Тонкая структура и колебательные процессы в солнечной фотосфере и пятнах тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Ефремов, Вячеслав Иванович

• Ефремов, Вячеслав Иванович
• кандидат физико-математических наук
• 2004

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Ефремов, Вячеслав Иванович

ВВЕДЕНИЕ.

ЧАСТЬ I

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ И ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА

Глава I ОРГАНИЗАЦИЯ ТОНКОЙ СТРУКТУРЫ ФОТОСФЕРЫ.

Исторический обзор) 1 Грануляция

1.1 Морфология грануляции

1.2 Эволюция и время жизни

1.1.3 Форма и фрактальная размерность

1.4 Критические размеры гранул

1.5 Флюктуации интенсивности и контраст.

1.6 Вертикальная структура скорости грануляции.

1.7 Другие возможные механизмы структурообразования и численные эксперименты

2. Другие структуры солнечной фотосферы.

ГЛАВА II

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ЯРКОСТИ ФОТОСФЕРЫ.

II. 1 Наблюдательный материал и его обработка.

11.2 Спектр мощности поля яркости фотосферы.

11.3 Метод изофот.

11.4 Метод построения корреляционных портретов. Фильтрация.

11.5 Метод вейвлет-анализа.

11.6 Обсуждение

ГЛАВА III.

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ СКОРОСТЕЙ ФОТОСФЕРЫ.

III. 1. Наблюдательный материал и его обработка.

III.2. Тонкоструктурные образования поля скоростей и их изменения с высотой.

Ш.З. Особенности распределения поля скоростей по поверхности Солнца

ЧАСТЬ И. ТОНКАЯ СТРУКТУРА И КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ

ГЛАВА IV

СТРУКТУРА ТЕНИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА И ЕЕ ЭВОЛЮЦИЯ.

IV.2. Наблюдения и анализ данных.

IV.3. Эволюция структуры тени пятна

IV.4. Обсуждение.

ГЛАВА V.

КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В ПЯТНЕ И ОКРУЖАЮЩЕЙ ФОТОСФЕРЕ

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Тонкая структура и колебательные процессы в солнечной фотосфере и пятнах»

V.2 Фотосферный резонатор. Численный расчет.

V.2.1 Модель Томаса- Шейера .136

V.2.2. Модель Герониколаса. Нежеские границы.137

V.3 Наблюдения колебаний скорости и магнитного поля в тени пятна .145

V.3.1 Обработка наблюдений 1994г.,1998-2003г.:.146

V.3.2 Колебания лучевых скоростей .148

V.3.3 Колебания магнитного поля в тени пятна.153

V.4.3. Долгопериодические колебания магнитного поля в тени пятна.162

Заключение.168

Список литературы. .171

ПРИЛОЖЕНИЕ I.180

ПРИЛОЖЕНИЕ II.182

ПРИЛОЖЕНИЕ III.184

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность проблемы. При той энергетике, которая присутствует на уровне фотосферы Солнца (Pr < 1, Ra~1022), существование более или менее регулярных структур является скорее артефактом, чем необходимостью, С точки зрения земной физики, они достаточны для создания режима развитой турбулентности.

Вопрос о том, каким образом в этих условиях континуальный беспорядок порождает почти регулярные структуры, с математической точки зрения далек даже от корректной постановки, поэтому прогресс в понимании их возникновения и взаимосвязи в первую очередь связан с высококачественными наблюдениями, корректной обработкой и выявлением самих структур в различных полях исследуемых параметров: (Т -(температура) - главы II, V (скорости)- главы III, Н (магнитное поле)-главы IV,V).

Явление регуляризации сплошной среды подразумевает реализацию устойчивых процессов, приводящих к формированию структур - образований, наблюдающихся в конечной области параметров.

Несмотря на существующий прогресс в этом направлении, мы еще далеки от понимания причин, порождающих те или иные структуры, осов бенно это касается их взаимосвязи. Процесс структурообразования пронизывает практически все слои Солнца, реализуясь в разнообразных объектах и охватывает значения масштабов от 0,2 до 105 Mm. Поэтому изучение морфологии, эволюции и выявление новых структур как в спокойных (СО), так и в активных областях (АО) солнечной поверхности, является актуальной задачей современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем крайне актуальные задачи, поскольку колебательные процессы наблюдаются во всех структурных элементах фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. В этой связи, наши усилия были сосредоточены на изучении колебаний вещества и магнитного поля в пятнах. Помимо объяснения существующего набора дискретных частот в солнечных пятнах (выбора модели фильтр - резонатор) важна и актуальна задача определения доли энергии, уносимой волнами из пятна в решении вопросов нагрева вышележащих слоев.

Содержание работы. Во введении приводится обоснование актуальности работы. Сформулированы цель, задачи, новизна полученных результатов и основные положения, выносимые на защиту, кратко представлено содержание диссертации.

Первая глава носит обзорный характер. Дан исторический обзор возникновения и формирования идей о механизмах, приводящих к явлению регуляризации фотосферы Солнца на масштабах грануляция -супергрануляция в параметрах T,H,V. Отмечена роль структуризации среды в вопросах выноса энергии в вышележащие слои, Дана морфологическая картина грануляции с описанием характерных свойств и предельных значений (размеры, времена жизни, перепад температур, скорости). Также показано, как разные способы обработки (построение гистограмм, определение фрактальной размерности, выявление периодических составляющих) в определении характерных параметров грануляции дают результаты, которые, если и непротиворечивые, то требующие большой аккуратности в интерпретации. Рассмотрены составляющие поля скорости и их зависимость с высотой для разных структурных образований. Далее, делая известные оговорки, с позиций общих результатов режимов экспериментальной термогравитационной конвекции рассмотрены возможные режимы солнечной конвекции при соответствующих безразмерных параметрах. Диаграмма Кришнамурти, обобщая весь экспериментальный опыт по термогравитационной конвекции, сохраняет основные тенденции и в астрофизических объектах, и крайне важна для идентификации конвективных процессов в фотосфере Солнца. Отмечено, что, начиная с 90-х годов, усиленно развивается направление вычислительного эксперимента. Результаты указывают, что характер конвективных движений, приводящих к структурообразованию, с одной стороны обусловлен Релеевской термогравитационной конвекцией, а с другой, - в условиях с сильными радиационными потерями,-организуются маломасштабные нисходящие течения, которые и формируют тонкую структуру фотосферы.

И, наконец, указан весть «набор» структур, проявляющихся в различных полях переменных {T,H,V} в исследуемом интервале грануляция-супергрануляция, характерные параметры структур и их динамика.

Часть первая (главы II и III)

Рассматриваются временные и пространственные характеристики выявленных структур в поле яркости и поле скоростей на фотосферном уровне на основе наблюдательного материала, полученного на СССО и на высокогорной станции ("Памир").

Вторая глава

В параграфе 2.1 приведен используемый для обработки материал для исследования фотосферного поля яркости. Снимки получены во время 3-го полета стратосферной солнечной станции "Сатурн" 30 июля 1970г с высоты 20км. Обработка материала выполнена на микрофотометре МФК-200.

В параграфе 2.2 приведены результаты обработки прямых снимков спектральными методами (WFT). Использованы три различных способа представления спектральных характеристик. Уверенно выделяются компоненты, соответствующие размерам 10", 4.5", 2.4". Найдено, что размеры их хорошо укладываются в пределы образований в солнечной фотосфере: ме-зогранул, скоплений гранул (далее протогранул) и гранул, соответственно. Показано, что частоты и амплитуды пиков в спектре мощности (СМ) изменяются во времени, и в пространстве.

В параграфе 2.3 представлен второй метод, который мы применили для выявления структур поля грануляции. Он основан на особом выборе изофот интенсивности их границ. Дело в том, что каждый масштаб образования имеет свой уровень интенсивности границ, причем, чем больше масштаб, тем шире эта граница. Подобрав соответствующую изофоту, можно непосредственно выделить границу структуры. В результате определены ячейки соответствующих диаметров 3-4", 12" и 36". Отметим, что протогранулы образуют более связную сетку, а максимально широкая темная дорожка приходится на место пересечения трех ячеек супергранул.

В параграфе 2.4 методом построения корреляционного портрета обработана 17,ш5 серия прямых снимков, полученных в 3-ем полете СССО. Исследованы как пространственные, так и временные характеристики выделяемых структур. Определены их масштабы, локализация, амплитуды (контрасты и температурные отклонения), способы сочетания и другие характеристики. В результате фильтрации из общего поля интенсивности мы выделили четыре аддитивные составляющие: (а) мелкомасштабную (грануляционную) составляющую со средним размером ячеек сетки —1,5"; (Ь) среднемасштабную (протогранульную или кластерную) со средним размером ячеек сетки - 4-5"; и две более крупномасштабные составляющие -одна из них -(c)- имеет характерный размер ячеек сетки ~11" и соответствует мезо грануляционной составляющей, и вторая - (d)- с характерным размером ячеек сетки ~20", является промежуточной между мезо- и супергрануляционной. Сделаны оценки избытков средних температур по лучшему кадру серии: = 39.6к; = 22.1 к; д4Г'(с) = \2.\K; =5ж. В отличие от метода JIKT, метод корреляционных портретов, как и метод изофот, позволяет выделять неоднородности на каждом отдельном снимке серии. При этом неоднородности достаточно хорошо воспроизводятся на соседних кадрах и имеют среднее время жизни, превышающее время жизни обычной гранулы.

В параграфе 2.5 применен метод вейвлет анализа. Для построения вейвлет спектров (карт) использовался как вещественный, так и комплексный вейвлет Морле. Исследуемый материал помимо снимков СССО расширен высококачественными снимками, полученными в июле 2002 на La Palma и "выложенные" в Интернет ("KIS"-Kiepenheuer Institut fur Sonnenphysik и "DOT"-Dutch Open Telescope). Подтверждено существование 4-х структурных элементов в фотосферном поле яркости. Определены области пространственной стационарности структур. Указано на доминирующую роль протогранулы в организации фотосферного поля яркости. Полученные результаты хорошо согласуются как с нашими более ранними исследованиями, так и с последними теоретическими расчетами. Высказаны соображения о физической природе структурообразования маломасштабных элементов как адвективно-фрагментарной и роли фрагментов (жгутов) магнитного поля.

Третья глава

В параграфе 3.1 исследования тонкой структуры поля вертикальных скоростей фотосферы базируются на спектрограммах, спокойных участков центра солнечного диска с пространственным разрешением ~ 0."5, полученных на пулковском солнечном телескопе "Памир". Для исследования поведения структурных элементов с высотой в фотосфере Солнца нами был отобран список спектральных линий, охватывающий весь диапазон необходимых высот (см. Приложение I) и по их термам нами рассчитаны эффективные факторы Ланде.

В параграфе 3.2 рассмотрен весь спектр пространственных частот методами Фурье анализа (WFT), в котором вариациями длины лага и стягиванием корреляционных окон достигался максимальный эффект выделения амплитуд. Отчетливо выделяются три группы структур в поле скоростей: L4 = 1.8-2.2";L3 = 3-4 ";L2 = 8.6 - 9.0". Отмечено, что вплоть до высот h ~ 250-350 км наблюдается подъем маломасштабных структур, среди которых (3,7-4,4") наиболее устойчив, при этом высокая когерентность в спектре наблюдается только для указанных образований. Так для протогранулы показатель когерентности достаточно высок ~ 0.8, что еще раз подтверждает ее важность в процессе структурообразования. Найдено, что с высотой, исчезновение связи между элементами идет, начиная с малых элементов (гранул), а затем и более крупных.

В параграфе 3.3 рассмотрено изменение поля скоростей структурных элементов в соседних участках поверхности Солнца. Применен метод построения динамических спектров мощности (скользящие спектры). Поскольку лаг имеет треть длины реализации, то крупномасштабная компонента проявила себя как изменение свойств маломасштабных. В результате, мы нашли заметное различие спектров мощности флуктуаций лучевых скоростей в различных участках исследуемой области. Эта изменчивость (в определенных пределах) структурных элементов более наглядно будет видна далее на вейвлет картах. Снова отмечено, что пик в спектре мощности в интервале частот, который соответствует размерам образований (L ~ 3"-4"), наблюдается во всей исследуемой области, во всех спектральных линиях (и даже в высокообразующейся линии Fel X 4383.3) и непрерывном спектре и является наиболее устойчивым при переходе от одной супергранулы к другой. Таким образом, каждая супергранула имеет свои тонкоструктурные особенности. Аналогичное исследование, выполненное для теллурической линии Н2О Х6652.6 подтверждает солнечное происхождение изменений структурных элементов.

Построение вейвлет спектров для смещений линий А,5239 и А,5250.2, полученных по другой спектрограмме и соответствующих гистограмм, подтвердила выше указанные результаты: уверенно выделяются между гранулами и супергранулами еще два масштаба образований - протограну-ла и мезогранула. Помимо этого, между протогранулой и супергранулой, кроме масштаба мезогранул с размерами 8-15", прослеживаются еще две невысокие моды 6,5"и 20".

Часть вторая (главы IV и V)

Во второй части рассматриваются пространственные (Глава IV) и временные (колебательные, Глава V) характеристики структурных элементов в тени пятен. Используется наблюдательный материал, полученный как на пулковском АДУ-5, так и на СССО. и

Четвертая глава

В параграфе 4.1 Освещена проблема выбора модели тени пятна в соответствие с морфологическими особенностями структурных элементов.

В параграфе 4.2 на материале с пространственным разрешением ~0.25", полученном в полете СССО проведено морфологическое исследование элементов тени пятна. В результате показано, что структура тени пятна имеет сложный характер и ее можно охарактеризовать следующим образом: тень пятна средней величины представляет собой набор темных ячеек с размерами ~ 1-1.5" и 3-4.5". Назовем эти темные структурные элементы I и II типа, соответственно. Большие темные ячейки (тип II) выглядят в центральной части тени более темными и становятся светлее к ее границе. Темные ячейки (I) плотно упакованы в центре (II) и слабее к границе. На стыках ячеек I наблюдаются светлые точки тени. Одни ячейки (II) упакованы плотнее, другие слабее (рис. 36, рис.37). Если некоторые ячейки (II) удалены друг от друга более чем на 2.0", то между ними наблюдаются седлообразные светлые мосты.

Проведенный анализ диаграмм амплитудного распределения (2D -Фурье преобразование) показал, что в темной центральной части тени (В) области максимумов располагаются в районе более высоких частот по сравнению с более светлой - периферийной частью тени (А). Действительно, на рис.38 доминантная частота (В) соответствует сети с ячейками ~ 0,8" х 1.0" (В), а во втором случае - 1.6" х 1.3"(А).

В параграфе 4.3 рассмотрена эволюция структуры тени пятна на более длинном периоде, чем ранее. Исследовалась серия изображений тени пятна полученная 13.10.77, на протяжении 4.5 часов. Выяснилось, что крупные светлые точки тени наблюдаются, по крайней мере, в течение 2.5 часов. Что касается темных деталей тени, то самая темная бесструктурная ячейка хорошо видна на протяжении всех 4.5 часов наблюдений. Размер этой ячейки составляет 3.9".

Сделан вывод, что большое ядро тени , в котором наблюдалось как минимум 4 темных ячейки типа II размерами 3.5"-4.0" оказалось долгоживущим и имело полную полутень, т.е. для того, чтобы пятно было устойчивым, в его тени должно быть не менее 4-6 ячеек типа II. Во-вторых, при распаде пятна эволюция тени происходит в виде ослабления сжатости ячеек - магнитного жгута - размером 3"-4" и образования в нем жгутов с размерами 1.4"-1.5", окруженных светлыми точками тени.

В параграфе 4.4 проводится обсуждение полученных результатов. Исследования приводят к выводу, что в первом приближении тень пятна представляет собой набор темных ячеек размерами 1.0"-1.5" (тип I) и 3"-4" (тип II), окруженных светлыми точками, причем элементы типа II — основные элементы тени пятна, т.к. от них в первую очередь зависит устойчивость эволюционного процесса пятна: они наиболее устойчивы и часто существуют на протяжении всей жизни пятна. Показано, что солнечное пятно образуется в результате сращивания нескольких больших темных ячеек типа И. Для достижения стабильности пятна его тень должна содержать не менее 4-6 темных ячеек И. Сделан вывод, что в итоге реализуется комбинированная модель переноса энергии в пятне: если центральная часть образует монолитную структуру из плотно упакованных магнитных элементов, то реализуется механизм Ноблоха-Вейса (магнито-конвективная модель), на границах этого монолита может работать механизм Обридко-Паркера (колебательная конвекция).

Пятая глава

В параграфе 5.1 делается обзор альтернативных теорий для объяснения генерации колебаний, как в пятнах, так и в спокойной фотосфере. В результате выполненных компьютерных расчетов простых моделей с учетом магнитного поля отдается предпочтение моделям резонаторов: хромосферного резонатора на ММЗ захваченных волнах и фотосферного — на БМЗ. Отмечается, что в случае модели с нежесткими границами расчеты показали комбинированный вариант резонатора.

В параграфе 5.2.1 проведен расчет фотосферного резонатора для модели Томаса-Шейера. Полученный спектр колебаний полностью совпадает с наблюдениями. Отмечено, что резонатор на БМЗ волнах слабо зависит от величины магнитного поля.

В параграфе 5.2.2 проведен расчет фотосферного резонатора для нежестких границ. Решена полная система дифференциальных уравнений 6-го порядка. Показано, что альфвеновские р-волны возбуждают в тени пятна магнито-гравитационные, которые уносят до 10% энергии через боковые стенки. В связи с проблемой колебаний вещества и магнитного поля в тени пятна весьма важным представляется расчет спектра собственных колебаний резонатора для магнитогравитационных волн. Эффективность механизма особенно очевидна на периодах колебаний ~ 300-330 сек. Показано, что учет стратификации приводит к замене БМЗ резонатора на резонатор, в котором захвачены МГ — волны. Более того, реально существующая граница тень-полутень может "запереть" волновод для ММЗ —волн в горизонтальном направлении, что приведет к отбору волновых чисел и регуляризации пространства пятна.

В параграфе 5.3.1 представлена обработка наблюдений колебаний магнитного поля в тени пятен. Наблюдения выполнены в июле 1994 г. на горизонтальном солнечном телескопе ГАО РАН с помощью телевизионного магнитографа. Регистрировались колебания продольной составляющей магнитного поля в ядрах нескольких небольших солнечных пятен вблизи центра диска. Для получения магнитограмм используется электронный аналог фотографического метода Лейтона. Основной наблюдательный материал был получен с 1998 по 2003 года на солнечном горизонтальном телескопе АЦУ-5 с помощью спектрогелиографа-магнитографа на CCD матрице.

В параграфе 5.3.2 исследованы колебания вещества (лучевых скоростей). Колебания определялись в трех спектральных линиях, образующихся на разных высотах атмосферы Солнца. Показано, что размеры колеблющихся "пятиминутных" элементов находятся в пределах 5"-8". Пятиминутный пик в полутени чуть меньше, чем пик в спокойной фотосфере, однако, он явно присутствует. В тени пятна высота пятиминутного пика еще ниже, но все же, он еще заметен. В двух других пятнах (Табл.12) также наблюдалось существенное падение амплитуды колебаний лучевых скоростей в тени пятна. В тени и полутени пятна амплитуды колебаний резко падают, при этом падение тем сильнее, чем выше слой образования спектральной линии. Так на высоте образования линии Fel Х6494.99 колебаний в тени пятна не наблюдается. Этот факт подтверждает выводы расчетов модели фотосферного резонатора для МГ захваченных волн. Во всех трех линиях, на общих панорамных картах колебаний лучевых скоростей в пределах пятна наблюдаются подобные образования, размеры которых составляют 4 "-5".

В параграфе 5.3.3 рассмотрены колебания магнитного поля в тени пятна. Флуктуации м.п. измерялись по магниточувствительной спектральной линии Fel 8468А ( X2*g = 215). Наблюдения продолжались в течение 40-60 минут. Найдено, что наибольшую амплитуду имеют "пятиминутные " колебания расположенные в полосе частот 2.5-4.5 mHz. Размеры колеблющихся элементов находятся в пределах 3.5"-5.5". В наблюдениях 26 июля на щели было видно два пятна, в одном из которых присутствовали колебания м.п. с периодами 3,7 мин и 3,1 мин, а в другом — 3,1 мин. В наблюдениях 21 августа наблюдается период 5,5 мин. Исследуя вейвлет спектры, построенные по центральным сканам в тени пятен, показано, что колебания той или иной частоты проявляются в виде кратковременных всплесков. Так, например, колебания с периодом 5-минут длятся около 20 минут и затухают. Такой характер колебаний наблюдается и в других пятнах и является, по-видимому, характерной особенностью колебаний м.п. в тени пятен.

В параграфе 5.3.4 рассмотрены долгопериодические колебания магнитного поля. Интервалы записи составляли 130-180 минут. Наблюдения велись в спектральной линии Fel А.5250.2А (X2*g -83) Отмечено, что ранее другими авторами уже наблюдались колебания м.п. в тени пятен, но интервал периодов от 5 до 35 минут не исследовался. Если же взять отдельный скан в тени пятна, то в нем долгопериодическое колебание с периодом -35 мин наблюдается в течение 106 минут, т.е. вспышка колебаний длится 2-3 периода. Мы уже неоднократно отмечали, что такой вид колебаний характерен не только для этой компоненты. Так, для пятна наблюдаемого 10.05.2002г., (продолжительность серии ~ 130 мин.) в спектре колебаний наблюдается один высокий пик с периодом ~32 мин. и несколько невысоких, среди которых выделяются колебания с периодом ~ 12 мин. Отмечено, что в то время как 3-5 минутные колебания занимают небольшие площадки, колебания с периодами в десятки минут охватывают, по-видимому, почти все пятно. Сами колебания появляются в виде коротких цугов волн, т.е. возбуждаются лишь на некоторое время. Их длительность, как правило, составляет 3-4 периода.

Научная новизна работы. Используя различные методы обработки высококачественных снимков в поле яркости, впервые найдена промежуточная структура размером 3"-5". Показано, что данная структура обусловлена нисходящими течениями - плюмами и непосредственно связана с магнитным полем и потому особенно четко видна на границах мезогранул и супергранул, а время ее жизни превышает 17т. Четкость структуры в пограничных областях определяется ее динамикой - размер зоны регулярности здесь в 2-3 раза превышает зону регулярности для центральных частей мезогранул и супергранул.

Впервые показано, что в поле скорости именно 4" элемент, проникая в верхнюю фотосферу, остается наиболее стабильным, определяя колонко-образную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам. Показано, что в пятнах элемент такого масштаба существует и образует агрегат маломасштабных структур. Являясь основным структурным элементом пятна, он определяет его устойчивость («живучесть»).

Впервые выполнены расчеты низкочастотных колебаний тени пятна с учетом линейного взаимодействия волн. Проведен анализ высокочастотной ветви спектра собственных колебаний тени пятна для магнито-акустико-гравитационных волн в условиях не жестких границ. Выполнены расчеты линейной трансформации волн, оценен поток энергии, уносимый через боковые границы.

Показано, что эффективное поглощение р-мод в пятне идет на частотах, соответствующих периодам 300-3 ЗОсек. 5 минут).

Впервые показано, что альфвеновские р-волны - это ММЗ, и оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

По наблюдениям обнаружено, что над пятном существует зона превышения амплитуды колебаний скорости — зона эффективной трансформации в МГ-волны.

На защиту выносятся следующие положения:

1. Результаты исследования тонкой структуры поля яркости фотосферы свидетельствуют, что кроме гранул, мезогранул и супергранул к основным масштабам образований в фотосфере относятся протогранулы. Найденные свойства последних показывают, что масштаб протогранул занимает важное место в организации структуры как спокойных, так и, особенно, слабовозбужденных областей фотосферы.

2. Результаты исследования тонкой структуры поля скоростей фотосферы на разных высотах также указывают на существование этих четырех масштабов образований. Именно протогранульный элемент, проникая в верхнюю фотосферу, остается наиболее стабильным, определяя колонкообразную вертикальную структуру поля макроскоростей: показатель когерентности на данной структуре высок и остается максимальным по отношению к другим структурным единицам.

3. Результаты исследования структуры тени пятна показали, что основную роль в эволюционном развитии и распаде его играют темные ячейки размером 3-4,5".

4. Результаты расчетов показали, что эффективное поглощение р-мод в пятне идет на частотах, соответствующих периодам 300-3ЗОсек. (~ 5 минут). Альфвеновские р-волны - это ММЗ, в этом случае, оба метода расчета: метод прохождения ММЗ через тень пятна (фильтр) и метод расчета собственных частот (резонатор) дают согласующиеся результаты.

5. Разработан метод учета атмосферного дрожания при обработке наблюдений магнитного поля в пятне, который позволил выделить слабые сигналы коротко- и долгопериодических колебаний магнитного поля в тени пятна.

Структура работы

Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 203 наименований. Общий объем диссертации 184 страниц, в том числе 55 рисунка, 13 таблиц. Представленная диссертация является результатом работ, выполненных в 19982004г.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Ефремов, Вячеслав Иванович

Выводы:

1. Амплитуды пятиминутных колебаний лучевых скоростей в тени пятна ниже, чем в окружающей фотосфере.

2. Амплитуды пятиминутных колебаний лучевых скоростей в тени пятна уменьшаются с высотой.

3. Определена фазовая задержка с высотой колебаний лучевой скорости в фотосфере. Топологическое подобие карт делает практически невозможным изменение спектральных характеристик с высотой. Это означает, что колебания во всем исследуемом слое (Ah =300 км) обусловлены одним комплексом процессов.

V.3.3 Колебания магнитного поля в тени пятна

Впервые колебания м.п. в пятне наблюдали Могилевский, Обридко, Шельтинг [199], а затем и другие [200-204]. При этом, наряду с 5-минутными наблюдался целый спектр колебаний с более короткими периодами, вплоть до 18 сек (см табл.10). Однако, другие авторы либо их не находили [201], либо приписывали наблюдаемым искажениям [202]. Случалось и такое, что некоторые авторы в одних пятнах обнаруживали колебания м.п., а в других — нет [203].

Интерес к этому исследованию возрос в последние годы в связи с проблемой механизма переноса энергии в пятне и построением модели пятна. Как следует из [205-206], в пятнах были обнаружены 5-ти и 3-х минутные колебания напряженности м.п., причем в [206] они изучались по наблюдениям с борта SOHO. При этом, было установлено, что колеблются в основном только небольшие площадки в пятне и преимущественно вблизи границы тень-полутень. В одной из последних работ [207] указывается на повышенную мощность вариации м.п. на границе между тенью и полутенью пятна, а также в малых пятнах и порах, для всего частотного диапазона. Хотя этот результат и согласуется с теоретической моделью предложенной Жугждой, Бальтазаром и Шмидтом [208], а именно, в малых пятнах амплитуда колебаний м.п. больше чем в больших пятнах, и в них амплитуда максимальна на границе тень-полутень, однако, судя по тексту статьи, вопрос об исключении атмосферных влияний остался открытым.

Магнитное поле пятна измерялось нами по магниточувствительной линии Fel 8468А ( X,2*g = 215). В течение пяти дней были получены 40-60 минутные серии наблюдений м.п. (Табл.13). Для всех серий наблюдений были вычислены спектры мощности колебаний напряженности м.п. и непрерывного спектра с предварительным снятием низкочастотного тренда.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Исследование тонкой структуры фотосферы и тени пятна, проведенные в настоящей работе, основаны на анализе высококачественного наблюдательного материала. Так, изучение прямых снимков, полученных с высоким пространственным разрешением (-0.25") с применением различных методов обработки, позволило выявить в поле яркости солнечной фотосферы четыре основных масштаба образований: гранула, протогранула, мезогранула и супергранула. Кроме того, по картам с применением вейвлет анализа прослеживаются еще две невысокие моды масштаба 6,5" и 20".

Впервые выделен и изучен масштаб протогранул 3-5". В организации общего поля грануляции этот масштаб занимает важное место. Его реальность подтверждается, в частности, наличием на гистограмме «число структур - размер» глубокого минимума между гранулами и протограну-лами. Время жизни протогранул заметно больше время жизни гранул (>17ш). На границах протогранул отмечается усиление напряженности магнитного поля. Если в "спокойных" площадках фотосферы протограну-лы выявляются со слабым контрастом, то в местах усиления напряженности магнитного поля они видны достаточно отчетливо. Таким образом, даже в спокойных областях на границе супергранул, где магнитное поле усилено, они проявляются более четко, при этом их размеры, как и гранул, несколько уменьшаются. Этим в частности объясняется изменения характеристик тонкой структуры от места к месту (локализация структур) на поверхности спокойного Солнца. Гранулы и протогранулы обусловлены, по-видимому, одним механизмом генерации. Важная роль масштаба протогранул определяется в большей степени не величиной контраста яркости, а доменной структурой окружающего магнитного поля. Ниспадающий элемент, в областях границ протогранул, обеспечивает над собой область с пониженным давлением, а это, в свою очередь, адвекцию тепла к границам структуры. Магнитное поле, при этом, сносится не к границам гранул, а к границам протогранул, образуя "домены" с характерным масштабом 3"-5" и временем жизни ~ часа, что значительно больше, чем среднее время жизни гранул. Это получает подтверждение в результатах исследования лучевых скоростей на разных высотах. Так, пик в спектре мощности в интервале частот соответствующий размерам протогранул (рис.316), наблюдается во всех спектральных линиях и непрерывном спектре. Максимальная амплитуда пика приходится на границу супергранулы. Дискретные образования в поле яркости, - гранулы и, особенно протогранулы, имеют высокую корреляцию с аналогичными масштабами в поле скорости: показатель когерентности ~ 0,8 до высот ~ 250-300км. Это означает, что часть прогретых конвективных элементов может проникает на большие высоты фотосферы.

Если в спокойной и слабовозбужденной фотосфере, как мы установили в гл. II и III, магнитное поле при структуризации солнечной поверхности играет лишь заметную роль, то в активной области и, особенно, в пятне влияние его существенно. Исследование пяти лучших снимков пятна, полученных на СССО в третьем полете показывает, что в структуре тени пятна наблюдается набор темных ячеек размерами 1-1,5" (тип I) и 3-4,5" (тип II). На стыках ячеек типа I наблюдаются светлые точки тени. Интенсивность ячеек типа II зависит от плотности упаковки ячеек типа I. В соответствие с этим определяется размер и яркость светлых точек тени.

Изучение эволюции ряда пятен на протяжении нескольких суток показало, что в строении и эволюции пятна основная роль принадлежит ячейкам типа II. Распад пятна происходит путем фрагментации его на ячейки II, а затем и на ячейки типа I. Ход эволюции и структурообразова-ние в тени и полутени пятна получает наиболее полное объяснение, если представить магнитное поле пятна как набор магнитных жгутов — трубок размером I и II. В такой модели тени пятна, могут действовать оба известных альтернативных механизма переноса энергии: Ноблоха-Вейса (центральная часть пятна) и Обридко-Паркера (периферия).

Теоретические расчеты прохождения Альфвеновских р-волн в условиях открытых границ показывают, что над пятном существует зона, в которой они эффективно трансформируются в МГ-волны. Если при расчете предположить, что р-моды - это замедленные магнитозвуковые волны, то оба метода расчета: метод прохождения (фильтр частот) и метод расчета собственных частот (резонатор) дает непротиворечивые результаты. Амплитуда колебаний должна в этой зоне увеличиваться, а затем спадать с высотой. Дествительно, такое поведения амплитуды поля скоростей было подтверждено в наблюдениях по спектральным линиям образующихся на разных высотах.

Приведенные в диссертации исследования показывают, что колебания м.п. в тени пятна с периодами 3-5 минут наблюдаются не во всех пятнах. Возможно, это связано с тем, что возбуждение колебаний м.п. носит характер коротких цугов локализованных в небольших площадках тени.

Долгопериодические колебания м.п. в интервале периодов 10-50 минут наблюдаются также виде непродолжительных всплесков, но действуют на значительно большей площади пятна.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Ефремов, Вячеслав Иванович, 2004 год

1. Гершуни Г.З., Жуховицкий Е.М. Конвективная устойчивость несжимаемой жидкости. -М.: Наука. 1972. 392с.

2. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Гидродинамика. Т.8 -М.: Наука. 1986. 736с.

3. Монин А.С. Теоретические основы геофизической турбулентности. — Гидрометиздат, 1988. 424с.

4. Гетлинг А.В., Формирование пространственных структур конвекции Рэлея-Бенара. УФН Т. 161 №9. С1.

5. Busse F.H., Hydrodynamic Instabilities and the Transition to Turbulence/Eds. H.L. Swinny, J.P.Gollub.- Berlin: Springer-Verlag, 1981

6. Федер.Е. Фракталы. M.: Мир, 1991 .-254 с.

7. Гленсдорф П., Пригожин И. Термодинамическая теория структуры, устойсивости и флуктуаций. -М.: Мир, 1973.

8. Clever R.M., Busse, F.H. //Nonlinear oscillatory convection. — 1987, J. Fluid Mech., v.176, p.403.

9. Гершуни Г.З., Жуховицкий E.M., Непомнящий A.A Устойчивость конвективных течений.-M.: Наука. 1989. 320с.

10. Ziedentopf Н., // Konvektion in Sternatmospheren.I. Astron. Nachrichten. -1933.247. 297-306.

11. Bohm-Vitense, E.: 1961/ Considerations on Localized Velocity Fields in Stellar Atmospheres: Aerodinamic Phenomena in Stellar Atmospheres, IAU Symp. 12, Nuovo Cim. Suppl. Ser. 10 v.22, p.330

12. Oda N. // Morphological Study of the Solar Granulation. Ill: The Mesogranulation -1984, Solar Phys. v.93.243

13. Plaskett, H.H.: // Solar Granulation. 1936, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. v.96, p.402

14. Гетлинг A.B. // Формирование пространственных структур конвекции Рэлея-Бенара. 1991. УФНт.161 №9.

15. Richardson, R.S. and Shwarzschild, М. // On the Turbulent Velocities of Solar Granules. 1950. Ap.J. v. 111. 351

16. Schatzman, E. : // Sur une Nouvell Theorie de la Granulation Solaire. II: Propagation dans une Atmosphere Isotherme. -1954, Bull.CI. Sci. Acad. Roy. Belgique. 40. 139

17. Крат В.А, Шпитальная A.A. О движении плазмы в поле солнечной грануляции. Солнечные данные. 1974. №2. С. 63-69.

18. Krat V.A., Karpinsky V.N., Pravdjuk L.M.- Solar Phys., 26. 305.

19. Крат В.A. Флуктуация яркости на солнечном диске и яркость гранул. 1960, Солнечные данные. 1960. №10. С. 63-69.20. Прокофьева И.А. 1957г.

20. Lighthill M.J. 1953. Proc. Roy. Soc. A211.564

21. Moore R.L. 1967. IAU Symp., 28. 405.

22. Карпинский B.H. //Отсутствие корреляции между яркостью и лучевой скоростью в тонкой структуре нижней фотосферы Солнца. Письма в Астр, журнал, 1979, 5, №10, с.552-556.

23. Кушнир М.В. // О тонкой структуре распределения вертикальных скоростей в атмосфере Солнца. 1983, Солн. данные, №10, с.80-87.

24. Ефремов В.И., Ихсанов Р.Н., Кушнир М.В. // Тонкая структура поля скоростей фотосферы. Спектр мощности и когерентность. 1987, Солн. данные, №3, с.87-94.

25. Абдусаматов Х.И., Златопольский А.Г. // Движение вещества и его связь с тонкой структурой фотосферы. — 1993, Солн. данные, №4, с.67-74.

26. Карпинский В.Н. // автореф. Док. дисс(СД №4,1993г.)

27. Mattig,W., 1980, Astron. Astrophys. 83,129

28. Durrant С. J., Nesis A., // Vertical structure of the Solar Photosphere. -1982. Astron. Astrophys., 111, 272.

29. Wiehr E., Kneer F. // Spectroscopy of the Solar photosphere with high spatial resolution. 1988. Astron. Astrophys., 195, 310.

30. Durrant C.J., Nesis A., Mattig W.//Overshoot of horizontal and vertical velocities in the deep Solar photosphere. -1982. Astron. Astrophys., 201, 153.

31. Muller R., Roudier Th. // The structure of the solar granulation. — Solar Physics, vol. 107, no. 1, 1987, p. 11-26

32. Espagnet O., Muller R., /Roudier Th., Mein N. //Turbulent power spectra of solar granulation. 1993, Astron. Astrophys., 271, 589

33. Brandt, P.N., Greimel, R., Guenther, E., Mattig, W.//Applying Fractals in Astronomy, edited by Andre Heck and Jean M. PErdang. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York. Also Lecture Notes in Physics, 1991 vol 3, p.77

34. Ledoux, P.; Schwarzschild, M.; Spiegel, E. A. //On the Spectrum of Turbulent Convection.- Astrophysical Journal, vol. 133, p. 184.

35. Title,A.M.,Topka,K.P.,Tarbell T.D.,Schmidt W.,Balke C. and Scharmer G., 1992, Ap.J.,393,782.

36. Nordlund, A: 1984a in S.L.Keil (ed.), Small-Scale Dynamical Processes in the Solar and Stellar Atmospheres, Sac.Peak Obs., Sunspot, New Mexico, p.174.

37. Stein, R.f., Nordlund, A., Kuhn,A.: 1989 Solar and Stellar Granulation, Kluwer Academic Publ.,Dordrecht, Holland, p.381.

38. Steffen,M., Gigas,D., Holweger,H., Kruss,A. and Ludwig,H.-G.: 1990 in Solar Photosphere: Convection and Magnetic Fields, Kluwer Academic Publ.,Dordrecht, Holland, p.213.

39. Gadun, A.S. and Vorob'yov, Yu.Yu: 1995, Solsr Phys. 159, 45.

40. Rast, M.P. The scales of granulation, mesogranulation and supergranulation, Ap.J. 597: 1200-1210, 2003 November 10.

41. Rast, M.P., Nordlund, A., Stein, R.F. &Toomre, J. 1993, Ap.J., 408, L53

42. Rast, M.P., Toomre, J. 1993, Ap.J. 419, 224.

43. Ikhsanov R.N., Parfinenko L.D., Efremov V.I.//Solar Phys. 1997 v.l70,p.205

44. Rast, M.P., 1991 in Challenges to Theories of the Structure of Moderate Mass Stars, ed. D.Gough & Toomre (Berlin: Springer), 179.

45. Krishan, V. //Inverse Cascade in Hydrodynamic Turbulence and its Role in Solar Granulation.- 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.329.

46. Наговицин Ю.А., Изучение свойств пространственной картины флуктуаций яркости в фотосфере Солнца на основе аналогий с нелинейной механикой. Известия ГАО №212, 1998.

47. Hansky, A. //Photographies de la granulation solaire faites a Poulkovo. -1905, Mitteilungen der Nikolai-Hauptsternwarte zu Pulkowo, №1, p.81-84.

48. Janssen J.P. //Annales de L'observatore D'astronomie Physique de Paris (Meudon). 1896.

49. Bray R.J., Loughhead R.E., Dun-ant C.J., -1984,The Solar Granulation (Cambridge Univercity Press).

50. Окунев O.B., Правдюк JI.M. // Пространство-временная структура фотосферного поля яркости. В сб. Крупномасштабная структура солнечной активности достижения и перспективы. 1999, С.205

51. Efremov,V.I., Ikhsanov, R.N. -2004, Proceedings IAU Symposium No. 223.

52. Правдюк JI.M., Капинский B.H., Андрейко A.B. // Солн.данные 1974 №2 c.70-83

53. Э.Прист. 1985, M. Мир. Солнечная магнитогидродинамика.

54. Brandt P.N.,ET, 1989, Solar and Stellar Granulation , NATO т.263,р.305 // Vortex Motion of the Solar Granulation.

55. Namba, O. and Diemel, W.E.: 1969, Solar Phys. 7,167

56. Rosch, J. //Observations sur la Photosphere Solaire., 1959, Ann. Astrophys.22, 584.

57. Mehltretter, J.P. //Ballone-Borne Imagery of the Solar Granulation II: The Lifetime of Solar Granulation. 1978, Astron. Astrophys. 62, 311.

58. Title, A.M., and SOUP team //Flow, random motions and oscillations in solar granulation derived from the SOUP instrument on Spacelab2. 1989, Solar and Stellar Granulation, NATO Ser.,v. 263 p.225.

59. Kawaguchi, I. //Morphological study of the Solar Granulation II: The fragmentation of Granules. 1980, Solar Phys. 65, 207.

60. Dialetis, D., Macris, C., Prokakis, T. And Sarris, E. //The Lifetime and Evolution of Solar Granules. 1986, Astron. Astrophys. 168, 330.

61. Dialetis, D., Macris, C., Muller, R. and Prokakis, T. // A Possible Relation between Lifetime and Location of Solar Granules.- 1988, Astron. Astrophys. 204, 275.

62. Dialetis, D., Macris, C., Muller, R. and Prokakis, T. //On the Granule Lifetime Near and Far Away from Sunspot. 1989, Solar and Stellar Granulation. NATO ser. Vol. 263 p.327.

63. Carlier, A., Chauveau, F., Hugon, M. and Rosch, J. // Cinematographi a Haute Resolution Spatiale de la Granulation Photospherique.- 1968. Compt. Rend. Acad. Sci. Paris B, 266, 199.

64. Namba, O. // Evolution of'Exploding' Granules. 1986, Astron. Astrophys. 161,31.

65. Hirzberger, J. Bonet, J.A., Vazquez, M.& Hanslmeir, A. 1999a, Ap.J., 515, 441.

66. Hirzberger, J. Bonet, J.A., Vazquez, M et.al. Ap.J. 1997, 480, p406

67. Title, A.M., Tarbell, T.D., Simon, G.W., and the SOUP team //White-Light Movies of the Solar Photosphere from the SOUP Instrument on Spacelab2. -1986, Adv. Space Res. 6, № 8, p.253.

68. Bray, R.J., Loughhead, R.E, and Durrant, C.J. // Solar Granulation. 1984. Cambridge Press, Cambridge.

69. Alissandrakis, C.E., Dialetis, D. and Tsiropoula, G //Determination of the Mean Lifetime of Solar Features from Photographic Observation. 1987 Astron. Astrophys. 174,275.

70. Kawaguchi, I. 1980 Sol.Phys., 65, 207

71. Bahng, J., Schwarzschild, M. //Lifetime of Solar Granules. 1961, Astrophys. J. 134, 312.

72. Graves, J.E. and Pierce, A.K. //The Morphology of Solar Granulations and Dark Networks. 1986, Solar Phys., 106, 249.

73. Namba, O., Diemel, W.E. Solar Physics, 87, p.243

74. Roudier, Th. and Muller, R. //The structure of the solar granulation. — 1986, Solar Phys., 107, 11.

75. Espagnet, O., Muller, R., Roudier, Th., and Mein, N. // Turbulent power spectra of solar granulation. — 1993, Astron. Astrophys. 271, 589.

76. Karpinsky, V.N. //Properties of the solar granulation. 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.67.

77. Mandelbrot, B. 1977, Fractals .Freeman, San Fracisco.

78. Наговицын Ю.А. // О фрактальной структуре картины крупномасштабных флюктуаций яркости на Солнце. Известия Г АО №211, 1996

79. Bray, R.J. 1982, Solar Phys., 77, 299.

80. Карпинский В.Н., Правдюк JI.M. // 1972, Солнечные данные №10, с.79

81. Nordlund, A: 1984a in S.L.Keil (ed.), Small-Scale Dynamical Processes in the Solar and Stellar Atmospheres, Sac.Peak Obs., Sunspot, New Mexico, p. 174.

82. Altrock, R.C. //The Horizontal Variation of Temperature in the Low Solar Photosphere. 1976, Solar Phys.47, 517.

83. Keil, S.L. and Canfield, R.C. //The Height Variation of Velocity and Temperature Fluctuations in the Solar Photosphere. 1978, Astron. Astrophys. 70, 169.

84. Durrant, C.J. and Nesis, A. //Vertical Structure of the Solar Photosphere. -1981. Astron. Astrophys. 95, 225.

85. Карпинский B.H //Фотометрический профиль гранулы и горизонтальные производные яркостной температуры в грануле. —1980, Солнечные данные №1, с.

86. Карпинский В.Н //Морфологические элементы и характеристики тонкой структуры поля яркости фотосферы вблизи центра Солнца. -1980, Солнечные данные, №7, с.

87. Kneer, F.J., Mattig, W., Nersis, A.,and Werner, W. //Coherence Analysis of Granular Intensity. 1980, Solar Phys. 68, 31.

88. Ikhsanov, R.N., Parfinenko, L.D., Efremov, V.I. //On the Organization of Fine Structure of thr Solar Photosphere. 1997, Solar Phys. 170, p.205.

89. Canfield, R.C. //The Height Variation of Granular and Oscillatory Velocities. 1976, Solar Phys. 50, p.239.

90. Keil, S.L. //The Interpretation of Solar Line Shift Observation. 1980, Astron. Astrophys., 82, 144.

91. Durrant, C.J., Mattig, W., Nesis, A., Reiss, G., and Schmidt, W // Studies of Granular Velocities. VIII: The Height Dependence of the Vertical Granular Velocity Component. 1979,Solar Phys., 61, 251.

92. Durrant, C.J., Nesis, A., //Vertical Structure of the Solar Photosphere.- 1981, Astron. Astrophys., 95, 221.

93. Durrant, C.J., Nesis, A., //Vertical Structure of the Solar Photosphere II: The Small-Scale Velocity Field.- 1982, Astron. Astrophys., Ill, 272.

94. Обридко В.Н./ Солнечные пятна и комплексы активности, М., Наука, 1985

95. Bassgen, М., and Deubner, F.-L. //On the Magnitude and the Height Dependence of the Granular Vertical Flow Velocity. 1982, Astron. Astrophys., 111, LL

96. Nesis, A., Mattig, W. //The Height Dependence of Vertical and Horizontal Velocities Attributed to the Convective Overshoot in the Solar Atmosphere. 1989, Astron. Astrophys., 221, 130.

97. Deubner, F.-L. // Has Turbulent Granular Decay Been Observed? 1988. Astron. Astrophys., 204, 301.

98. Foster, T.D. J. Fluid Mech. 1969, v.37, p.81

99. Krishnamurti, R. //J. Fluid Mech. 1970, v.42, p.295

100. Busse, F.H., Whitehead, J.A. // J. Fluid Mech. 1974, v.66, p.67

101. Krishan, V. //Inverse Cascade in Hydrodynamic Turbulence and its Role in Solar Granulation.- 1990, in: Stenflo J.O.(ed.) Solar Photosphere: Structure, Convection, and Magnetic Fields. Proc. IAU Symp.138 Kiev, USSR, Kluwer, Dordrecht, p.329.

102. Leighton, R.B, Noyes, R.W., Simon, G.W. -1962, Astrophys.J., 135, 474.

103. Deubner, F-L, 1971, Sol. Phys., 17, 6.

104. Giovanelli, RG. 1980, Sol. Phys., 67, 211.

105. Rimmele, T. & Schroter E.H.,1989 A&A, 221, 137.

106. Hathaway,D.H., Beck J.G., R.S.,Han, S., & Raymond, J., 2002, Sol.Phys. 205, 25.

107. Simon, G.W., 1967, Z.Astrophys., 65, 345.

108. November, L.J. & Simon, G.W., 1988, Ap.J., 333, 427 .

109. Wang, H.& Zirin,H, 1988, Sol. Phys., 115, 205.

110. Muller,R., et al. 1992, Nature, 3 56, 322.

111. November, L.J., Sol. Phys., 154, 1.

112. De Rosa,M., Duvall, T.L. & Toomre,J., 2000, Sol. Phys., 192, 351.

113. Simon, G.W.,& Leigthon, R.B., 1964, Ap.J. 140, 1120.

114. Miller, P., Foukal, P. & Keil, S.1984, Sol.Phys., 92, 33.

115. Ихсанов P.H., 1970. Солн. данные, №4. с. 108.

116. Ихсанов Р.Н., //О некоторых общих свойствах структуры солнечных магнитных полей. 1975, №2, с.91.

117. Bumba, V., Howard, R. // 1965, Astrophys.J., 141, 1492.

118. Muller R.,et. al. -1988, Sol.Phys., v. 126, p.53

119. November, L.J., Toomre, J., Grebbie, K.B., and Simon, G.W. —1981, Astrophys. J., 245, LI23.

120. Wang, H. // Do mezogrannulation exist? 1989, Solar Physics, 123, 21.

121. Kouchmy, S., Lebecq, C. 1986, Astron. Astrophys., 169, 323.

122. Oda, N. 1984, Solar Physics, 93, 243

123. Rieutord,M; Roudier,T; Malherbe, J.M. et al (2000-03-07) oai: arXiv.org: astro-ph/0003094

124. D.-Y.Chou, C.-S. Chen, K.-T.Ou, and C.-C. Wang, 1992, Ap.J. 396,333.

125. Ueno, S. & Kitai,R. 1998, PASJ,50,125.

126. Shine,R.A., Simon G.W.,& Hurlburg,N.E., 2000, Sol.Phys. 193, 313.

127. Brandt, P.N., Scharmer, G.B., Ferguson, S., Shine, R.A., et al. -1988, Nature 335, 238.

128. Muller, R //The Fine Structure of the Quiet Sun 1985, Solar Physics,100, 237.

129. Mattig W., Mehltretter J.P.,Nesis A., Study of Granular Velocity, I. Granular Dopier Shifts and Convective Motion. -1969, Solar Phys., 10, 254-261.

130. Namba O., Diemel W.E., A Morphological Study of the Solar Granulation, -1969, Solar Phys., 7, 178-186.

131. Leighton R.B., The Solar Granulation, Ann. Rev. Astron. Astrophys.,1963, 1, 19-40.

132. Edmonds F.N.,Jr., A Statistical Photometric Analysis of Granulation

133. Across the Solar Disk, -1962, Astrophys. J. Suppl., 6, 357-406.

134. Wilson P.R., Temperature Fluctuations in the Solar Photosphere, -1969,1. Solar Phys.,6, 364-380.

135. Зирин Г., Солнечная атмосфера, М., Мир, 1969.

136. Beckers J.M., Parnel R.L., The Interpretation of Velocity Filtrograms, II,1969, Solar Phys., 9,39-50.

137. Kirk J.G., Livingston W.C., A Solar Granulation Spectogram, -1968,1. Solar Phys.,3,510-512.

138. Betcov,R & Criminale,W.O., Stability of parallel flows, Academic Press,1. Ch III., 1967.

139. Wiess, N.O. Nuture, 1992, v.356.

140. Вахтов B.H., Ефремов В.И., Ихсанов P.H., Кузнецов B.B.,

141. Парфиненко JI.Д. Микрофотометрический комплекс МФК-200,1996, Известия ГАО, № 211, С213.

142. Коеп, С. Significance testing of periodogram ordinates, 1990, Ар.,J. 348,700.

143. Никонов O.B., Никонова E.C., Ефремов В.И. 1999, Трудыконференции: Крупномасштабная структура солнечной активности. Достижения и перспективы.с.199.

144. Никонов О.В., Никонова Е.С,1999, Труды конференции: Крупномасштабная структура солнечной активности. Достижения и перспективы.с. 193.

145. Никонов О.В., Ефремов В.И.,Никонова Е.С.,1998, Трудыконференции: Новый цикл активности Солнца: наблюдательный и теоретический аспекты. С. 133.

146. Krat V.A.,Karpinsky V.N.,Sobolev V.M. Space Research XII. 1972 v. 12,рЛ 713.

147. Правдюк Л.М., Карпинский B.H., Андрейко А.В. Солн.данн1974,2, с.70

148. О'Нейл Э. Введение в статистическую оптику, М., Мир, 1966.

149. Roudier Т., Muller R./ Sol.Phys., 1986, 107, p. 11

150. Hirzberger J., Vazquez M., Bonet J.A., Yanslmeier A., Sobotka M./ ApJ.,1997, 480, p.406

151. Харкевич А.А./ Спектры и анализ, М., ФМЛ, 1962

152. November L.J., Simon G.W./ Ap.J., 1988, 333, p.427

153. Muller R., Auffret H., Roudier Т., et al./ Nature, 1992, 356,p.322

154. Rast M.P. Ap.J., 1995, 443, p.863

155. Ефремов В.И., Ихсанов P.H. Известия ГАО, 1994,№208,с.104

156. Koutchmy S., Lebecq С./ А.Ар., 1986, 169, р.323

157. Mitchell W.E.Jr./ Sol.Phys., 1982, 80, р.З

158. Рабинович М.И.,Сущик 1983г.,УФН т. 153 Когерентные структуры в турбулентных течениях.

159. Blackwell D.E., Menon S.L.R., Petford A.D., 1983, MNRas 204, 883В.

160. Гуртовенко Э.А., Шеминова В.А.,1983,АЖ,т.60,с.985 // Еще раз о Глубине Образования Фраунгоферовых Линий.

161. Гуртовенко Э.А., Костык Р.И., 1989, Фраунгоферов спектр и система солнечных сил осцилляторов.Киев, Наукова Думка.

162. Гуртовенко Э.А., 1985,Общее фотосферное поле скорости в области температурного минимума, предварительные результаты. АЖ.т.62,№1

163. Гуртовенко Э.А.,Шеминова В.А.,О различии в глубине образования слабых и крыльях сильных линий, 1985,АЖ,т.62,№5

164. Дерменджиев В.Н,. Спектральный анализ активности солнечных волокн. I. -1980,Солнечные Данные, №9, с.81-88.

165. Deubner, F.-L., The Sun as a Star, 1981, NASA, SP-450, p.75

166. Годун A.C.,Костык Р.И., Шеминова B.A., 1987, АЖ, т.64, с.1066.

167. Knobloch Е, Weiss N.O., M.N. 1984, 207,203

168. ParkerE.N.,Ap. J., 1979,234,333

169. Обридко В.Н.,Астрон.ж. 1974, 51,1272

170. Choudhuri A.R., Ap.J., 1986, 302, 809

171. Beckers J.M., Schroter E.H.// Solar Phys. 1968,4, 304

172. Wiehr E.//Astron.Astrophys., 1994,287, LI

173. Lites B.W., Bida T.A.Johannesson A., Schanner G.B., Ap.J.1991,373,683

174. Schmidt W., Balthasar H.// Asrt.Ap. 1994,283,241

175. Wiehr E., Degenhrdt D// Astron.Ар, 1993,278, 584

176. Tritschler A and Schmidt W.// Astron.Ap., 1997, 321,643

177. ChevalierS.//Ann.Obs.Zo-Sc, 1919,11 1310

178. Danielson R.//Ap.J., 1964,45

179. Krat V.A., Karpinsky V.N., Pravdjuk L.M.// Solar Phys., 1972,25,236

180. Ихсанов P.H.: Солн. данные//1972, 11,62

181. Ихсанов Р.Н.: Солн. данные// 1972,11,81

182. Grossman-Doerht U., Schmidt W., Schroter E.H.// Astron.Ap. 1986, 156,347

183. Ихсанов Р.Н.//Солн. данные: 1973,10, 74

184. Bumba V.and Suda J.//ВАС, 1980,31,101

185. Суда Я.// сб. "Физика солнечных пятен"(тр.УШ консульт.совещ. по физ. Солнца) М.,Наука, 1976,42

186. Ихсанов Р.Н.// Солн. данные: 1974,12, 81

187. Garcia De la Rosa J.I.// Solar Phys., 1987,112,49

188. Uchida,Y. and Sakurai,T., 1975, Publ.Astron.Soc.Japan, 27, 259.

189. Scheuer,M.A. and Thomas, J.H., 1981, Solar Phys. 71,21.

190. Thomas, J.H. and Scheuer,M.A., 1982, Solar Phys. 79,19

191. Zugzda Y.D., Locans,V.,Staude,J., 1983, Solar Phys.82,369

192. Zugzda Y.D.,Staude,J.,Locans,V, 1984, Solar Phys.91,219

193. Zhukov,V.I.,Efremov,V.I.,Nuraliev B.T., 1987, Solar Phys., 109,403

194. Thomas,J.H.,1985, Astron.Austr.J.Phys.,38,811.

195. Zhukov,V.I., 1985, Solar Phys.,98,39.

196. Geronicolas, E.A., 1977, Ap.J.,211,966.

197. Thomas,J.H.,1978 Ap.J.,225, 275.

198. Betchov,R.,Criminale,W.O.,1967 Stability of parallel flows,Academic press, Ch. III.

199. Parfinenko,L.D., solar Phys.,2003, 213, No2,291.

200. Могилевский Э.И.,Обридко В.Н.,Шелтинг Т.Д., Астр.Циркуляр 1972,№669,1

201. Gurman B.J. and House L.L.,1981, Solar Phys.71, 5

202. Thomas J.H.,Gram L.E. and Nye A.H., Ap.J., 1984,285, 368

203. Buchuran G., Phys.Solariterr,Potsdam, 1983, 20,29

204. Milovanov V.N.,1980 Solariterr, Potsdam, 1987,13,109

205. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д. ,1996, ФЖ, 73, №1, ЮЗ

206. Horn T.,Staude J.,Landgrat V., Solar Phys., 1987,172,69

207. Ruedi I., et.al., A&A, 1998, 335, L97

208. Balthazar H., Solar Phys., 1999, 187, 3 89

209. Zhugzhda Y., Balthazar H.,Staude J., 1999, A&A, 355, 347

210. Наговицина Е.Ю., 1990, Солн. данные, №5, 79.

211. Наговицин Ю.А, Вяльшин Г.Ф., 1990, Солн. данные, №9, 91

212. Гельфрейх и др., 2000, Joint European National Astronomy Meeting Moskov: GEOS, 119.

213. Вяльшин Г.Ф., Наговицин Ю.А, Гольдвари Т.Б., 2001,Межд. конфер. «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля»,с. 101.

214. Efremov,V.I., Ikhsanov, R.N., Parfinenko, L.D. -2004, Proceedings IAU Symposium No. 223.