Мария Александровна

Введение. б

1 Спокойное Солнце: наблюдения в миллиметровом диапазоне и модели солнечной атмосферы.

§ 1 Введение.

§2 Наблюдаемая зависимость радиояркости от длины волны в миллиметровом диапазоне.

2.1. Построения миллиметрового спектра радиояркости для спокойного Солнца.

2.2. Определение яркостной температуры центра солнечного диска па длине волны 3.4 мм.

2.3. Исследование зависимости миллиметрового спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности

§3 Модельные спектры радиояркости. Сопоставление с данными наблюдений

3.1. Расчет модельного спектра.

3.2. Спектр радиояркости, рассчитанный по классическим моделям атмосферы.

3.3. Генерация миллиметрового излучения в динамической хромосфере. Спектр радиояркости для динамической модели.

§4 Обсуждение и Выводы.

2 Исследование структуры и динамики спокойной хромосферы по данным интерферометрических наблюдений

§ 1 Введение.

1.1. Тонкая структура хромосферы.

1.2. Колебания в солнечной атмосфере.

§2 Наблюдения па радиоинтерферометрс BIMA на волне 3.5 мм 82 2.1. Методы обработки данных и построения изображений

2.2. Исследование чувствительности данных к обнаружению колебаний. 8G

§ 3 Исследование тонкой структуры спокойной хромосферы по наблюдениям на волне 3.5 мм.

§4 Исследование колебаний радиояркости спокойного Солнца по наблюдениям на волне 3.5 мм.

4.1. Методы анализа.

4.2. Анализ колебательных мод.

4.3. Квазипериодичсские колебания в ячейках и на границах хромосферпой сетки.

§5 Модельные колебания радиояркости в миллиметровом диапазоне, сравнение с наблюдениями.

5.1. Спектральный анализ миллиметрового излучения, рассчитаного по динамической модели CS.

5.2. Сопоставление модельных и наблюдаемых вариаций радиояркости

§ 6 Исследование эффектов ограниченного пространственного и временного разрешения инструмента для наблюдаемых и модельных вариаций радиояркости

6.1. Влияние ограниченного пространственного разрешения: модель

6.2. Влияние конечного временного разрешения: модель

6.3. Влияние ограниченного пространственного разрешения: наблюдения.

§ 7 Обсуждение результатов и возможностей использования миллиметрового излучения для исследования хромосфер-ной динамики.

3 Исследование структуры и динамики активной хромосферы по наблюдениям миллиметрового излучения активных областей.

§ 1 Структура активной области по наблюдениям в миллиметровом диапазоне.

1.1. Введение.

1.2. Исследование структуры радиоисточника над активной областью.

1.3. Структура активной области по интерферометриче-ским наблюдениям на волне 3.5 мм.

§2 Анализ колебаний радиояркости и поляризации радиоизлучения активной области.

2.1. Введение.

2.2. Исследование колебаний радиоизлучения на волне

3.5 мм.

2.3. Исследование колебаний интенсивности и поляризации радиоизлучения на волне 17.6 мм.

§ 3 Исследования магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области

3.1. Диагностика магнитного ноля по радионаблюдениям

3.2. Определение характеристик магнитного ноля по наблюдениям на волне 17.6 мм

§4 Обсуждение.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Структура и динамика солнечной хромосферы на основе наблюдений в миллиметровом диапазоне»

Солнце - типичная звезда главной последовательности класса G2V, но для нас совершенно особенная благодаря своей близости к Земле. Именно близость Солнца к Земле позволяет детально исследовать природу и структуру солнечной атмосферы, а также множество динамических явлений, возникающих в ней. В более общем смысле Солнце является гигантской астрофизической лабораторией для исследования как макроскопических, так и микроскопических процессов. Для Солнца действуют космические пространственно-временные масштабы явлений, но при этом возможно производить диагностику параметров плазмы с детальностью, недоступной для других более удаленных астрофизических объектов.

В течение почти четырех столетий изучения физической природы Солнца был накоплен огромный фактический материал: многие солнечные явления получили объяснения, была детально исследована природа многих солнечных структур, и тем не менее, Солнце, как в своем спокойном состоянии, так и в состоянии активности, не перестает удивлять и волновать умы ученых. Одним из самых загадочных и наименее изученных слоев солнечной атмосферы остается солнечная хромосфера. В первую очередь это связано с трудностями хромосферных наблюдений. Долгое время хромосфера была доступна для наблюдений только во время солнечных затмений, когда яркая фотосфера оказывалась закрытой лунным диском. В последнее время для наблюдений хромосферы используют различные фильтры, внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения, а также наблюдения на субмиллиметровых и миллиметровых волнах радиодиапазона.

Многоволновые наблюдения позволяют выявить большое разнообразие структур и неоднородностей хромосферы. Например, флоккулы лучше всего видны в излучении далеких УФ линий, таких как ОI 110 nm или Не I 50.4 nm, а также на более длинных волнах (Mg I h и к или Са II Н и К). Пятна в виде депрессий излучения проявляются только в линиях, формирующихся в нижней хромосфере, а спикулы, фибрнлы, зерна н волокна лучше видны в линии На. Уникальная информация о всем многообразии структур как спокойной, так и активной хромосферы, может быть получена из наблюдений в диапазоне миллиметровых и субмиллиметровых волн, излучение которого формируется на высотах солнечной хромосферы.

Помимо сильной структурированности, хромосфера также является чрезвычайно динамичной, демонстрируя как периодические, так и непериодические вариации. Для хромосферы спокойного Солнца одной из поразительных особенностей является значительное различие между колебательным поведением хромосферной сетки (границы сунерграпул) и внутренних областей супергранул. В то время как во внутренних областях супергранул широкополосный акустический спектр колебаний имеет максимум около Зх-минутного периода, для хромосферной сетки характерны колебания с периодом 5 минут и выше (Rutten & Uitenbroek, 1991; Lites et al., 1993). Однако следует отмстить, что из наблюдений излучения разных спектральных диапазонов, формирующегося на разных высотах, следуют более сложная динамическая картина спокойной хромосферы (Deubner & Fleck, 1990).

Обнаружение колебаний в хромосфере над солнечными пятнами породило большой интерес к исследованию динамических процессов в атмосфере активных областей (см. обзор Lites, 1992). Наблюдения последних лет, выполненные с космических аппаратов (SOHO, TRACE), позволили значительно расширить знания о колебательных процессах в хромосфере и переходной области активных областей. В свою очередь, регистрация колебаний в переходной области активных областей в радиодиапазоне (Gelfreikh et al., 1999) открыла новые возможности исследования динамики активных областей с использованием радиоданных.

Структура хромосферы в большой степени определяется конфигурацией магнитных полей, в то время как хромосферная динамика диктуется нижележащими неоднородностями структуры и их динамическим поведением. Взаимодействие между распространяющими в хромосфере возмущениями и магнитными полями в условиях сложной геометрии определяет хромосферу как самый интригующий слой солнечной атмосферы. Для спокойных и активных областей па Солнце характерны разные конфигурации магнитного поля. В спокойном Солнце магнитное поле организовано в виде мелкомасштабных магнитных силовых трубок, сконцентрированных на границах супергранул, и создающих практически регулярную структуру. Магнитные конфигурации в активной области являются значительно неоднородными и часто имеют сложную структуру.

В целом, хромосфериые магнитные поля являются связующим звеном между короиальными магнитными структурами и их фотосферны-ми основаниями, т.е. образуют переход от фотосферных силовых трубок к корональным петлям и открытым силовым линиям. Предположительно для связи фотосферных и корональных образований служат такие структуры магнитного поля, как магнитный купол, холодные и горячие петли, а так же наклонные силовые линии. Измерения магнитного поля на хромосферных высотах, используя стандартную технику зеема-новского расщепления линии, затруднены тем фактом, что большинство чувствительных к эффекту хромосферных линий являются размытыми и оптически толстыми, более того обладают сложным механизмом формирования. Поэтому для верхней хромосферы и переходного слоя уникальной является возможность прямой оценки магнитного поля активных областей на основе радиоданных (Гельфрейх, 1972; White &; Kundu, 1997; Lee et al., 1999).

Особенность хромосферного излучения заключается в том, что наблюдения в разных диапазонах приводят к противоречащим друг другу выводам. С одной стороны, наблюдения хромосферы в УФ-линиях свидетельствуют о наличии на всем солнечном диске яркой ячеистой структуры с высокой температурой вещества. В то же время, в спектре хромосферы присутствуют излучение молекул, например моноксида углерода СО, которое генерируется на тех же высотах, что и УФ-излученпе, ио требует относительно низких температур (около 4000 К). Подобные противоречия можно устранить использованием данных, полученных в радиодиапазоие, в частности на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Миллиметровые волны объединяют в себе преимущества как линий молекулы СО, которые чувствительны к холодному газу, так и УФ-линий и оптического континуума, которые, в основном, несут информацию о горячем газе.

В начале 70х годов в предисловии к американскому изданию книги "Спокойное Солнце" Эдварда Гибсоиа директор Национальной обсерватории Китт-Пик Лео Голдберг писал: "Самой важной из неразгаданных тайн, окружающих спокойное Солнце, все еще остается причина, вызывающая резкое возрастание температуры солнечного вещества от 4500 К в фотосфере до 2000000 К в короне без нарушения первого закона термодинамики". За прошедшие 30 лет был достигнут значительный успех в понимании строения солнечной атмосферы и развитии модельных представлений. В настоящее время принято считать, что вне областей концентрации магнитного поля нижней хромосферы нагрев происходит за счет диссипации звуковых волн, в то время как нагрев верхней хромосферы и короны происходит, очевидно, за счет магнитных эффектов. Но тем не менее, окончательные ответы на вопросы о строении атмосферы, о нагреве внешних слоев атмосферы и создаваемом им распределении температуры еще не найдены.

Актуальность

Интерес к солнечной хромосфере объясняется тем, что она находится между хорошо изученными "холодной" фотосферой и "горячей" магнитной короной. Физические характеристики вещества в хромосфере определяются процессами, проходящими в более глубоких и плотных зонах солнечной атмосферы - фотосфере и подфотосферных слоях, фактически являясь их отражением и развитием. В свою очередь, хромосфера выступает в роли критического пограничного слоя, который определяет само существование и свойства короны. Без четкого представления о хромосферных явлениях невозможно понять коропальные процессы. Хромосфера представляет собой слой, где фотосфера с преобладанием влияния вещества над магнитным полем (/3 > 1, /3 = pUj^) переходит в короиу с доминирующим влиянием магнитных сил ((3 < 1). Изучение хромосферы и ее взаимодействия с другими слоями можно, несомненно, считать решающим для понимания строения солнечной атмосферы в целом.

Одним из актуальных и широко обсуждаемых вопросов солнечной физики является вопрос о том, можно ли хромосферу рассматривать как стационарную среду, в которой динамические эффекты играют второстепенную роль и не определяют ее структуру, или же хромосфера находится в крайне динамичном состоянии, когда усредненные по времени характеристики не могут достоверно описать ее строение. В настоящее время существуют два основных типа моделей солнечной атмосферы. К первому типу относятся стандартные стационарные модели, такие как VALIII (Vernazza et al., 1981) и FAL (Fontenla et al., 1993), построенные полуэмпирически па основе данных далекого УФ, с привлечением наблюдений оптического и частично радио диапазонов. Второй тип -это динамические модели, представляющие собой самосогласованное решение гидродинамических уравнений совместно с уравнением переноса излучения, и описывающие распространение звуковых волн в атмосфере (модель CS - Carlsson к Stein, 1992, 1995, 1997, 2002).

Многочисленные наблюдения хромосферы, выполненные в УФ и оптическом диапазонах, не позволяют сделать окончательный выбор между указанными двумя подходами к строению атмосферы ввиду значительной "нелинейности" диагностики солнечной плазмы в этих диапазонах. Поэтому в диссертации предлагается использовать для диагностики наблюдения солнечного радиоизлучения в коротковолновой части радиодиапазона (миллиметровые волны). Преимущество радиоднапазона заключается в том, что интенсивность радиоизлучения линейно зависит от яркостной температуры, известны механизмы и источники непрозрачности, при этом для радиоизлучения в хромосфере практически всегда выполняются условия JITP. Таким образом, появляется новая, удобная и независимая возможность тестирования моделей атмосферы.

Кроме диагностики солнечных моделей существует три актуальных направления использования данных миллиметрового излучения. К ним относятся: исследование тонкой структуры спокойной и активной хромосферы, исследование хромосферных динамических процессов в спокойном Солнце и в активных областях, а также изучение магнитосфер активных областей. Исследование структуры хромосферы по мм данным дает прямую информацию о пространственном распределении атмосферных параметров и о строении хромосферных слоев. Изучение локальных колебаний и волн в спокойном и активном Солнце на мм волнах позволяет продвинуться в решении актуальных вопросов переноса энергии во внешние слои и нагрева хромосферы. А использование радионаблюдеиий для количественных оценок магнитного поля в хромосфере и переходном слое активной области является практически единственным способом получения информации о магнитном поле на этих высотах.

К сожалению, во многих случаях существующие радионаблюдения миллиметрового диапазона не обладают необходимой пространственной разрешающей способностью чтобы обнаружить отдельные тонкоструктурные образования хромосферы (элементы хромосферной сетки, осциллирующие элементы, характерные для динамических моделей, мелкомасштабные магнитные структуры в активных областях). Поэтому особый интерес представляют наблюдения на интерферометрических системах ВША (Berkely-Illinois-Maryland Millimeter Array, США) и NoRH (Nobeyama Radioheliograph, Япония) с разрешением около 10" (угл. сек.), использование которых дает уникальную возможность исследования строения хромосферы в спокойном и активном состояниях, ее тонкой структуры и локальных магнитных конфигураций. Анализ временных рядов таких наблюдений может стать ключевым для определения роли хромосферной динамики и, возможно, способствовать пониманию истинной природы солнечной хромосферы.

В диссертации представлены результаты исследования солнечной хромосферы по всем выше указанным направлениям.

Цель работы. В диссертации ставятся и решаются следующие задачи:

1. Уточнение наблюдаемой зависимости радиояркости спокойного Солнца от длины волны, используя опубликованные данные измерений в миллиметровом диапазоне длин волн, и исследование зависимости полученного спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности. Получение расчетных спектров радиояркости спокойного Солнца на основе стандартных стационарных и динамических моделей атмосферы, сопоставление полученных результатов с уточненным наблюдаемым спектром.

2. Анализ миллиметрового излучения, генерируемого в условиях динамической атмосферы, описываемой моделью CS: определение вклада разных атмосферных слоев в интенсивность выходящего излучения, оценка модельных вариаций радиояркости, исследование спектральных характеристик модельных вариаций; оценка возможности использования миллиметровых наблюдений для исследования хромосферной динамики.

3. Обнаружение и исследование тонкой структуры спокойной хромосферы и активных областей по наблюдениям в миллиметровом диапазоне с высоким угловым разрешением.

4. Исследование квазипериодических колебаний радиояркости спокойного Солнца и о данным иитерферомстрическнх наблюдений в миллиметровом диапазоне, изучение наблюдательных характеристик обнаруженных колебаний, поиск структурных образований в хромосфере, ответственных за динамическое поведение миллиметрового излучения. Сопоставление наблюдаемых в миллиметровом излучении вариаций радиояркости и модельных оценок колебаний но динамической модели CS.

5. Исследование колебательных мод в коротковолновом радиоизлучении активных областей разного типа, изучение природы колебаний путем сопоставления радиоколсбаний с конфигурацией магнитного поля в активных областях и динамикой изменения магнитной структуры. Определение характеристик магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области по наблюдениям миллиметрового диапазона.

Научная новизна. В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:

1. Получены первые свидетельства циклических вариаций радиоизлучения миллиметрового диапазона (для волн длиннее 3.5 мм) на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности.

2. Впервые исследованы свойства миллиметрового радиоизлучения в динамической хромосфере спокойного Солнца, представленной моделью CS. Получен вывод о высокой чувствительности излучения мм диапазона к динамическим процессам, связанным с распространением ударных волн в хромосфере.

3. Предложен и использован новый метод диагностики состояния хромосферы и тестирования стационарных и динамических моделей спокойного Солнца, который заключается в сопоставлении рассчитанных по моделям и наблюдаемых характеристик мм излучения, таких как радиояркость разных структурных образований и изменения радиояркости со временем.

4. На основе анализа интерферометрических наблюдений на волне 3.5 мм получены первые наблюдательные подтверждения наличия колебаний радиояркости в миллиметровом излучении, предсказываемых динамическими моделями солнечной хромосферы. Выполнено сопоставление результатов наблюдений и модельных динамических расчетов.

5. Исследована двумерная тонкая структура коротковолнового радиоизлучения областей спокойного Солнца и активных областей на масштабах порядка 10", что для миллиметрового диапазона было выполнено впервые.

6. Исследованы квазипериодические колебания в интенсивности и поляризации для активных областей тормозного типа, при этом впервые анализ выполнен для разных структурных образований в активной области с привлечением данных об изменениях фотосфер-пого магнитного поля и поля допплеровских скоростей.

Научная и практическая значимость работы

Диссертация посвящена исследованиям солнечной хромосферы по данным наблюдений на миллиметровых волнах радиодиапазона. В работе продемонстрировано, что мм наблюдения как спокойного Солнца, так и активных областей, выполненные с высоким пространственным разрешением, могут быть использованы для решения основных задач современной физики солнечной атмосферы и хромосферы, в частности. В настоящее время основными источниками информации о солнечной хромосфере являются наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, для которых характерна значительная нелинейность диагностики. Поэтому, в обобщенном смысле, научная значимость представленных в диссертации результатов заключается в привлечении внимания солнечных исследователей к уникальным возможностям и преимуществам, предоставляемым наблюдениями солнечной хромосферы в мм диапазоне длин волн, и в обосновании необходимости дальнейших наблюдений на инструментах с высокими пространственной и временной разрешающими способностями.

Вывод о чувствительности мм излучения к динамическим процессам в хромосфере, полученный в диссертации, открывает новые возможности для исследования истинной природы хромосферы и поиска ответа на вопрос о ее стационарном или динамическом состоянии. В свою очередь, обнаружение и исследование колебаний радиояркости в спокойном Солнце позволяет сопоставлять полученные из наблюдений вариации с модельными расчетами и тестировать разные динамические модели. Выводы о наличии в мм радиоизлучении спокойного Солнца и активных областей тонкой структуры на пространственных масштабах ~ 10", для которой характерны квазипериодические изменения, а также о существовании депрессии мм излучения в области над солнечными пятнами, несомненно, являются важными для построения более полных представлений о структуре солнечной хромосферы.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в 17-ти печатных работах и были представлены в 15-ти докладах на российских и международных конференциях: XXVII радиоастрономическая конференция "Проблемы современной радиоастрономии" (С.-Петербург, 10-14 ноября, 1997), Joint European and National Astronomical Meeting JENAM-98 (Prague, 912 September, 1998), научная конференция "Достижения и проблемы солнечпой радиоастрономии" (С.-Петербург, 6-9 октября, 1998), 8th SOHO Workshop "Plasma Dynamics and Diagnostics in the Solar Transition Region and Corona" (Париж, Франция, 22-25 июня, 1999), школа-семипар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия па пороге XXI века" (Пущино, 10-11 апреля, 2000), Joint European and National Astronomical Meeting 2000 JENAM-2000 (Москва, 29 мая - 3 июня, 2000), Solar and space weather Euroconference 'The Solar Cycle and Terrestrial Climate" (Santa Cruz de Tenerife, Spain, 25-30 September, 2000), International Meeting "THEMIS and the new frontiers of solar atmosphere dynamics" (Rome, 19-21 March, 2001), конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца" (КрАО, п. Научный, Крым, Украина, 4-9 июня, 2001), Всероссийская Астр, конференции ВАК-2001 (С-Петербург, 6-12 августа, 2001), конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (Н.Новгород, 2-7 июня, 2003), IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity" (С.Петербург, 14-19 июня, 2004), а также докладывались на семинарах АИ СПбГУ.

Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения, Приложения и списка цитируемой литературы.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Лукичева, Мария Александровна

Результаты исследования флоккульной АО:

Особенностью колебаний в активной области, связанной с флоккулами, является присутствие 5-минутной моды в вариациях сигнала магнитограммы и лучевой скорости в области максимального магнитного поля. При этом, в интенсивности и поляризации на 17.6 мм над данной областью зарегистрированы только колебания длинных периодов (длиннее 500 с). В целом, при анализе индивидуальных временных зависимостен радиояркости обнаружены только вариации с периодами длиннее 5-минут, а высокий уровень шума в канале поляризации не позволяет выделить достоверные колебания в индивидуальных зависимостях поляризации от времени.

Обсуждение результатов для активных областей разных типов

Совместный анализ колебаний радиоизлучения активных областей, изменении магнитного ноля на уровне фотосферы и колебаний лучевых скоростей (р-мод) выявил ряд общих закономерностей, характерных для АО разных типов, по были обнаружены и отличия между динамическим поведением разных активных областей.

Колебания в интенсивности были обнаружены над солнечными пятнами и в радиоисточнике над нейтральной линией. В областях максимальной поляризации над пятнами развитой биполярной АО были зарегистрированы колебания с 3-минутным и 5-минутным периодами. Одновременный анализ радиояркости с сигналом магнитограммы и лучевыми скоростями показал, что вариации радиояркости с периодом в диапазоне 3-5 минут являются проявлением глобальных 5-минутных колебаний лучевой скорости, а также, возможно, связаны с изменениями вектора магнитного поля (напряженности или угла наклона) над пятнами.

В отличии от фотосферных р-мод 5-минутные колебания радиояркости, зарегистированиые над пятнами и в источнике над нейтральной линией, проявляются как нестационарные. Амплитуда колебаний составляет 1-2% от значения радиояркости области. Нестационарность обнаруженных вариаций может быть интерпретирована как взаимодействие локальных процессов в источнике и глобальных колебаний, что согласуется с результатами, полученными в Rendtel et al. (2003) для высот переходной области солнечных пятен. В канале поляризации были выявлены колебания над пятнами с амплитудами сравнивыми с уровнем шума.

Для компактной биполярной активной области 5-минутных вариаций сигнала магнитограммы для областей солнечных пятен обнаружено не было. Как следствие, не были зарегистрированы и колебания 3-минутного и 5-минутного диапазонов для источника в полной интенсивности. Однако, для источника в поляризации были обнаружены колебания данных периодов, что свидетельствует о чувствительности поляризованного радиоизлучения к колебаниям лучевых скоростей (глобальным р-модам), а не только к изменениям вектора магнитного поля. Анализ флоккульной активной области, связанной с областями повышенного магнитного поля обеих полярностей, не выявил наличия коротко-периодических (3-5 мин) вариаций в радиоизлучении АО, несмотря на присутствие 5-мипутной моды в вариациях сигнала магнитограммы и колебаниях лучевых скоростей.

Для всех рассмотренных активных областей характерно присутствие в спектре мощности сигнала магнитограммы долгопериодической компоненты (период ~ (10— 15) мин). Колебания с такими периодами обнаружены также в радиоизлучении в канале интенсивности над нейтральной линией магнитного поля и над солнечными пятнами.

Анализ 4-часовой временной реализации радиоданных выявил существование вариаций полной интенсивности с еще более длинными (десятки минут и до часа) периодами, характерных для протяженных областей радиоисточника. При этом амплитуда колебаний составляет 4-5% от значения радиояркости. Следует отметить, что наличие периодов от нескольких десятков минут до часов в радноисточниках разных типов неоднократно отмечались в работах (например, Gelfreikh et al., 2005), однако они остаются далекими от понимания. В результате нашего исследования были получены первые свидетельства связи изменений магнитного поля на масштабах 10-15 мин и вариаций радиояркости с такими же периодами. Однако, для анализа колебаний с периодами длиннее 30 минут использованных данных MDI (длина реализации 1 час) было недостаточно.

Проведенный анализ показал, что использование радионаблюдепий с высоким пространственным и временным разрешением позволяет получать новые данные о резонансных плазменных структурах в атмосферах активных областей. Полученная информация как уточняет данные других диапазонов, так и дополняет их.

§ 3 Исследования магнитного поля на уровне генерации радиоизлучения активной области

3.1. Диагностика магнитного поля по радионаблюдениям

Доминирующая роль магнитного поля в переносе энергии вверх и в формировании структуры плазмы в верхних атмосферных слоях не оставляет сомнения. Однако, современные знания о хромосферных и корональ-ных магнитных полях весьма ограничены по сравнению с информацией о фотосферном магнитном поле. Существуют три основных пути изучения магнитных полей во внешних слоях солнечной атмосферы (Lee et al., 1999). К ним относятся оптические наблюдения вектора магнитного поля с дальнейшей экстраполяцией на другие атмосферные высоты; наблюдения плазменных структур в далеком УФ и рентгене для выявления расположения магнитных силовых линий; и спектрально-поляризационные радиопаблюдсния на см волнах, которые, в принципе, являются чувствительными как к напряженности, так и к направлению коронального магнитного ноля (например, обзор White h Kuiidu, 1997).

Однако, данные методы не позволяют получать информацию о хро-мосферном магнитном поле. Магнитное поле на хромосферных высотах является соединением корональных магнитных структур с их фотосфер-ными основаниями, т.е. осуществляет переход от фотосферного магнитных силовых трубок к корональным петлям и открытым силовым линиям. Данный переход нетривиален и включает в себя такие явления как магнитиый покров, холодные и горячие хромоеферные петли, сильноизогнутые силовые линии, спикулы и многое другое - все эти образования связаны с хромосферными магнитными нолями (Sterling Sz Holhveg, 1998).

Измерения хромосферного магнитного поля с использованием Зее-мановского эффекта, усложнены тем обстоятельством, что хромоеферные липни, чувствительные к эффекту, являются широкими, оптически толстыми и характеризуются сложными механизмами образования линий. Менее модельно зависимые измерения магнитных полей и для большего диапазона высот обеспечивают спектрально-поляризационные наблюдения тормозного излучения АО на коротких волнах радиодиапазона (Bogod & Gelfreikh, 1980). Данная техника с привлечением двумерного картографирования позволяет получить магнитограммы, соотвест-вующие высотам верхней хромосферы и переходной области (Grebinskij et al., 1999). Более того, данный метод может служить независимым тестом для магнитных полей, полученных экстраполяцией от фотосфер-ного уровня.

В работе Гельфрейх (1972) было показано, что для измерения напряженности магнитного поля в хромосфере и переходной области для случая слабого поля (/# /) в приближении оптически толстого слоя можно использовать следующее выражение для степени поляризации излучения:

Р = n^j- cos а, (3.3) и, следовательно, продольная компонента магнитного поля может быть оценена как: = (з.4)

А п от f где Bi = В cos а, А - длина волны в см, п - показатель спектра.

Таким образом, для измерения магнитного поля достаточно измерить степень поляризации и наклон спектра. Однако для эффективной реализации такого простого метода необходимы наблюдения с достаточно высоким угловым разрешением, чтобы избежать попадания в диаграмму направленности нолей разных знаков и напряженности. Такая возможность предоставляется японским гелиографом NoRH, работающим на волне 17.6 мм. Высокая чувствительность радиогелиографа к поляризационным измерениям (ргтз < 1%) делает возможным измерения хромосферного как слабого, так и сильного (В < 2000 Гс) магнитного поля. Принцип, лежащий в основе дизайна NoRH, в значительной степе-пи способствует решению данной задачи. В первую очередь это связано с обработкой начальных данных, при которой происходит преобразование измеренного сигнала (право- и левоиоляризованного) в параметры Сток-са I и V и дальнейшему созданию изображений Т,[ и Т^, обладающих высоким динамическим диапазоном 26сШ, Hanaoka et al., 1994).

В применении к двуволновым наблюдениям радиогелиографа NoRH (17.6 мм и 8 мм) выражение для оценки продольной компоненты магнитного ноля (3.4) на высоте генерации излучения па волне 17.6 мм приобретает вид:

60

Bt = — Р%. (3.5) п

Отдельно отметим, что для слабых тормозных источников, радиояркость которых не превышает 50% радиояркости спокойного Солнца, а показатель спектра может быть взят как 0.61, в работе (Gelfreikh h Shibasaki, 1999) была получена более простая оценка хромосферного магнитного поля но тормозному излучению:

Bi « Tbv. (3.6)

Таким образом, изображение АО в канале поляризации (Т^) может служить своего рода магнитограммой, соответствующей высотам формирования тормозного излучения.

Для излучения переходной области и короны (оптически тонкий источник) на длине волны 17.6 мм продольная компонента магнитного поля может быть оценена по следующему выражению:

Bi = 30 Р%.

3.7)

Практическое применение оценки магнитного поля по радиоданным ограничено тем, что из радионаблюдений невозможно определить высоту, к которой относится измеренное магнитное поле. Однако, для ряда активных областей с простой структурой данная информация может быть получена экстраполяцией фотосферного магнитного поля на хромосферные высоты и сравнением с оценками поля по радиоданным. На основе совместного анализа оптических и радионаблюдений в работе Abramov-Maksimov et al. (1996) был сделан вывод, что на высотах нижней хромосферы (300-400 км) магнитное поле уменьшается относительно фотосферных значений, затем начинает расти и имеет локальный максимум на высотах средней хромосферы (500-700 км), выше в атмосфере уменьшается до корональных значений.

В целом, исследования магнитного поля на разных высотах в солнечной атмосфере представляет первоочередную задачу для выяснения структуры внешних атмосферных слоев Солнца. Радионаблюдения Солнца в длинноволновой части мм диапазона могут быть использованы для диагностики магнитных полей на хромосферных высотах и высотах переходной области. Практические методы оценки магнитного поля на основе анализа тормозного излучения, регистрируемого с помощью радиогелиографа NoRH, были разработаны в работе Grebinskij et al. (2000). В данном параграфе представлены результаты исследования магнитных полей в хромосфере и переходной области активных областей на основе анализа их тормозного (/ — /) излучения, зарегистрированного на радиогелиографе NoRH на волне 17.6 мм.

3.2. Определение характеристик магнитного поля по наблюдениям на волне 17.6 мм

Для исследования были использованы двумерные карты параметров Стокса I и V в единицах яркостной температуры (см. формулу 3.1) на волне 17.6 мм и двумерные карты в полной интенсивности I на волне 8.0 мм, полученные фактически одновременно с разрешением около 10" и 5", соответственно. Радиоизображения сравнивались с соответствующими наблюдениями SXT (Soft X-ray Telescope) спутника Yolikoh в рентгене и наблюдениями обсерватории Kitt Peak в белом свете. Оценки магнитного поля по радиоданным сравнивались с фотосферными и хромосферпы-ми магнитограммами, полученными на спектромагпитографе обсерватории Kitt Peak с разрешением 1.14". Для этого, продольная составляющая фотосферного магнитного поля (магнитограмма в линии Fe I 868.8 им) была экстраполирована на большие высоты до корональных в предположении потенциального поля (а = 0), используя метод, предложенный в (Alissandrakis, 1981). Для оценки магнитного поля на уровне хромосферы и переходной области были использованы выражения (3.5) и (3.7), соответственно.

Для исследования были выбраны 12 активных областей, наблюдавшихся в 2001 году, для которых не были отмечены явления спорадической активности. Как видно из Таблицы 3.2, где представлены характеристики анализируемых АО, магнитный тип областей соответствует /3, /3 — 7 в системе Мауит Вилсон, а магнитное иоле АО на уровне фотосферы не превышает 2000 Гаусс.

В работе Alissandrakis et al. (1980) было показано, что в излучении па сантиметровых волнах, формирующемся в корональных условиях, преобладает магнитотормозное (или гирорезонансное д — г) излучение, в то время как тормозное излучение доминирует для более коротких волн. Для количественного обсуждения относительного вклада этих двух ме

Заключение

В представленной работе, посвященной исследованиям солнечной хромосферы в спокойном и активном состоянии, был получен ряд новых результатов, которые позволили расширить знания о миллиметровом радиоизлучении Солнца и о природе солнечной хромосферы.

Уточнение наблюдаемой зависимости радиояркости сиокойпого Солнца от длины волны в миллиметровом диапазоне длин воли, выполненное в работе, позволило исследовать зависимость полученного спектра радиояркости от фазы цикла солнечной активности. Нами были получены первые указания на существование циклических вариаций радиоизлучения миллиметрового диапазона на масштабах 11-летнего цикла солнечной активности (для волн длиииее 3.5 мм). Однако данный результат, полученный статистически, в сильной степени зависит от выборки анализируемых наблюдательных данных, и поэтому требует независимого подтверждения в дальнейших исследованиях. Сравнение наблюдаемого спектра радиояркости спокойного Солнца, построенного по опубликованным в литературе данным, с расчетными спектрами радиояркости на основе стандартных стационарных и динамических моделей атмосферы показало, что модели обоих типов (FAL и CS) находятся в согласии с миллиметровыми радиоданными, полученными на инструментах с невысоким пространственным разрешением.

В работе впервые были исследованы свойства миллиметрового радиоизлучения в динамической хромосфере спокойного Солнца, представленной моделью CS. Получен вывод о высокой чувствительности излучения мм диапазона к динамическим процессам, связанным с распространением ударных волн в хромосфере. Колебательные процессы в хромосфере Солнца приводят к возникновению колебаний радиояркости, которые наиболее ярко выражены в диапазоне длин волн 0.8-5.0 мм, где их амплитуда (~ 1000 К) достигает 15% от уровня спокойного Солнца, значительно уменьшаясь в коротковолновую и, особенно, в длинноволновую часть радиодиапазона.

Используя интерферометрические наблюдения с высоким пространственным разрешением на волне 3.5 мм нами была исследована тонкая структура спокойной хромосферы и активных областей на пространственных масштабах порядка 10". В радиоизлучении хромосферы были обнаружены мелкомасштабные неоднородности радиояркости с контрастом, не превышающим 30% от уровня спокойного Солнца (1500-2000 К в единицах яркостной температуры). Для радиоизлучения активной области на волне 3.5 мм были получены первые наблюдательные свидетельства наличия пониженной относительно окружающего фона радиояркости над солнечными пятнами. При этом структура радиоизлучения АО на воле 3.5 мм подобна структуре, выделяемой на изображении в линии кальция.

На основе анализа интерферометрических наблюдений получены первые наблюдательные подтверждения наличия колебаний в миллиметровом излучении на волне 3.5 мм, предсказываемых динамическими моделями солнечной хромосферы. Были исследованы наблюдательные характеристики обнаруженных колебаний, осуществлен поиск структурных образований в хромосфере, ответственных за динамическое поведение миллиметрового излучения. Использование статистических методов позволило обнаружить различия между динамическим поведением границ и внутренних областей хромосферной сетки. Сопоставление результатов наблюдений и модельных динамических расчетов показало, что согласие между одномерной динамической моделью спокойного Солнца CS и данными миллиметровых наблюдений достигается в предположении о малом масштабе когерентности источников колебаний (порядка 1"). Получен вывод о том, что модель CS является подходящей для описания динамического состояния немагнитной солнечной хромосферы. Однако для детального сравнения с наблюдениями требуются результаты трехмерного моделирования динамики хромосферы.

В работе выполнено исследование квазипериодических колебаний теплового тормозного миллиметрового излучения активных областей на волнах 3.5 мм и 17.6 мм. Получены первые наблюдательные указания на то, что существуют источники радиоколебаний, локализованные на масштабах порядка 10". Были уточнены характеристики колебательных мод трехминутного, пятиминутного и более длишюпериодического диапазонов, регистрируемых в разных структурных образованиях активной области. Привлечение данных об изменениях фотосферпого магнитного поля и поля допплеровских скоростей позволило сделать вывод о возможной связи колебаний теплового тормозного излучения с изменениями магнитного поля на уровне фотосферы для структур малых масштабов.

Автор признателен В. Г. Нагнибеде за руководство работой и поддержку. Автор выраэюает благодарность соавторам S. Solanki, S. White, В.Г.Нагнибеде, Г.Б.Гелъфрейху, C.Mandrini за внимание и интерес к данной работе. Отдельная благодарность авторам динамической модели М. Carlsson и R.F. Stein за предоставление результатов моделирования солнечной атмосферы и разрешение использовать их для исследования, вътолненного автором диссертации.

Автор выражает признательность немецкому институту исследований Солнечной системы (Max-Planck-Institut filr Sonnensystemforschung) в лице S. Solanki за предоставленную возмоэ/сиостпь научного сотрудничества, а также американскому Университету штата Мэриленд (University of Maryland) в лице S. White за возможность использования наблюдений радиоинтерферол1етра BIMA и помощь в анализе наблюдательных данных. Проведенные исследования были бы невозможными без политики открытого доступа к наблюдательным данным радиоинтерферометп-ра NoRH, инструментов космического аппарата ESA/NASA SOHO и обсерваторий NSO/Kitt Peak и Big Bear Solar Observatory.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Лукичева, Мария Александровна, 2005 год

1. Богод, В.М, Корольков, Д.В. 1975, Письма в АЖ, 1, 25

2. Боровик, В.Н. 1979, Известия САО (Астрофиз. исслед.), 11, 107

3. Боровик, В.Н., Курбанов, М.Ш. 1992, Пространственно-временные аспекты солнечной активности, ред. Дсргачев В.А., СПб. ФТИ, G7

4. Витязев, В.В. 2001, Спектрально-корреляционный анализ равномерных временных рядов, Изд. СПбГУ

5. Витязев, В.В. 2001, Вейвлет-аиализ временных рядов, Изд. СПбГУ

6. Гельфрейх, Г.Б. 1972, Астрономический циркуляр, 3, 699

7. Гельфрейх, Г.Б., Кайдановский, М.Н., Коиоиович, Э.В. 1977, Письма в АЖ, 3, 550

8. Гибсоп, Э. 1977, Спокойное Солнце, М. Мир

9. Дубов, Э.Е 1960, Изв. КрАО, 23, 362

10. Ефапов, В.А, Моисеев, И.Г. 1965, Изв. КрАО, 34, 53

11. Ефанов, В.А., Моисеев, И.Г, Северный, А.Б. 1975, Изв. КрАО, 53, 121

12. Железняков, В.В. 1964, Радиоизлучение Солнца и планет, М. Наука

13. Железняков, В.В. 1997, Излучение в астрофизической плазме, М. Япус-К

14. Злотпик, Е.Я. 1968, АЖ, 45, 2, 310

15. Злотпик, Е.Я. 1968, АЖ, 45, 3, 585

16. Иванов, В.Н, Нагнибеда, В.Г, Пиотрович, В.В, Розанов, Б.А 1984, XVI Всесоюзная конференция по радиоастрономическим исследованиям солнечной системы: Тез. докл. М, 63

17. Каплаи, С.А, Пикельпер, С.Б., Цытович, В.Н. 1977, Физика плазмы солнечной атмосферы, М. изд. Наука

18. Кисляков, А.Г, &: Кузнецова, Н.А. 1977, Солнечные Данные, 8, 71

19. Кисляков, А. Г, Носов, В. И., & Цветков, JI. И. 1996, Изв. КрАО, 93, 47

20. Корольков, Д.В., Парийский, Ю.Н., Соболева, Н.С. 1958, Солнечные данные, 9, 65

21. Кротиков, В.Д, & Пелюшепко, С.А. 1981, Тезисы 13й Всесоюз. конференции но радиоастр. исслед. солнечной системы, Киев, 77

22. Лукичева, М. A, Solanki, S.K., Carlsson, М. 2003, Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Н.Новгород, Ред. В.В. Зайцев, Изд-во ИПФ РАН, 38

23. Медарь, В.Г. 2000, Диссертация па соискание ученой степени канд. ф.-м. наук, СПб

24. Нагиибеда, В.Г, & Пиотрович, В.В. 1987, Труды Астр, обсерватории ЛГУ, 41, 5

25. Нагпибеда, В.Г, Пиотрович, В.В, Розанов, Б.А., Соловьев, Г.Н. 1991, Труды Астр, обсерватории ЛГУ, 43, 83

26. Пелюшепко, С.А. 1982, Изв. ВУЗов, Радиофизика, 25, 977

27. Пелюшепко, С.А. 1985, АЖ, 62, 377

28. Пикельиер, С.Б., & Лившиц, М.А. 1964, АЖ, 40, 842

29. Розанов, Б.А. 1981, Изв. ВУЗов, Радиоэлектроника, 24, 5, 3

30. Саломопович, А.Е., Парийский, Ю.Н., Хапгильдип, У.В. 1958, АЖ, 35, 659

31. Саломопович, А.Е., 1962 АЖ, 39, 260

32. Соболева, Н.С. 1965, Изв. ГАО, Пулково, 185, 183

33. Федосеев, Л.И, & Чернышев, В.И 1998, АЖ, 75, 1, 120

34. Хапгильдип, У.В., Саломопович, А.Е. 1959, Радиотехника и электроника, 4, 11, 1945 Хапгильдип, У.В., 1964, АЖ, 41, 302

35. Abramov-Maksimov, V.E, Vyalshin, G.F., Gclfreikh, G.B. 1996, Sol. Phys, 164, 333 Alissandrakis, C.E, Kundu, M.R, Lantos, P. 1981, Astron. and Astrophys, 82, 30 Alissandrakis, C.E. 1981, Astron. and Astrophys, 100, 197

36. Athay, R.G. 1976, in: The Solar Chromosphere and Corona: Quiet Sun, Dordrecht, Reidel, 227

37. Ayres, T.R., Testerman, L, Brault, J.W. 1986, Astrophys. J., 304, 542

38. Ayres, T.R, & Rabin, D. 1996, Astrophys. J, 460, 1042

39. Ayres, T.R. 2002, Astrophys. J, 575, 1104

40. Bastian, T.S. 2002, Astron. Nachr, 323, 271

41. Bastian, T, Dulk, G, к Leblanc, Y. 1996, Astrophys. J, 473, 539

42. Bastian, T. S., Ewell, M. W, к Zirin, H. 1993, Astrophys. J, 415, 364

43. Belkora, L, Hurford, G. J., Gary, D. E, & Woody, D. P. 1992, Astrophys. J,400, 692

44. Benz, A. O, Krucker, S, Acton, L. W., & Bastian, T. S. 1997, Astron. and Astrophys, 320, 993

45. Biermann, L. 1946, Naturwiss, 33, 118 Biermaim, L. 1948, Z. f. Astrophys, 25, 161

46. Bocchialini, К. к Baudin, F. 1995, Astron. and Astrophys, 299, 893

47. Bogod, V.M, к Gelfreikh, G.B. 1980, Sol. Phys, 67, 29

48. Brault, J.W, к White, O.R. 1971, Astron. and Astrophys, 13, 169

49. Brynildscn, N, Maltby, P, Brekke, P, Fredvik, T, Kjeldseth-A^oe, O. 2003, Adv. Space Res, 32, 6, 1097

50. Carlsson, M. 1992, in: ASP Conference series 26, eds. Giainpapa M.S. and Bookbinder J.A, 499

51. Carlsson, M, к Stein, R.F. 1992, Astrophys. J, 397, L59 Carlsson, M, к Stein, R.F. 1995, Astrophys. J, 440, L29 Carlsson, M, к Stein, R.F. 1997, Astrophys. J, 481, 500

52. Carlsson, M, Stein, R. 1997, in: IAU Symposium 185 "New eyes to see inside the Sun and Stars", Eds. F.-L.Deubner, J.Christensen-Dalsgaard, and D.Kurtz, 1997, 435

53. Carlsson, M, к Stein, R.F. 2002, Astrophys. J, 572, 626

54. Cuntz, M, Rammacher, W, Ulmchneider, P, Musielak, Z.E, Saar, S.H. 1999, Astrophys. J, 522, 1053

55. De Pontieu, B, Erdclyi, R, Wijn, A.G. 2003, Astrophys. J, 595, L63

56. Deubner, F.L, к Fleck, B. 1990, Astrophys. J, 228, 506

57. Fludra, A. 2001, Astron. and Astrophys, 368, 639

58. Fontenla, J. M, Avrett, E. H, Loeser, R. 1990, Astrophys. J, 355, 700

59. Fontenla, J. M, Avrett, E. H, & Looser, R. 1991, Astrophys. J, 377, 712

60. Fontenla, J. M, Avrett, E. H, Loeser, R. 1993, Astrophys. J, 406, 319

61. Frohlich, C. 2000, Space Sci. Rev, 94, 15

62. Fiirst, E. 1980, in: Radio Physics of the Sun, eds. M. R. Kundu, Т. E. Gergely, Reidel, Dordrecht, 25

63. Gary, D. E, Zirin, H, & Wang, H. 1990, Astrophys. J, 355, 321

64. Gelfreikh, G.B. 1999, in: Solar Physics with Radio Observations, Proc. of Nob. Symposium, eds. T.Bastian, N.Gopalswamy, K.Shibasaki, NRO Report 479, 41

65. Gelfreikh, G.B, Shibasaki, K. 1999, in: Proc. 9th European Meeting on Solar Physics "Magnetic fields and solar processes", ESA SP-448, 1339

66. Gelfreikh, G.B, Grechnev, V, Kosugi, T, Shibasaki, K. 1999, Sol. Phys, 185, 177

67. Gelfreikh, G.B. 2002, in: Proc. 10th European Physics Meeting "Solar Variability: From Core to Outer Frontiers", ESA SP-506, 613

68. Gelfreikh, G.B, Shibasaki, K, Nagovitsyna, E.Yu, Nagovitsyn, Yu.A. 2005, in: Proc. of IAU Symposium 223 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", Eds. A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, A.G. Kosovichcv, Cambridge University Press, 245.

69. Grebinskij, A, Shibasaki, K., Zhang, H. 1999, in: Proceedings of the Nobeyaina Symposium, Eds. T. S. Bastian, N. Gopalswamy and K. Shibasaki, NRO Report No. 479, 59

70. Grebinskij, A, Bogod, V, Gelfreikh, G, Urpo, S, Pohjolainen, S, Shibasaki, K. 2000, A&AS, 144, 1G9

71. Groth, E. J. 1975, Astrophys. J. Suppl, 29, 285

72. Hachenberg, O, Steffen, P, Hirh, W. 1978,Sol. Phys, 60, 105

73. Hagen, J.R. 1951, Astron. J, 56, 39

74. Hanaoka, Y, Shibasaki, K, Nishio, M, et al. 1994, NRO Report, 357, 35

75. Hoekzema, N.M, Rutten, R.J, к Cook, J.W. 1997, Astrophys. J, 474, 518

76. Hofmann, J, к Deubner, F.-L. 1995, Astron. and Astrophys. Suppl, 113, 583

77. Jansscn, M. A, Olsen, E. T, & Lang, K. R. 1979, Astrophys. J, 228, 616

78. Jensen, E, к Orrall, F.Q. 1963, PASP, 75, 162

79. Jones, H.P, к Giovanelli, R.G. 1982, Sol. Phys, 79, 247

80. Judge, P.G, к Peter, H. 1998, Space Science Reviews, 85, 187

81. Judge, P. G, Tarbell, T. D, Wilhelm, K. 2001, Astrophys. J, 554, 424

82. Kalkofen, W. 1996, Astrophys. J, 468, L69

83. Kalkofen, W. 1997, Astrophys. J, 486, L145

84. Kalkofen, W. 2001, Astrophys. J, 557, 376

85. Kneer, F, к von Uexkiill, M. 1993, Astron. and Astrophys, 274, 584 Kopp, R.A, к Kuperus, M. 1968, Sol. Phys, 4, 212

86. Kopp, G, Lindsey, C, Roellig, T.L, Werner, M.W, Becklin, E.E, Orrall, F.Q., Jefferics, J.T. 2004, Astrophys. J, 388, 203

87. Krijger, J. M, Rutten, R. J, Lites, B. W, Straus, Th, Shine, R. A, Tarbell, T. D. 2001, Astron. and Astrophys, 379, 1052

88. A.G. Kosovichev, Cambridge University Press, 6431.gten, J. B. 1995, BIMA Memo Scries, 38

89. McAteer, R. T. J., Gallagher, P. Т., Bloomfield, D. S, et al. 2004, Astrophys. J, 002, 43G Mcintosh, S. W. к Smilic, D. G. 2004, Astrophys. J, G04, 924 Muller, R, к Roudier, Tli. 1994, Sol. Phys, 152, 131

90. Nagnibeda, V.G, к Rozanov, B.A. 1998, in: Second Advances in Solar Physics Euroconference "Thrcc-Dimcnsioiial Structure of Solar Active Regions", ASP Conf. Series Vol. 155, Eds. C.E. Alissandrakis and B. Schinieder, 416

91. O'Shea, E, Banerjee, D, Doyle, J.G, Fleck, B, Murtagh, F. 2001, Astron. and Astrophys, 3G8, 1095

92. Osterbrock, D.E. 1961, Astrophys. J, 134, 347

93. Rendtel, J, Staude, J, Curdt, W. 2003, Astron. and Astrophys, 410, 315 Rutten, R.J, к Uitenbroek, H. 1991, Sol. Phys, 134, 15

94. Schiihle, U, Wilhclm, K, Hollandt, J, Lemaire, P, Pauluhn, A. 2000, Astron. and Astrophys, 354, 71

95. Schwarzschild, M. 1948, Astrophys. J, 107, 1

96. Settele, A, Staude, J, Zhugzhda, Y.D. 2001, Sol. Phys, 202, 281

97. Shibasaki, K. 2001, Astrophys. J, 550, 1113

98. Simon, M. 1971, Sol. Phys, 21, 297

99. Simon, M, к Shimabukuro, F.I. 1971, Astrophys. J, 168, 525

100. Solanki, S.K, Steiner, O, Uitenbroek, H. 1991, Astron. and Astrophys, 250, 220

101. Solanki, S.K, Fligge, M, Unruh, Y.C, 2001, in: Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere Highlights from SOHO and Other Space Missions, Eds. P. Brekke,

102. B. Fleck, and J.B. Gurman, IAU Symposium Vol. 203, 66

103. Stallcop, J.R. 1974, Astrophys. J, 187, 179

104. Stein, R.F, & Nordlund, A. 1998, Astrophys. J., 499, 914

105. Steiner, O, Grossmann-Doerth, U, Knoelker, M., Schuessler, M. 1998, Astrophys. J., 495, 4G8

106. Sterling, A.C, & Hollweg, J.V. 1998, Astrophys. J, 327, 950

107. Tanaka, H. 1964, Proc. Res. Inst, Atmosph., Nagoya Univers, 11, 41

108. Torrence, C. & Compo, G. 1998, Bulletin of the American Meteorological Society, 79, 61

109. Uchida, Y, t Sakurai, T. 1975, Publ. Astron. Soc. Japan, 27, 259

110. Ulmschneider, P. 1971, Astron. and Astrophys, 12, 297

111. Urpo, S, Hildebrandt, J, & Kriiger, A. 1987, Sol. Phys, 112, 119

112. Vernazza, J.E, Avrett, E.H, Looser, R. 1973, Astron. J. Suppl, 184, 605

113. Vernazza, J.E, Avrett, E.H, Loeser, R. 1981, Astrophys. J. Suppl, 46, 635

114. Wedemeyer, S, Freytag, B, Steffen, M, Ludwig, H.-G, Holwegcr, H. 2004, Astron. and Astrophys, 414, 1121

115. Wedemeyer, S, Ludwig, H.-G, Steffen, M, Freytag, B, Holwegcr, H. 2005, in: Proc. 13th Cool Stars Workshop , eds. F. Favata et al, in press

116. Wiedemann, G, Ayres, T.R, Jennings, D.E, Saar, S.H. 1994, Astrophys. J, 423, 806

117. White, S. M. & Kundu, M. R. 1994, in: IAU Symp. 154: Infrared Solar Physics, ed. D. M. Rabin, J. T. Jefferies &; C. Lindsey, Dordrecht, Kluwer Academic Publishers, 167

118. White, S.M, & Kundu, M.R. 1997, Sol. Phys, 174, 31

119. Wilhelin, K, & Kalkofen, W. 2003, Astron. and Astrophys, 408, 1137

120. Worden, J.R, White, O.R, & Woods, T.N. 1998, Astrophys. J, 496, 998

121. Wrixon, G.T, &: Hogg, P.C. 1971, Astron. and Astrophys, 10, 193

122. Zhugzhda, Y.D, Locans, V, Staude, J. 1983, Sol. Phys, 82, 369

123. Zhukov, V.I. 2002, Astron. and Astrophys, 386, 653

124. Zieba, S, & Gula, R. 1976, Acta Astronomica, 26, 55

125. Zirin, H, Baumert, B.M, Hurford, G.J. 1991, Astrophys. J, 370, 779