Российская Академия Наук, Сибирское Отделение

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки

Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН в 1980 г. по оригинальной оптической схеме, установлен в стационарной башне с куполом диаметром 5 м на высоте 12 м в 150 м от берега Байкала (75 м над уровнем озера).

В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) на спектральную линию Нα (656.3 нм) с полушириной полосы пропускания 0.05 нм и возможностью смещения полосы в пределах ±0.1 нм. Благодаря оригинальной оптической схеме телескоп по основным характеристикам не уступает американскому телескопу фирмы «Локхид» и превосходит германский аналог фирмы «Оптон». До 2000 г. в телескопе использовалась фотокамера (ширина фотопленки 80 мм). В 2000–2002 гг. в наблюдениях стала использоваться ПЗС-матрица Princeton Instruments, представляющая собой матричный детектор 2048×2048 пк. С 2008 г. по настоящее время на хромосферном телескопе полного диска Солнца используется ПЗС-камера Hamamatsu С9300-124 с детектором 2760×4000 пк. Архив наблюдений на фотопленках и в электронном виде хранится в ИСЗФ.

[править] Основные результаты

1. В 1981 г. начались исследования комплексов активности (КА) на хромосферном и фотосферном уровнях. Было показано, что в центральной части КА, где находятся активные области, включающие в себя одну или несколько групп пятен, преобладают сильные квазивертикальные магнитные поля (флоккульные и пятенные). Центральная часть КА охвачена поясом квазигоризонтальных магнитных полей, расположенных радиально по отношению к центральной части, что указывает на сходство комплекса активности со структурой солнечного пятна. С помощью разработанного метода, основанного на анализе синоптических карт пятенной активности Солнца в каждом кэррингтоновском обороте Солнца в кэррингтоновских гелиоцентрических координатах и прямоугольной проекции, выделены участки, где на протяжении не менее трех солнечных оборотов наблюдалась пятенная активность. Эти участки названы ядрами КА. Такой подход позволил обнаружить новое важное проявление солнечной активности, а также исследовать его феноменологию, особенности развития (эволюцию), пространственные и временные характеристики. Переход от традиционного изучения комплексов активных областей к идеологии КА, которая рассматривает прежде всего длительное эволюционное развитие очагов активности (не смещающихся в кэррингтоновской системе координат), проявляющееся в многомесячном развитии ядер КА, позволил установить целый ряд важных закономерностей развития геоэффективных структур на Солнце. Удалось показать, что ядра КА вращаются твердотельно со скоростью, характерной для широт ~15º (кэррингтоновская скорость вращения). Важным для изучения проблемы солнечных вспышек оказался вывод о том, что до 95 % всех наиболее мощных вспышек на Солнце наблюдается именно в КА. Цикл выполненных исследований позволил развить концепцию КА как основных геоэффективных вспышечноопасных структур. Выяснилось, что, помимо вспышек, КА генетически связаны с низкоширотными корональными дырами, которые образуются вблизи КА и на их месте после распада. Тем самым было показано, что геоэффективные потоки высокоскоростного солнечного ветра, истекающие из низкоширотных корональных дыр, тесно, хотя и опосредованно, связаны с КА. Изучение статистики, эволюционных особенностей и динамики КА стало важным элементом развернутой на базе наблюдений в БАО программы изучения мощных солнечных вспышек как в плане уточнения механизма вспышек, так и для их долгосрочного прогноза. Был развернут мониторинг КА, создан непрерывно пополняющийся каталог.

2. Архив наблюдений на хромосферном телескопе БАО содержит значительное количество вспышек разной мощности с высоким качеством изображения. Это позволило выполнить цикл исследований феноменологии вспышек в хромосфере. Подробно описана последовательность изменений тонкой структуры хромосферы перед сильными вспышками и во время них. Активизации тонкой структуры и уярчения, находящиеся далеко от области вспышки и даже в другом полушарии, позволили обнаружить эти изменения и выявить особую роль линий раздела магнитных полярностей в развитии и распространении вспышечных активизаций. Отмечена важная роль конвективных структур в формировании и развитии вспышечных лент.

3. Высокое угловое разрешение телескопа позволило успешно решать задачи исследования структуры и развития самого многочисленного и еще слабоизученного класса оптических вспышек S (площадь менее 2 кв. град), составляющих более 90 % всех вспышек на Солнце. Была поставлена цель: попытаться понять развитие вспышечного процесса в его чистом (относительно простом) проявлении. В результате было установлено, что вспышечные процессы такого типа как правило разыгрываются на границах хромосферной и супергрануляционной сеток, где наблюдается усиление магнитных полей, а также эмиссионных и других процессов. С точки зрения особенностей развития вспышки малой мощности не отличаются от крупных солнечных вспышек. Они, как и мощные вспышки, возникают на линиях раздела полярности продольного магнитного поля, имеют взрывную фазу, сопровождаются активизациями и исчезновением волокон, многократными всплесками интенсивности, рентгеновским излучением разной мощности (в том числе класса Х), а также потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Вспышки имеют тенденцию к временной группировке в серии и к пространственной — в центры вспышечной активности, время жизни которых может составлять до четырех солнечных оборотов. Обнаружено, что крупные вспышки оптических классов 2–4 обычно происходят на фоне слабой активности малых вспышек (МВ) или в их отсутствие. В среднем за 7.8 ч до крупной вспышки МВ прекращаются и могут возобновиться не ранее чем через 6.7 ч после ее начала. При этом ленты крупных вспышек развиваются в областях, где МВ не было или их число было незначительно, что обусловливает накопление свободной магнитной энергии, достаточной для возникновения мощной вспышки. Новое развитие исследование МВ получило в работах по изучению вспышек, возникающих вдали от пятен в областях спокойной хромосферы. Установлено, что внепятенные вспышки сопровождаются крупномасштабными активизациями хромосферы, в значительной степени превосходящими по размерам активные области. Определяющую роль в их развитии играет топология магнитного поля. Вспышечные узлы как правило возникают на границах магнитной сетки в непосредственной близости от магнитных холмов с напряженностью больше 80 Гс, в которых происходят существенные изменения магнитного поля. Ленты внепятенных вспышек могут появляться на значительном удалении от линии раздела полярности, при этом расхождения лент может не наблюдаться. На основе анализа хромосферных данных впервые предложена эмпирическая модель, объясняющая основные этапы развития внепятенной солнечной вспышки. В результате проведенных исследований дана новая интерпретация роли МВ в общей структуре солнечной активности. Доказано, что они не являются случайными (фоновыми) событиями на Солнце, их можно рассматривать как индикаторы изменения магнитной обстановки на Солнце, указывающие места, подверженные возмущениям магнитных полей.

4. С помощью метода двумерной томографии получена плотность распределения хромосферных структур по направлениям в ареале АО NOAA 9077 и обнаружены интенсивные перестройки ориентации этих структур за 15–55 мин до вспышки. Исследования были продолжены с применением аппарата мультифрактального анализа. Показано существование перемежаемой турбулентности (мультифрактальной структуры) в хромосфере и нижней короне активных областей. По синхронным наблюдениям в линии Hα и линии FeXI 171 Å переходной зоны от хромосферы к короне обнаружены квазипериодические (10–20 мин) вариации скейлинговых параметров, коррелирующие со вспышками. Применение метода мультифрактальной сегментации к хромосферным изображениям показало, что участки максимальных значений показателя сингулярности совпадают с очагами вспышек. В дальнейшем тот же метод впервые был применен для обнаружения новых магнитных потоков и очагов вспышечной активности по солнечным фотосферным магнитограммам.

• К этой странице обращались 36 173 раза.
•  
• Продолжая использовать наш сайт, Вы даете согласие на обработку пользовательских данных (IP-адрес; версия ОС; версия веб-браузера; сведения об устройстве (тип, производитель, модель); разрешение экрана и количество цветов экрана; версия Flash; версия Silverlight; наличие программного обеспечения для блокирования рекламы, наличие Cookies, наличие JavaScript; язык ОС и Браузера; время, проведенное на сайте; действия пользователя на сайте) в целях определения посещаемости сайта.
•