Пространственные и временные вариации формы контуров линии K Ca II в различных структурных образованиях солнечной хромосферы. II. Методика определения и корреляционные соотношения между параметрами линии для участков K1 и K2
Автор: Турова И.П., Григорьева С.А., Ожогина О.А.
Журнал: Солнечно-земная физика @solnechno-zemnaya-fizika
Статья в выпуске: 4 т.6, 2020 года.
Бесплатный доступ
Исследовались две области в атмосфере Солнца, находящиеся в основании корональной дыры. Вычислен ряд параметров линии K Ca II для минимумов интенсивности K1 и пиков K2, которые образуются на высотах между верхней фотосферой и нижней хромосферой, и в нижней хромосфере соответственно. Уточнена методика определения сдвигов контура ∆lK1v и ∆lK1r, ∆lK2v и ∆lK2r, включая случаи, когда их прямое нахождение затруднено. Вычислены интенсивности I K1v, I K1r, I K2v, I K2r, разделения минимумов K1 и пиков K2: SEP K1=∆lK1r-∆lK1v, SEP K2=∆lK2r-∆lK2v соответственно. Построены графики рассеяния и определены корреляционные соотношения между параметрами, относящимися к разным уровням атмосферы. Получены следующие результаты. Интенсивности, которые наблюдаются в нижней и средней хромосфере связаны между собой сильнее, чем интенсивности, относящиеся к верхней фотосфере и средней хромосфере. Структуры с усиленным магнитным полем более яркие на уровне верхней фотосферы и нижней хромосферы по отношению к структурам с более слабым полем. Разделения минимумов K1 имеют большую величину для структур с усиленным магнитным полем по отношению к структурам с более слабым полем, тогда как для разделения пиков K2 картина обратная - они меньше для структур с усиленным магнитным полем. Такая зависимость имеет место не только для выбранных структур спокойной области, но и для флоккулов, хотя по флоккулам требуется дополнительная статистика. Зависимость между сдвигами интенсивности минимумов K1 и пиков K2 для фиолетового и красного крыльев оказалась слабой. Это может быть связано как с существенным вкладом случайных движений в поле скоростей на уровнях верхней фотосферы и нижней хромосферы, так и с разностью высот образования фиолетового и красного крыльев.
Фотосфера, хромосфера, контуры линии k ca ii
Короткий адрес: https://sciup.org/142225920
IDR: 142225920 | УДК: 523.9-1/-8, | DOI: 10.12737/szf-64202002
Spatial and temporal variations of K Ca II line profile shapes in different structures of the solar chromosphere. II. Determination technique and correlation relationships between the k ca ii line parameters for K1 and K2 features
We have studied two regions located at the base of a coronal hole. For the K1 intensity minima and K2 peaks, which form between the upper photosphere and the lower chromosphere and in the lower chromosphere respectively, a number of Ca II line parameters have been computed. We have improved the determination technique for ∆lK1v, ∆lK1r, ∆lK2v, ∆lK2r line profile shifts, including certain cases when their direct determination was complicated. We have determined I K1v, I K1r, I K2v, I K2r intensities, K1 minima and K2 peak separations SEP K1=∆lK1r-∆lK1v, SEP K2=∆lK2r-∆lK2v respectively. We have constructed scatter plots and have computed correlation relationships between parameters relating to different levels of the atmosphere. We have obtained the following results. The intensities observed in the lower and middle chromosphere are connected closer than intensities related to the upper photosphere and middle chromosphere. The structures with a stronger magnetic field are brighter at the upper photosphere and lower chromosphere levels as compared to the structures with a weaker magnetic field. K1 minima separations are of greater value for the structures with a stronger magnetic field relative to the structures with a weaker magnetic field, whereas K2 peak separations demonstrate the opposite behavior. They are lower for the structures with a stronger magnetic field. It is true not only for the chosen structures belonging to quiet regions but also for the plage, though we need additional statistics for plages. The relation between shifts of K1 minima and K2 peak intensities for violet and red wings appeared to be weak. This may be due to the considerable contribution of random movements to the velocity field at the upper photosphere and lower chromosphere levels or due to different forming levels for the profile violet and red wings.
Список литературы Пространственные и временные вариации формы контуров линии K Ca II в различных структурных образованиях солнечной хромосферы. II. Методика определения и корреляционные соотношения между параметрами линии для участков K1 и K2
- Турова И.П., Григорьева С.А., Ожогина О.А. Пространственные и временные вариации формы контуров линии K Ca II в различных структурных образованиях солнечной атмосферы. I. Особенности индивидуальных контуров // Солнечно-земная физика. 2018. Т. 4, № 4. С. 3-13. DOI: 10.12737/szf-44201801
- Bjørgen J.P., Sukhorukov A.V., Leenaarts J., et al. Three-dimensional modeling of the Ca II H and K lines in the solar atmosphere // Astron. Astrophys. 2018. V. 611. A62. DOI: 10.1051/0004-6361/201731926
- Brault J.W., Neckel, H. Spectral Atlas of Solar Absolute Disk-Averaged and Disk-Center Intensity from 3290 to 12510 Å. 1987. URL: [http://www.hs.uni-hamburg.de/forsch/einbl/html] (дата обращения 5 июня 2020 г.).
- Grigoryeva S.A., Turova I.P., Ozhogina O.A. Studying Ca II K line profile shapes and dynamic processes in the solar chromosphere at the base of a coronal hole // Solar Phys. 2016. V. 291. P. 1977-2002. DOI: 10.1007/s11207-016-0951-9
- Grossmann-Doerth U., Kneer F., von Uexküll M. Properties of the solar Ca II K line at high spatial resolution // Solar Phys. 1974. V. 37. P. 85-97.
- Jensen E., Orral F.Q. Observational study of macroscopic inhomogeneities in the solar atmosphere. IV. Velocity and intensity fluctuations observed in the K line // Astrophys. J. 1963. V. 138. P. 252-270.
- Kianfar S., Leenaarts J., Danilovic S., et al. Physical pro-perties of bright Ca II K fibrils in the solar chromosphere // Astron. Astrophys. 2020. V. 637. A1.
- DOI: 10.1051/0004-6361/202037572
- Leenaarts J., de la Cruz Rodriguez J., Danilovic S., et al. Chromospheric heating during flux emergence in the solar atmo-sphere // Astron. Astrophys. 2018. V. 612. A28. 10.1051/ 0004-6361/201732027.
- DOI: 10.1051/0004-6361/201732027
- Liu S.-Y. Direct observational evidence for the propagation and dissipation of energy in the chromosphere // Astrophys. J. 1974. V. 189. P. 359-365.
- Teplitskaya R.B., Ozhogina O.A., Turova I.P. Brightness distribution at the base of a coronal hole // Astron. Lett. 2006. V. 32, N 2. P. 120-127.
- DOI: 10.1134/S106377370602006X
- URL: http://ckp-rf.ru/ckp/305 (дата обращения 5 июня 2020 г.).
