Проаналізованo вплив висотного градієнтa швидкостей у фотосфері на профілі фраунгоферових ліній. Виявлено, що лише за зсувом фраунгоферових ліній можна зробити висновок про напрямок і величину променевих швидкостей у шарі формування ядра лінії. Інтерпретація асиметрії фраунгоферових ліній у спалахах вимагає більш обережного підходу, бо червона (синя) асиметрія може виникати як у разі низхідних, так і в разі висхідних потоків речовини.

Досліджено дисперсійне рівняння низькочастотних плазмових хвиль у петельних структурах в активних областях на Сонці. Для певного типу рівняння стану сонячної атмосфери та типових значень напруженості магнітного поля показано, що просторова неоднорідність густини та великомасштабне електричне поля призводять до появи нових типів плазмових коливань. У межах використаних наближень одержані розв'язки досліджено для значень плазмових параметрів, характернє для петельних структур.

Вивчено структуру неоднорідної сонячної атмосфери за допомогою залежностей, що характеризують кореляційні зв'язки між просторовими варіаціями термодинамічних величин і поля швидкостей у двовимірних ГД-моделях. У фотосфері виділено чотири області: термічної та проникаючої конвекції, перехідної області та повністю коливної верхньої фотосфери. Показано, що порівняння двох груп стратифікацій кореляційних залежностей, перші з яких одержано з моделей, а інші розраховано для теоретичних спектральних сканів, є добрим тестом для систем геометричних висот формування спектральних ліній. Зокрема, протестовано два методи визначення ЛТР-висоти формування ядра ліній та знайдено, що метод, який пов'язує цю висоту з тим шаром, де оптична глибина в лінії дорівнює одиниці, можна розглядати як більш адекватний для задач діагностики фізичних процесів у атмосфері, ніж підхід, що базується на депресійній функції вкладу.

Отримано самоузгоджений розв'язок рівнянь переносу і стаціонарності для реалістичної моделі атома заліза і двох типів моделей сонячної атмосфери. Результати використано для дослідження впливу відхилення від ЛТР на визначення фотосферного вмісту заліза за лініями Fe I. Показано, що похибки визначення вмісту, викликані нехтуванням не-ЛТР-ефектами, можна описати статистично у вигляді функцій, залежних від потенціалу збудження нижнього рівня та висоти утворення досліджуваних ліній.

Для детектування фотосферних ударних хвиль, що виникають біля кромок гранул, пропонується використовувати спостереження ліній іонізованого заліза поблизу сонячного лімба. Теоретичні спектральні скани, що синтезовано за двовимірними моделями сонячної атмосфери, підтверджують їх кращу придатність для цієї задачі порівняно з лініями нейтральних елементів.

Подано короткий огляд спостережень хромосферних спікул на лімбі та дрібних вузликів на диску Сонця. Проаналізовано динамічні характеристики спікул; особливу увагу приділено питанню реальності руху речовини вздовж спікульної осі. Зроблено висновок, що спікули та вузлики є проявами одного й того ж сонячного утворення, що спостерігається на лімбі як спікула. Зроблено припущення, що видима вертикальна швидкість за лімбом неадекватно зображує рух речовини у поздовжньому перерізі спікули. Напевне, швидкість поздовжнього руху речовини у середній частині спікули, де звичайно визначаються променеві швидкості, може бути істотно нижчою, ніж швидкість руху речовини на вершині спікульного викиду, де визначаються видимі вертикальні швидкості.

Показано, що деякі висновки, отримані з застосуванням методу масштабування для дослідження структури магнітного поля на Сонці (зокрема, активних областей), можуть виявитися помилковими. Отриманий "спектр" не є спектром структур магнітного поля. Аналіз його призводить до неправильних висновків про напрямок передавання енергії за спектром та розмірами структур, в яких відбулися зміни потоку. Це пов'язано з тим, що метод масштабування призводить до переходу від загальної характеристики поля - соленоїдальності вектора - до характеристики конкретного поля вектора - суми модулів потоків.

Наведено результати аналізу спектрів потужності як повного часового ряду загального магнітного поля Сонця (ЗМПС), так і його N(+)- і S(-)-компонентів для 21-го та 22-го циклів (за магнітографічними вимірами в Станфорді) в чотирьох частотних діапазонах (3 - 10, 13 - 15, 26 - 30, >>100 діб). Окреме вивчення спектрів N(+)- і S(-)-компонентів ЗМПС дає детальнішу картину просторово-часової організації великомасштабних магнітних полів на часовому масштабі в один цикл, а також протягом циклів. Значна відмінність спектрів потужності ЗМПС досліджуваних циклів вказує на різну за циклами просторово-часову організацію великомасштабних магнітних структур. Відмінність спектрів N(+)- і S(-)-компонентів ЗМПС протягом циклу відображає характер магнітної асиметрії.

Для ізотермічної гравітаційно-стратифікованої сонячної атмосфери розраховано коефіцієнти відбиття та пропускання стаціонарних акустичних хвиль на різних висотах атмосфери MACKKL. Виявлено аномальну поведінку цих коефіцієнтів уздовж лінії акустичної частоти відрізання на висотно-частотній діаграмі, а також фазовий стрибок коефіцієнтів відбиття в області температурного мінімуму. Виконано імітацію розповсюдження назовні вихідної хвилі швидкості, а також суперпозиційних полів хвиль, відбитих і розсіяних вниз на різних висотах. Для цих полів, як правило, характерні негативні фази, які є типовими для хвиль, що розповсюджуються назовні. Висота області фазового стрибка відбитих хвиль після суперпозиції зменшується з частотою для значень 200 - 400 км. Амплітуди полів відбитих хвиль 2-го порядку часто перевищують амплітуди хвиль 1-го порядку з відбиття. Розсіяні хвилі та відбиття вищих порядків приводять до неможливості спостережень фазового стрибка. Виявлено, що багаторазово відбиті хвилі мають мінімальне затухання в області 5-хвилинних коливань з естремумами на частотах 2,9, 3,6 та 4,9 мГц.

На базі напівемпіричного моделювання досліджено термодинамічні та магнітні параметри і променеві швидкості у фотосферній частині основи спалахової петлі 2 серпня 1990 р та під її вершиною. Отримані моделі свідчать про наявність неоднорідностей в розподілі температури, концентрації атомів водню, електронної концентрації та променевих швидкостей з глибиною в спалаховій атмосфері. В імпульсній фазі шари з неоднорідностями зміщуються вглиб фотосфери до її основи. З часом збудження затухає в нижніх шарах фотосфери.

Проаналізовано результати двовимірного МГД-моделювання сонячної магнітоконвекції грануляційних масштабів у наближенні стисливого, гравітаційно стратифікованого, радіаційно зв'язаного, частково іонізованого, турбулентного середовищ. Неперервна послідовність розрахованої еволюції магнітогрануляції складає 2 години гідродинамічного (сонячного) часу. Виявлено існування поверхневого механізму формування дрібномасштабних магнітних полів внаслідок фрагментації гранул. Активна роль такого механізму свідчить про те, що магнітогрануляція здатна не тільки збирати глобальне магнітне поле в жмути між конвективними чарунками та посилювати його, але і формувати вертикально орієнтовані компактні магнітні трубки зі слабкого горизонтального фотосферного поля, яке може мати локальну (турбулентну) природу.

Побудовано неоднорідні напівемпіричні фотосферні моделі флокула та слабкого спалаху шляхом узгодження обчислених та спостережених профілів 11 фраунгоферових ліній. У флокулі найбільш прогрітими були верхні шари силових трубок, у середніх шарах була область зниженої щільності. У основній фазі розвитку спалаху магнітні силові трубки також мали більш високу температуру, ніж навколишня їх фотосфера, у деяких шарах прогрів досягав 1500 К. Спалахове збурення розповсюджувалось з верхніх шарів у нижні та мало хвильовий характер. Зміни термодинамічних параметрів у фотосферних шарах, ймовірно, були пов'язані з проходженням конденсації, яка утворилась у хромосфері під час спалаху.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.473.2

Рубрики:

Спалахи на Сонці. Вибухи на Сонці

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464

Рубрики:

Плями

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464

Рубрики:

Плями

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Детально проаналізовано розрахунки двовимірної нестаціонарної магнітогрануляції: механізми та сценарії формування та руйнування магнітних трубок, режими їх стабільності, відмінності в полях яскравості магнітогрануляції та змодельованої немагнітної грануляції, наведено залежності параметрів компактних магнітних елементів від їх горизонтальних розмірів та інтенсивності поля. Відзначено, що магнітне поле стабілізує термічну конвекцію - за його наявності зменшується зсувна нестабільність, гранули мають менші розміри. У свою чергу, еволюція термічних потоків безпосередньо визначає поведінку дрібномасштабного магнітного поля. Підтверджено висновок Ванкатакрішнана про залежність ефективності термічного механізму підсилення поля всередині трубок від їх горизонтального розміру. Встановлено два режими існування магнітної трубки: перехід з одного режиму до іншого відбувається у разі відношення магнітного тиску до газового beta approx 2,0 - 2,5. Трубки з розмірами близькими до 150 км домінують за їх внеском у загальну площу магнітних концентрацій.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.49

Рубрики:

Магнітне поле і електричний заряд Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.47

Рубрики:

Атмосфера Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.475

Рубрики:

Сонячна корона

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ