ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 3, с. 211-219

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ И ЛОКАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ

¹Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения

радиоволн им. Н.В. Пушкова, Москва, Россия

²Институт солнечно-земной физики CO РАН, Иркутск, Россия

Поступила в редакцию 26.10.2018 г.; после доработки 23.11.2018 г.; принята к публикации 28.11.2018 г.

Анализ наблюдений колебаний в пятне по данным SDO AIA длительностью 6 ч показал, что мощные

поярчения в пятнах возникают в ячейках локальных колебаний. Обнаружено, что спектр локальных

колебаний искажается короткими импульсами, создаваемыми мощными поярчениями. Для одного из

одиночных поярчений удалось выделить неискаженный спектр локальных колебаний для этой ячейки.

Оказалось, что поярчение возникает на фоне локальных трехминутных колебаний. Сопоставление

наблюдений в каналах 1600

A и 1700

A показало, что самые мощные поярчения возникают на уровне

верхней фотосферы ниже температурного минимума. Мощные поярчения в пятнах наблюдаются в

виде одиночных или повторяющихся с интервалом порядка двадцати минут коротких импульсов. Это

отличает их от давно известных менее мощных поярчений, представляющих собой цуги импульсов с

интервалами порядка трех минут. Оба типа поярчений находят свое объяснение в рамках гипотезы о

существовании подфотосферного резонатора на медленных волнах и различных режимах его работы.

Ключевые слова: солнечные пятна, подфотосферный резонатор, поярчения в пятне, трехминутные

колебания.

DOI: 10.1134/S0320010819030070

ВВЕДЕНИЕ

собой. Пятенные поярчения прослеживаются во

всех слоях атмосферы пятна от фотосферы вплоть

Кратковременные повторяющиеся поярчения в

до короны (Шарма и др., 2017; Сыч, Ванг, 2018).

солнечных пятнах в линиях K и H хромосфер-

По оценкам Сентено и др. (2005), они имеют малый

ной линии Ca⁺ были открыты Беккерсом и Та-

пространственный размер (порядка 0.13^′′) и возни-

лантом (1969). Это явление было подтверждено

кают в результате прихода медленных волн из ниж-

рядом исследователей (Витманн, 1969; Джиова-

них слоев пятна по узким каналам вдоль магнит-

нелли, 1972). Вскоре Зирин и Штейн (1972) от-

ного поля. В хромосфере их амплитуда возрастает,

крыли бегущие волны в полутени и обнаружили

и они превращаются в ударные волны (Родригес и

их тесную связь с пятенными поярчениями. По-

др., 2013). В фотосфере пятна единственными объ-

чти одновременно были обнаружены трехминутные

ектами с такими малыми угловыми размерами яв-

колебания в пятнах (Беккерс, Шульц, 1972). По-

ляются так называемые яркие точки (Джесс и др.,

ярчения представляют собой последовательность

2012; Чудари, Шимицу, 2013; Прасад и др., 2015;

резких увеличений яркости, которые происходят с

Гударзи и др., 2016). Более того, оказалось, что

интервалом в три минуты (Руппе и др., 2003; Круз

яркие точки колеблются с периодами порядка трех

и др., 2013; Сыч, Накаряков, 2014). Они возникают

минут (Джесс и др., 2012; Чае и др., 2017; Эбади

случайным образом в различных местах тени пятна

и др., 2017). Таким образом, возможно, что именно

(Юань и др., 2014). Обнаружено (Сыч, Ванг, 2018),

яркие точки в фотосфере пятна являются источ-

что последовательность из нескольких поярчений

ником колебаний, которые из-за роста амплитуды

всегда находится внутри цуга трехминутных коле-

превращаются в нелинейные волны и наблюдаются

баний. В настоящее время не вызывает сомнения,

как хромосферные поярчения. Колебания в пятне

что трехминутные колебания, пятенные поярчения

распределены неравномерно по площади пятна с

и бегущие волны полутени взаимосвязаны между

локализацией в ячейках с малыми угловыми раз-

мерами (Джесс и др., 2012; Жугжда, Сыч, 2014;

^*Электронный адрес: YZhugzhda@mail.ru

Прасад и др., 2015; Чае и др., 2017). Амплитуды

211

212

ЖУГЖДА, СЫЧ

этих колебаний значительно превосходят амплиту-

этом магнитное поле в этих тонких струях оказы-

ды колебаний вне этих ячеек. Жугжда и Сыч (2014)

вается значительно слабее окружающего магнит-

предложили колебания, локализованные в ячейках

ного поля. Эти конвективные элементы, по общему

малых размеров, называть локальными, в отличие

представлению, и наблюдаются как яркие точки в

от нелокальных колебаний, рассредоточенных по

пятне. Параметры этих струй неплохо согласуются

всему пятну и связанных с усилением отдельных

с параметрами приближенной модели резонатора,

частей волновых фронтов (Сыч, Ванг, 2018), рас-

предложенной Жугждой (2018). Таким образом, в

пространяющихся вдоль магнитных трубок.

рамках данной модели локальные колебания долж-

ны быть взаимосвязаны с ярким точками в пятне,

В настоящее время не вызывает сомнения, что

в подфотосферных частях которых возникает резо-

источником колебаний в пятне являются подфото-

нанс на медленных волнах.

сферные слои. Жугжда и Сыч (2014) рассмотрели

Взаимосвязь локальных колебаний и поярчений

возможные сценарии возникновения локальных и

была рассмотрена Жугждой (2018). Оказалось,

нелокальных колебаний в рамках монолитной мо-

что все зависит от свойств подфотосферного резо-

дели пятна. Теория трансформации магнитограви-

натора на медленных волнах и режима его работы.

тационных волн (Жугжда, 1979; Жугжда, Джали-

В работе Жугжда и Сыч (2014) сделан вывод,

лов, 1981) позволила установить, что нелокальные

что наличие подфотосферного резонатора может

колебания, охватывающие всю площадь пятна, мо-

объяснить спектр трехминутных колебаний, если

гут возникать в результате трансформации круп-

фундаментальная частота резонатора соответству-

номасштабных быстрых волн в медленные нело-

ет периодам колебаний порядка десятков минут. В

кальные колебания (Жугжда, Сыч, 2014). Быстрые

этом случае спектр колебаний в диапазоне трехми-

волны в подфотосферных слоях пятна, где β ≫

нутных периодов будет представлять собой систему

≫ 1, представляют собой слегка модифицирован-

эквидистантных линий. Расстояния между линия-

ные магнитным полем р-моды. Это означает, что

ми этого спектра определяются фундаментальной

эти крупномасштабные волны должны возникать в

частотой резонатора.

результате воздействия на подфотосферные части

пятна р-модами колебаний, присутствующими в

Жугжда (2018) показал, что режим работы под-

окружающей пятно спокойной атмосфере. Пре-

фотосферного резонатора сильно зависит от фаз

и амплитуд эквидистантных линий в его спектре.

образование быстрых волн в медленные долж-

Если распределение фаз эквидистантных гармоник

но происходить в тех слоях атмосферы, где β ∼

спектра трехминутных колебаний случайно, то сиг-

∼ 1. В рамках этого сценария локальные коле-

нал, приходящий из подфотосферного резонатора

бания на медленных волнах возникнуть не могут,

в верхние слои атмосферы пятна, представляет

так как коэффициент трансформации мелкомас-

собой последовательность цугов трехминутных ко-

штабных быстрых волн в медленные очень мал

лебаний. Средняя длительность цугов равна пери-

(Жугжда, Сыч, 2014). Это означает, что должен

оду фундаментальных колебаний подфотосферного

быть какой-то другой источник медленных мел-

резонатора и оказывается порядка десятков минут

комасштабных волн, ответственных за локальные

колебания в пятне. В работе Жугжда и Сыч (2014)

(Сыч и др., 2012). Если составляющие спектра

трехминутных колебаний эквидистанты то, несмот-

предположено, что источником колебаний может

быть резонатор на медленных волнах, предска-

ря на их случайные фазы, в какой-то момент вре-

мени колебания мод резонатора могут оказаться в

занный Жугждой (1984). Анализ свойств медлен-

близких фазах. В этом случае амплитуды этих гар-

ных волн на основе приближения Робертса (2006)

моник складываются, и возникает серия из резких

показал, что действительно медленные волны в

увеличений мощности колебаний, отстоящих друг

подфотосферных слоях являются бегущими и су-

от друга на период колебаний. Это и есть класси-

ществуют условия для резонанса на медленных

ческие поярчения в хромосфере пятна, описанные

волнах. Жугжда (2018) рассчитал модель подфото-

Беккерсом и Талантом (1969). В следующем цуге

сферного резонатора на основе модифицированной

колебаний происходит расфазировка мод колеба-

модели пятна Штауде (Сеттеле, 2001). Оказалось,

ний резонатора и поярчения отсутствуют. Вероят-

что широкий спектр локальных колебаний (Рез-

ность этого эффекта возрастает, если случайное

никова, 2012; Жугжда, Сыч, 2014), включающий

распределение фаз гармоник спектра не покрывает

в себя большое количество спектральных линий,

может возникнуть, если резонатор на медленных

весь диапазон возможных значений от -π/2 до

волнах возникает в магнитной трубке с магнитным

π/2, а сосредоточено в более узком диапазоне,

полем порядка 500 Гс. Согласно численным экспе-

например, от -π/4 до π/4. Возможен и другой

риментам Шусслера и Воглера (2006), конвекция

уникальный режим работы подфотосферного ре-

в магнитном поле пятна приводит к появлению

зонатора, когда имеет место синхронизация всех

конвективных струй, которые проникают в пятно,

мод колебаний резонатора. Этот режим работы

раздвигая силовые линии магнитного поля. При

резонатора широко известен в физике лазеров и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ И ЛОКАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

213

SDO/HMI/Continuum/December 08, 2010 02:29:41 UT

применяется для создания сверхкоротких мощных

540

импульсов (Карлов, 1983). В этом случае вся энер-

гия, запасенная в резонаторе, излучается в виде

импульса, так как отсутствует деструктивная ин-

520

терференция, приводящая к взаимному погашению

резонансных колебаний. Фазировка мод колебаний

в подфотосферном резонаторе должна приводить

к генерации последовательности мощных поярче-

500

ний. Интервал времени между ними равен периоду

фундаментальной моды, который, в соответствии

с моделью подфотосферного резонатора (Жугжда,

Сыч, 2014; Жугжда, 2018), должен быть порядка

480

десятков минут. В отличие от классических пояр-

чений, эти поярчения значительно более мощные,

так как в них вкладывается вся или почти вся энер-

гия, запасенная в подфотосферном резонаторе. В

X (arcsec)

случае лазера происходит непрерывная подпитка

энергии в резонатор и поддерживается синхрон-

Рис. 1. Изображение пятна в активной области NOAA

ность мод колебаний в резонаторе. В случае под-

11131, полученноеSDO/AIA 08 декабря2010 г. Белым

квадратом показана область исследования колебаний

фотосферного резонатора не ясно, существует ли

в центре пятна.

такой механизм возбуждения резонатора, который

обеспечивает постоянную фазировку колебаний и

постоянную подпитку энергии в резонаторе. Если

переходной зоны и короны. Пространственное

имеет место фазировка колебаний, но нет подпит-

разрешение составляло 0.6 угл. сек. Данные были

ки колебаний, то возможно появление одиночных

получены со скважностью 12 и 24 с. Длитель-

мощных поярчений. Одиночные поярчения также

ность наблюдений составляла 6 ч, что позволило

могут возникать из-за расфазировки мод колеба-

исследовать колебания в диапазоне периодов от

ний в резонаторе. Режим работы подфотосферного

0.5 мин до 120 мин. На рис. 1 показано исследуемое

резонатора определяется условиями его возникно-

пятно в 02 : 30 UT, с наложением в виде контуров

вения в подфотосферных слоях пятна (Шусслер,

границ тени и полутени в белом свете. Размер тени

Воглер, 2006), а также возбуждения посредством

пятна составлял 25^′′, полутени 50^′′. Яркость на

колебательной конвекции (Сыроватский, Жугжда,

рисунке представлена в логарифмической шкале.

1967).

Для получения изображений использовался ресурс

Мощные поярчения в солнечных пятнах особен-

SDO/AIA http : //www.lmsal.com/get aia data/,

но интересны в связи с их влиянием на хромосферу

позволяющий получать калиброванные изобра-

и корону. Настоящая работа посвящена исследо-

жения Lev1 для различных длин волн в заданном

ванию редких мощных поярчений и сопоставлению

интервале времени. Дифференциальное вращение

их свойств с механизмом возникновения, предло-

исследуемого пятна на протяжении наблюдений

женным Жугждой (2018).

было убрано с использованием программного

обеспечения Solar Soft.

1. НАБЛЮДЕНИЯ

В нашем анализе использовались результа-

ты измерений интенсивности приборами Solar

Использовались данные наблюдений Solar

Dynamic Observatory (SDO/AIA). Все измерения

Dynamic Observatory (SDO/AIA; Лемен и др.,

представлены в единицах DN. Подробное описание

2012). Активная область NOAA 11131 с сим-

методики этих измерений приведено в Боернер и др.

метричным солнечным пятном наблюдалась 8 де-

кабря 2010 г. (00 : 00-06 : 00 UT). Наблюдения

(2014) и Ли и др. (2018)

проводились в момент прохождения группой

центрального меридиана. Использовался вре-

менной куб изображений пятна, полученный с

2. МОЩНЫЕ ПЯТЕННЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ В

ТЕМПЕРАТУРНОМ МИНИМУМЕ НАД

помощью инструмента SDO/AIA в диапазонах

ТЕНЬЮ ПЯТНА

1600

1700

Å,

излучение которых возникает

на уровне температурного минимума и верхней

Жугжда и Сыч (2014, 2018) для поиска локаль-

фотосферы соответственно. Использованы также

ных колебаний в пятне использовали следующий

данные каналов 304,

171

193

Å ,

излучение

метод. Для каждого пикселя в исследуемой обла-

которых возникает на уровне верхней хромосферы,

сти пятна находился спектр колебаний временной

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

214

ЖУГЖДА, СЫЧ

3000

1600

3000

1200

(a)

2000

(b)

800

2000

1000

400

1000

Time, h

600

700

(d)

(e)

(f)

3000

600

500

Piksel (14, 17)

500

Piksel (8, 20)

400

2000

400

300

200

1000

100

Frequency, mHz

Time, h

Рис. 2. (a) — Гистограмма распределения амплитуд колебаний на частоте ν = 5.33 мГц в диапазоне 1600

A. (b) —

Гистограмма распределения максимальных амплитуд колебаний для каждого пиксела в изучаемом квадрате за все время

наблюдений. (с) — Полный сигнал с мощными поярчениями в пикселе с координатами (4, 15). Шкала амплитуд показана

на левой оси ординат. Второй сигнал на графике — сигнал, в котором поярчения с амплитудой более чем 85 единиц

заменены нулевыми значениями. Шкала амплитуд для этого сигнала показана на правой оси ординат. (d) — Спектры

двух сигналов, показанных на рис. 2c. (e), (f) — Поярчения в пикселах (14, 17) и (8, 20).

серии длительностью 6 ч. После этого выбира-

Гистограммы на рис. 2a,b очень похожи. Ячейки

лась частота колебаний, которая соответствова-

с максимальными амплитудами различаются по

ла одному из пиков в амплитудном спектре для

величине, но приходятся на одни и те же пикселы.

произвольно выбранного пиксела. Затем на основе

На рис. 2с показаны два сигнала с различающимся

амплитудных спектров колебаний всех пикселов

уровнем амплитуд. Один из сигналов — это полный

строилась гистограмма распределения амплитуд

сигнал с очень мощным поярчением в пикселе с

координатами (4,15). Кроме основного мощного

колебаний пикселов на выбранной частоте по всей

поярчения, в течение 6 ч наблюдался еще ряд

исследуемой площадке. На рис. 2а приведена та-

менее мощных поярчений, значительно превыша-

кая гистограмма, построенная для частоты ν =

ющих обычный уровень сигнала. Второй сигнал

= 5.33 мГц. Для исследования взято то же пятно,

на рис. 2с — это сигнал, в котором все поярчения

что и в работах Жугжда и Сыч (2014, 2018), но

с амплитудой более 85 единиц заменены нулевы-

с существенно большей областью исследования

ми значениями. Этот сигнал мы будем называть

тени. Если в работах Жугжда и Сыч (2014, 2018)

фоновым. Для совмещения этих двух сигналов на

исследовались колебания в центре пятна в области

одном графике использованы две шкалы амплитуд,

размером 9 × 9 пикселей, то на рис. 2а приведе-

показанные соответственно на левой и правой оси

на гистограмма для области 31 × 31 пиксела (см.

ординат. Полный сигнал показывает самое мощное

рис. 1). Для построения гистограммы на рис. 2a ис-

(≈3150) поярчение в пятне в пределах исследуемой

пользованы данные наблюдений на частоте 1600˚A.

площадки за все 6 ч наблюдений на частоте 1600˚A.

Излучение на этой частоте возникает в темпе-

Кроме этого мощного поярчения, в данном пиксе-

ратурном минимуме и нижней хромосфере пятна.

ле наблюдались еще несколько поярчений, значи-

Для того чтобы сопоставить локальные колебания

тельно превышавших обычный уровень сигнала на

и поярчения в пятне, была построена еще одна

этой частоте. Фоновый сигнал показан для того,

гистограмма (рис. 2b). Эта гистограмма составлена

чтобы были видны относительно слабые флуктуа-

из максимальных значений сигнала для каждого

ции сигнала между этими мощными поярчениями

пикселя на протяжении 6 ч наблюдений.

и их взаимосвязь. Фоновый сигнал показывает на-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ И ЛОКАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

215

личие относительно слабых поярчений, повторяю-

3. ТРЕХМИНУТНЫЕ КОЛЕБАНИЯ И

щихся как правило через 150 с. Эти поярчения яв-

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ

ляются классическими поярчениями в хромосфере

пятна, описанными Беккерсом и Талантом (1969).

До недавнего времени считалось, что трехми-

Мы сосредоточимся на исследовании мощных по-

нутные колебания в пятне — это хромосферные

ярчений. На рис. 2d приведены спектры полного

колебания, и в фотосфере они не наблюдаются. В

и фонового сигналов, показанных на рис. 2с. Ам-

фотосфере пятна наблюдались только пятиминут-

плитуды всех компонент спектра полного сигнала,

ные колебания. Предполагалось, что трехминут-

включающего в себя мощные поярчения, значи-

ные колебания не наблюдаются в фотосфере из-

тельно превосходят амплитуды компонент спектра

за их малой амплитуды по сравнению с пятими-

фонового сигнала. Это является следствием того,

нутными колебаниями. В хромосфере трехминут-

что короткие импульсы мощных поярчений имеют

ные колебания становятся видны из-за того, что

широкий спектр с большой амплитудой, который

пятиминутные колебания отфильтровываются при

добавляется к спектру флуктуаций со значительно

прохождении через температурный минимум. При

меньшими амплитудами. Это приводит к тому, что

этом амплитуда трехминутных колебаний суще-

гистограммы спектральных амплитуд на разных

ственно увеличивается из-за сильного уменьшения

частотах фактически совпадают, как это видно на

плотности плазмы в хромосфере по сравнению с

коллекции гистограмм, приведенной на рис. 4 в

фотосферой. Считалось, что источником как пяти-,

статье Жугжда и Сыч (2018). При рассмотрении

так и трехминутных колебаний являются Р-моды

фонового сигнала на рис. 2с видно, что существу-

глобальных колебаний, которые проникают в пятно

ет последовательность мощных и менее мощных

из окружающей спокойной атмосферы, трансфор-

пятенных поярчений, которые появляются более

мируясь при этом в медленные магнитозвуковые

менее регулярно с интервалами порядка десятков

волны. Однако наблюдения с высоким простран-

минут. Главным отличием этих мощных поярчений

ственным разрешением изменили общепринятые

является то, что они возникают не в виде серий с

представления о трехминутных колебаниях. Ока-

интервалом порядка 150 с, а гораздо реже.

залось, что трехминутные колебания с достаточно

большими амплитудами наблюдаются в фотосфере

Надо отметить, что наличие мощных и не очень

пятна, но они сосредоточены в ярких точках (Джесс

мощных поярчений приводит к значительному ис-

и др., 2012; Прасад и др., 2015; Чае и др., 2017;

кажению спектров полного и фонового сигналов,

Эбади и др., 2017).

как это видно из рис. 2d. Это создает трудности

для исследования связи поярчений колебаний фо-

Для того чтобы исследовать фотосферные по-

ярчения и их связь с колебаниями, в пятне была

нового сигнала с локальными колебаниями, кото-

рые, по мнению Жугжды (2018), ответственны за

выбрана ячейка из четырех пикселей с коорди-

натами (25-26, 25-26). Часть гистограммы мак-

возникновение мощных поярчений. Спектр полного

симальных амплитуд рис. 2b приведена рис. 3а.

сигнала на рис. 2d настолько сильно искажен, что

даже не видно характерных для пятна трехминут-

На этой гистограмме видна группа из этих че-

ных и пятиминутных колебаний.

тырех пикселей, в которых амплитуда поярчений

достигает уровня порядка 240-250. Длительность

На рис. 2e,f представлены изменения интен-

поярчений в этих четырех пикселях меньше, чем

интервал измерений, что видно на рис. 3b, где пока-

сивности на частоте 1600

A в течение 6 ч для

двух различных пикселей. На этих графиках вид-

зан средний сигнал для четырех пикселей. Шкала

ны как повторяющиеся поярчения с временным

амплитуд для среднего сигнала показана на левой

интервалом длительностью в несколько десятков

оси ординат. Для исследования фонового сигнала

минут, так и нерегулярные поярчения различной

значение среднего сигнала в момент поярчения

мощности. Все эти особенности укладываются в

было заменено на среднее от значений сигнала в

механизм, предложенный в работе Жугжды (2018).

два соседние измерения. Фоновый сигнал показан

Но возникают закономерные вопросы, существуют

на том же рис. 3b, но с использованием шкалы

ли локальные колебания в местах появления мощ-

амплитуд, показанной на правой оси ординат. Надо

ных поярчаний и совпадают ли эти места с яркими

отметить, что в фоновом сигнале видны повторя-

точками в пятне, как это предполагается в модели

ющиеся слабые классические поярчения. Но это

локальных колебаний (Жугжда, Сыч, 2014, 2018;

очень слабые поярчения, почти не превышающие

Жугжда, 2018). Проблема состоит в том, что при

средний уровень сигнала. На рис. 3c сплошными

исследовании локальных колебаний не учитыва-

линиями показаны спектры основного и фонового

лись сильные искажения спектра колебаний из-за

сигналов. На этом же графике штриховой линией

поярчений, которые обсуждались выше.

показан спектр импульса поярчения за вычетом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

216

ЖУГЖДА, СЫЧ

300

250

500

(a)

(b)

(c)

200

400

150

300

100

200

100

9 10

Time, h

Frequency, mHz

250

(d)

(e)

(f)

100

200

150

100

186

190

194

198

2 4 6 8 101214161820

Time, min

Frequency, mHz

Рис. 3. (a) — Небольшой участок гистограммы рис. 2b. (b) — Средний сигнал для четырех пикселов (25-26, 25-26) и

фоновый сигнал. Масштабы этих сигналов показаны соответственно на левой и правой оси ординат. (c) — Сплошными

линиямипоказаны спектрыполногосреднегосигнала(верхний)и фоновогосигнала(нижний). Горизонтальнаяштриховая

линия — спектр пятенного поярчения за вычетом фонового сигнала. (d) — Полный сигнал и фоновый сигнал после

фильтрации в диапазоне частот 5.35 ≤ ν ≤ 7.47 мГц показаны с использованием двух масштабов подобно тому, как это

сделано на графике рис. 2b. (e) — Спектр от среднего сигнала 10 пикселов, примыкающих к четырем пикселам на рис. 3a

(верхний), и спектр от среднего сигнала 24 пикселов, отстоящих от четырех средних пикселов на два пиксела (нижний).

(f) — Спектр от среднего сигнала площадки из 12 пикселов с координатами (20-23, 3-5).

фонового сигнала. Он представляет собой практи-

частоте 1600

возникает в основном в темпе-

чески непрерывный спектр. Спектр полного сиг-

ратурном минимуме, где пятиминутные колебания

нала имеет большие амплитуды, чем спектр фо-

должны ослабляться из-за частоты отсечки. Для

нового сигнала, так как он представляет собой

выяснения связи трехминутных колебаний и пятен-

сумму спектра фонового сигнала и непрерывного

ных поярчений был отфильтрован полный сигнал в

спектра, создаваемого импульсом поярчения. На

диапазоне частот 5.35 ≤ ν ≤ 7.47 мГц. На рис. 3d

первый взгляд, структура спектров полного и фо-

представлен график отфильтрованного сигнала в

нового сигналов не должна отличаться, как это

двух масштабах амплитуд в тот короткий период

имеет место для случая, приведенного на рис. 3c.

времени длительностью в 14.5 мин, когда возни-

В действительности они отличаются, так как скла-

кает поярчение. Фильтрация проведена следующим

дываются комплексные спектры фонового сигна-

образом. Была выделена полоса частот 5.35 ≤ ν ≤

ла и импульса поярчения, а не их амплитудные

≤ 7.47 мГц в спектре фонового сигнала, и добав-

спектры. Однако искажение спектра при переходе

лен к ней полный спектр поярчения, показанный

от фонового сигнала к полному незначительно по

пунктирной линией на рис. 3c. После этого было

сравнению с типичным случаем, приведенным на

применено обратное преобразование Фурье. Та-

рис. 2c. Это существенно, так как не вызывает

кой метод фильтрации позволил в результирующем

сомнений, что спектры полного и фонового сиг-

сигнале воспроизвести без искажений как трех-

нала — это типичные спектры трехминутных ко-

минутные колебания, так и пятенное поярчение.

лебаний. При этом в спектре практически полно-

На рис. 3d хорошо видно, что пятенное поярчение

стью отсутствуют пятиминутные колебания, кото-

приходится почти точно на тот момент времени,

рые доминируют в фотосфере пятна. Тот факт, что

когда должен быть очередной максимум трехми-

пятиминутные колебания отсутствуют в спектрах

нутных колебаний. Для того чтобы выяснить, при-

на рис. 3c, указывает на то, что излучение на

ходится ли пятенное поярчение на то место тени

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№3

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ И ЛОКАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

217

пятна, где усилены трехминутные колебания, на

оказалось возможным благодаря наблюдениям в

рис. 3e представлены два спектра. Один из этих

диапазоне 1700

A. Излучение на этой частоте ис-

спектров, расположенный в верхней части графи-

ходит из верхних слоев фотосферы. На рис. 4a

ка со шкалой амплитуд на левой оси ординат, —

представлена гистограмма максимальных ампли-

это спектр сигнала, усредненного по 10 пикселам,

туд в диапазоне 1700

, построенная по тому же

непосредственно примыкающим к четырем пиксе-

принципу, что и гистограмма для диапазона 1600˚A,

лям, где имело место мощное поярчение. Второй

показанная на рис. 2b. Оказалось, что в верхней

спектр на графике со шкалой амплитуд на правой

фотосфере также наблюдаются мощные одиноч-

оси ординат — это средний спектр 24 пикселов,

ные поярчения, которые соответствуют наиболее

находящихся в третьем ряду от края ячейки из

мощным поярчениям в температурном минимуме.

четырех центральных пикселов. Если сравнить ха-

Но в тех местах, где в температурном минимуме

рактерные амплитуды трехминутных колебаний в

возникали относительно более слабые поярчения,

этих двух спектрах и спектре фонового сигнала,

никаких даже слабых поярчений не наблюдается.

то можно увидеть быстрое убывание амплитуд по

Причем имеет место удивительная особенность —

мере удаления от ячейки из четырех пиксел. Это

убывание будет более быстрым, если сравнивать

поярчения в диапазоне 1700

A наблюдаются толь-

квадраты амплитуд колебаний, которые характери-

ко в той половине пятна, в тех же пикселах, что и в

зуют мощность колебаний. С нашей точки зрения,

диапазоне 1600

, но с меньшей амплитудой. По-

это указывает на то, что поярчение в ячейке из

дробно проанализированное нами одиночное пояр-

четырех пикселов связано с ячейкой локальных

чение в диапазоне 1600

A (см. рис. 3) полностью

трехминутных колебаний. Для того чтобы быть

отсутствует в диапазоне 1700˚A. На рис. 4b показа-

уверенным в этом выводе, нами для сравнитель-

ны флуктуации средней интенсивности в диапазоне

ного анализа была выбрана площадка площадью

в 12 пикселов, в которой отсутствуют поярчения.

1700

в тот же отрезок времени, что и в тех

Спектр среднего сигнала от этой площадки при-

же четырех пикселах на рис. 3d. Никаких, даже

веден на графике рис. 3f. Трехминутные колебания

ничтожных следов поярчения в диапазоне 1700

в этом спектре сильно ослаблены. Наряду с ними

не наблюдается. Так же как и в случае диапазона

стали видны слабые четырехминутные колебания.

1600

, мы нашли амплитудный спектр колебаний

Очевидно, что трехминутные колебания в этой спо-

среднего сигнала от четырех пикселов, в которых

койной площадке существенно слабее, чем в четы-

мы ожидали найти поярчение. Этот спектр пока-

рех пикселях, в которых произошло мощное по-

зан в верхней части рис. 4c со шкалой амплитуд

ярчение. Таким образом, наблюдения в диапазоне

на левой оси ординат. Для сравнения на этом

1600

показывают усиление трехминутных коле-

же графике показан средний спектр от квадрата

баний в месте возникновения мощного поярчения.

из 24 пикселов, окружающих центральные четы-

Искажения спектра не позволяют исследовать этот

ре пиксела и отстоящих от них на два пиксела.

эффект в других местах возникновения мощных

Этот спектр показан в нижней части графика на

поярчений. Многочисленные наблюдения (Джесс

рис. 4c со шкалой амплитуд на правой оси ординат.

и др., 2012; Прасад и др., 2015; Чае и др., 2017;

Оказалось, что в центральных четырех пикселах

Эбади и др., 2017) показывают, что трехминутные

доминируют трехминутные колебания точно так же,

колебания наблюдаются только в ярких точках,

как это имеет место в диапазоне 1600

A. В то же

которые имеют очень малые угловые размеры. Наш

время в 24 пикселах, окружающих на некотором

анализ наблюдений в диапазоне 1600

A не может

расстоянии центральные четыре пиксела, домини-

обнаружить ячеек трехминутных колебаний столь

руют четырех-пятиминутные колебания, хотя трех-

малых размеров из-за недостаточно большого про-

минутные колебания также присутствуют. Присут-

странственного разрешения.

ствие трехминутных колебаний вне центральной

ячейки может быть следствием недостаточно высо-

кого пространственного разрешения наблюдений.

4. ПОЯРЧЕНИЯ И ТРЕХМИНУТНЫЕ

КОЛЕБАНИЯ В ВЕРХНЕЙ ФОТОСФЕРЕ

Надо отметить, что в отличие от диапазона 1600

пятиминутные колебания наблюдаются в сигнале

Анализ наблюдений в диапазоне 1600

A по-

от многих пиксел в диапазоне 1700˚A. Это является

казал, что поярчения в температурном минимуме

следствием того, что излучение в диапазоне 1700

связаны с трехминутными колебаниями, которые

возникает в фотосфере, в то время как излучение

в виде медленных волн приходят в температурный

минимум и далее в хромосферу из фотосферных

в диапазоне 1600

возникает в температурном

слоев пятна. Естественно, имеет смысл исследо-

минимуме, где отсутствуют пятиминутные колеба-

вать, что происходит в фотосфере в тех ее обла-

ния вследствие их фильтрации. Однако, как это

стях, над которыми наблюдаются поярчения. Это

видно на графике рис. 4c, пятиминутные колебания

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

218

ЖУГЖДА, СЫЧ

2500

(b)

(c)

2000

(a)

100

1500

1000

500

100

150 160 170 180 190 200

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Time, min

Frequency, mHz

1200

2500

1000

(d)

2000

(e)

2000

(f)

800

1500

600

1000

400

500

200

y 20

Рис. 4. (a) — Гистограмма максимальных амплитуд для канала 1700

A. (b) — Средний сигнал для тех же четырех

пикселов, что и на рис. 3. (с) — Cредний спектр от четырех пикселов, как и на рис. 3e (верхний), и средний

спектр 24 пикселов, образующих квадрат вокруг ячейки из четырех пикселов (нижний). (d), (e), (f) — Гистограммы

максимальных амплитуд для каналов 304, 193, 171

отсутствуют в ячейке из четырех пиксел, в кото-

сомнений связь классических поярчений с трех-

рых на уровне температурного минимума возникает

минутными колебаниями. Изучение взаимосвязи

мощное поярчение. Вместе с данными наблюдений

трехминутных колебаний и мощных поярчений

трехминутных колебаний в ярких точках (Джесс

осложняется искажениями спектра колебаний

и др., 2012; Прасад и др., 2015; Чае и др., 2017;

короткими импульсами поярчений. Однако на

Эбади и др., 2017) это свидетельствует в пользу

примере единичных мощных поярчений удалось

того, что именно яркие точки в пятне это те места,

установить взаимосвязь трехминутных колебаний

где возникают мощные поярчения.

и мощных поярчений. Как стало выясняться в

последние годы, источниками трехминутных коле-

Мощные поярчения после их возникновения в

баний являются яркие точки в тени пятна. Таким

нижних слоях атмосферы пятна распространяются

образом, взаимосвязь ярких точек, трехминутных

вверх через хромосферу в корону. Это подтвержда-

колебаний соответствует гипотезе о существова-

ется наблюдениями в диапазонах 304, 193 и 171˚A.

нии подфотосферного резонатора на медленных

Гистограммы максимальных амплитуд в пикселах

волнах, развитой в работах Жугжды (1984, 2018)

представлены на рис. 4d,e,f.

и Жугжда и Сыч (2014, 2018). Очевидно, что

необходимо дальнейшее развитие этой гипотезы и

анализ наблюдений с более высоким разрешением,

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ставших доступными в последние годы (Чае и др.,

2017).

Анализ наблюдений показывает, что наряду с

классическими, повторяющимися с интервалом

Наряду с разработкой механизма возникнове-

порядка трех минут поярчениями, наблюдаются

ния поярчений в пятнах стоит задача построения

мощные одиночные поярчения, иногда возникаю-

модели этого явления, которая необходима для

щие с интервалами порядка десятков минут. Все

интерпретации наблюдений. Для разработки мо-

эти типы поярчений описываются в рамках модели,

делей поярчений в пятнах используется числен-

предложенной Жугждой

(2018). Не вызывает ное моделирование (см., например, Фелипе и др.,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

МОЩНЫЕ ПОЯРЧЕНИЯ И ЛОКАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

219

2018), которое учитывает как перенос излучения,

16.

Круз и др. (R.J. de la Cruz, L. Rouppe van der Voort,

так и нелинейные гидродинамические процессы. К

H. Socas-Navarro, and M. van Noort), Astron.

сожалению, до сих пор численное моделирование

Astrophys. 556, A115 (2013).

проводилось для случая однородного магнитного

17.

Лемен и др. (J.R. Lemen, A.M. Title, D.J. Akin, et

al.), Solar Phys. 275, 12 (2012).

поля. В действительности поярчения имеют место в

ячейках с малым пространственным размером, т.е.

18.

Ли и др. (D. Li, D.E. Innes, and Z.J. Ning), Astron.

в тонких магнитных трубках. Нелинейные процес-

Astrophys. 587, A11 (2016).

сы в тонких магнитных трубках могут существенно

19.

Прасад и др. (K.S. Prasad, D.B. Jess, and

отличаться от нелинейных процессов в атмосфере

E. Khomenko), Astrophys. J. 812, L15 (2015).

с вертикальным однородным магнитным полем.

20.

Резникова и др. (V.E. Reznikova, K. Shibasaki,

R.A. Sych, and V.M. Nakariakov), Astrophys. J. 746,

Авторы благодарны команде SDO/AIA, обес-

119 (2012).

печивающей работу аппаратуры и производящей

21.

Робертс (B. Roberts), Phil. Trans. R. Soc. A 364, 447

предварительную обработку наблюдений, и за по-

(2006).

литику открытых данных. Работа выполнена в рам-

22.

Родригес и др. (J. de la Cruz Rodriguez,

ках базового финансирования программы ФНИ

L. Rouppe van der Voort, H. Socas-Navarro,

II.16 и гранта РФФИ № 17-52-80064 БРИКС_а.

and M. van Noort), Astron. Astrophys. 556, 115

Авторы благодарны двум анонимным рефери, за-

(2013).

мечания которых способствовали исправлению ря-

23.

Руппе ван де Ворт и др. (L. Rouppe van der Voort,

да недочетов и прояснению ряда вопросов, подня-

R. J. Rutten, P. S ¨utterlin, P. J. Sloover, and

тых в статье.

J. M. Krijger), Astron. Astrophys. 403, 277 (2003).

24.

Сентено и др. (R. Centeno, H. Socas-Navarro,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

M. Collados, and J. Trujillo Bueno), Astrophys. J.

635, 670 (2005).

Беккерс, Талант (J.M. Beckers and P.E. Tallant),

Solar Phys. 7, 351 (1969).

25.

Сеттеле и др. (A. Settele, J. Staude, and

Беккерс, Шульц (J.M. Beckers and R.B. Schulz),

Yu.D. Zhugzhda), Solar Phys. 202, 281 (2001).

Solar Phys. 27, 61 (1972).

26.

Сыроватский С.И., Жугжда Ю.Д., Астрон. журн.

Боернер и др. (P.F. Boerner, P. Testa, H. Warren,

44, 1180 (1967).

M.A. Weber, and C.J. Schrijver), Solar Phys. 289,

27.

Сыч, Ванг (R. Sych and H. Wang), Astron.

2377 (2014).

Astrophys. 618, A123 (2018).

Витман (A. Witmann), Solar Phys. 7, 366 (1969).

28.

Сыч, Накаряков (R. Sych and V.M. Nakariakov),

Гударзи и др. (H. Goodarzi, S. Koutchmy, and

Astron. Astriphys. 569, 72 (2014).

A. Adjabshirizadeh), Astrophys. Sp. Sci. 361, 366

29.

Сыч и др. (R. Sych, R.T.V. Zaqarashvili,

(2016).

V.M. Nakariakov, S.A. Anfinogentov, K. Shibasaki,

Джесс и др. (D.B. Jess, D.B. De Moortel,

and Y. Yan), Astron. Astrophys. 539, A23 (2012).

M. Mathioudakis, D.J. Christian, K.P. Reardon,

30.

Фелипе и др. (T. Felipe, H. Socas-Navarro, and

P.H. Keys, and F.P. Keenan), Astrophys. J. 757, 160

D. Przybylski), Astron. Astrophys. 614, A73 (2018).

(2012).

Джиованелли (A. Giovanelli), Solar Phys. 27, 71

31.

Хоменко, Колладос (E. Khomenko and M. Collados),

(1972).

Liv. Rev. Solar Phys. 12, 6 (2015).

Жугжда (I.D. Zhugzhda), Sov. Astron. 23, 42 (1979).

32.

Чае и др. (J. Chae, J. Lee, K. Cho, D. Song, K. Cho,

Жугжда (Y.D. Zhugzhda), MNRAS 207, 731 (1984).

and V. Yurchyshyn), Astrophys. J. 836, 18 (2017).

10.

Жугжда Ю.Д., Письма в Астрон. журн. 44, 354

33.

Чудари, Шимицу (D.P. Choudhary and T. Shimizu),

(2018) [Y.D. Zhygzhda, Astron. Lett. 44, 331 (2018)].

Solar Phys. 288, 171 (2013).

11.

Жугжда, Джалилов (I.D. Zhugzhda and

34.

Шарма и др. (A. Sharma, G.R. Gupta, D. Tripathi,

N.S. Dzhalilov), Sov. Astron. 25, 477 (1981).

V. Kashyap, and A. Pathak), Astrophys. J. 880, 206

12.

Жугжда Ю.Д., Сыч Р.А., Письма в Астрон. журн.

(2017).

40, 638 (2014)

[Y.D. Zhugzhda and R.A. Sych,

35.

Шусслер, Воглер (M. Sch ¨ussler and A. V ¨ogler),

Astron. Lett. 40, 576 (2014)].

Astrophys. J. 641, L73 (2006).

13.

Жугжда, Сыч (Y.D. Zhugzhda and R.A. Sych), Res.

36.

Эбади и др. (H. Ebadi, V. Abbasvand, and

Astron. Astrophys. 18, 105 (2018).

H. Pourjavadi), Astron. Nachr. 338, 662 (2017).

14.

Зирин, Штейн (H. Zirin and A. Stein), Astrophys. J.

37.

Юань и др. (D. Yuan, V.M. Nakariakov, Z. Huang,

178, L85 (1972).

B. Li, J. Su, Y. Yan, and B. Tan), Astrophys. J. 749,

15.

Карлов Н.В., Лекции по квантовой электронике

(М.: Наука, 1983).

49 (2014).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019