Какие механизмы позволяют 5-минутным колебаниям в активных областях солнечной поверхности проникать из фотосферы в хромосферу?

Abstract

По результатам фильтровых (в центре линии Ca II λ 396. 8 нм), спектральных (в линии Ba II λ 455. 4 нм) и спектрополяриметрических (в линиях Fe I λλ 1564.3—1565.8 нм) наблюдений активной области (изолированный флоккул в центре солнечного диска) на германском вакуумном башенном телескопе VTT Института астрофизики на Канарах исследуются особенности распространения 5-мин колебаний от основания фотосферы (h = 0 км) до нижней хромосферы (h = = 1600 км). Максимум мощности колебаний в нижней фотосфере, в переходной области и в средней хромосфере приходится на период вблизи Р ≈ 5 мин. На высоте h = 1600 км хорошо заметен еще один период колебаний Р ≈ 700 с. Проникновению 5-мин колебаний из фотосферы в хромосферу способствуют два фактора: наклон силовых линий магнитного поля и отклонение процесса распространения волны от адиабатического. Максимальная мощность 5-мин колебаний на высоте h = 1600 км приходится на углы наклона магнитного поля в диапазоне 11°—13° и на сдвиг фаз между колебаниями температуры и скорости, равным 40°—50°.

За результатами фільтрових (в центрі лінії Ca II λ 396.8 нм), спектральних (в лінії Ba II λ 455.4 нм) та спектрополяриметричних (в лініях Fe I λλ 1564.3— 1565.8 нм) спостережень активної ділянки (ізольований флокул в центрі сонячного диска) на німецькому вакуумному баштовому телескопі VTT Інституту Астрофізики на Канарах досліджуються особливості поширення 5-хв коливань від основи фотосфери (h = 0 км) до нижньої хромосфери (h = 1600 км). Максимум потужності коливань у нижній фотосфері, у перехідній області та в середній хромосфері припадає на період Р ≈ 5 хв. На висоті h = 1600 км добре помітний ще один період коливань Р ≈ 700 с. Проникненню 5-хв коливань з фотосфери у хромосферу сприяють два фактори: нахил магнітних силових ліній та відхилення процесу поширення хвиль від адіабатичного. Максимальна потужність 5-хв коливань на висоті h = 1600 км припадає на кути нахилу магнітних силових ліній до вертикалі у межах 11°—13° та на зсув фаз між коливаннями температури та швидкості, рівний 40°—50°.

Using some results of filter (line center of Ca II λ 396.8 nm) spectral (in Ba II λ 455.4 nm) and spectropolarimetric (in Fe I λλ 1564.3—1565.8 nm) observations of an active region (isolated faculae near the solar disk center) with the German Vacuum Tower Telescope (VTT) at the Canaries Institute of Astrophysics, we investigated some properties of the propagation of five-minute oscillations from the bottom of the photosphere (h = 0 km) to the bottom of the chromosphere (h = 1600 km). Maximum oscillation power in the lower photosphere, in the transition region, and in the middle chromosphere falls at a period close to P ≈ 5 min. At the height h = 1600 km is well seen even one oscillation period P ≈ 700 sec. Penetration of 5-min oscillations from the photosphere into the chromosphere is allowed by two factors: the inclination of the magnetic field lines and the deviation of wave propagation process from adiabatic. Maximal power of 5-minute oscillations at the height h=1600 km to fit on the inclination angles of the magnetic field in the range of 11°—13° and the phase shift between the oscillations of temperature and velocity of 40—50 degrees.