Способ измерения времени распространения колебаний в солнечной атмосфере

Использование: для измерения времени распространения колебаний в солнечной атмосфере. Сущность изобретения заключается в том, что осуществляют выявление доминирующих частот в колебаниях на разных высотных уровнях, последующую узкополосную фильтрацию сигналов на доминирующей частоте и измерение временной задержки между фильтрованными сигналами, принадлежащими разным высотам, при этом используют модуляцию солнечной вспышкой амплитуды колебаний, постоянно присутствующих в нижних слоях солнечной атмосферы, прослеживают образовавшиеся цуги сигналов повышенной амплитуды последовательно на каждом из высотных уровней и измеряют запаздывание по моментам пересечения сигналами в цугах нулевой линии, после чего среднее значение времени распространения определяют по заданному математическому выражению. Технический результат: обеспечение возможности упрощения процедуры измерения временной задержки сигналов, а также устранение неоднозначностей, возникающих при измерениях. 1 ил.

 

Изобретение относится к области физики и может быть использовано в астрофизике при исследовании процессов переноса энергии в атмосфере Солнца и звезд с помощью волновых механизмов. Многообразие типов колебаний и волн в солнечной атмосфере объединено под общим наименованием магнитогидродинамические (МГД) колебания и волны. Измерение их характеристик и времени распространения в различных солнечных структурах широко используется для изучения физических свойств среды, в которой они наблюдаются. По аналогии с земной сейсмологией соответствующие разделы науки именуются «гелиосейсмология» или более конкретно, например, «корональная сейсмология» [1]. Для многих линий солнечного спектра установлены высоты их образования в солнечной атмосфере, поэтому колебания на разных высотах солнечной атмосферы изучают с использованием различных спектральных линий.

Обычно измерения времени распространения колебаний в солнечной атмосфере основаны на предварительном выявлении доминирующих частот колебаний на разных высотных уровнях. После этого сигналы подвергают узкополосной фильтрации для того чтобы исключить влияние сопутствующих гармоник и измеряют фазовую задержку между соответствующей парой сигналов.

Наиболее близким по сути технического решения является способ измерения временного запаздывания колебаний над солнечными пятнами и факелами, изложенный в [2], fig. 17, fig. 20.

В известном способе [2] (именуемом далее прототип) используется узкополосная фильтрация на доминирующих частотах (в нижней солнечной атмосфере это колебания на частотах 3.3 и 5.6 миллигерц) наблюдаемых сигналов в разных спектральных линиях и последующее измерение фазового запаздывания на разных интервалах временной серии. Из анализа Рис. 17 и 20 прототипа следует, что фазовая разность, измеряемая на разных участках временной серии, значительно различается, что вносит неопределенность в измерения (от 1,5 до 3 раз).

В предлагаемом способе используется тот факт, что солнечная вспышка модулирует амплитуды колебаний с частотами 3.3 и 5.6 миллигерц. Модуляция выражается в резком усилении до 5 раз амплитуды этих колебаний. Образовавшиеся компактные цуги колебаний на этих частотах легко прослеживаются при распространении колебаний снизу в верхние слои солнечной атмосферы (см. Фиг. 5, Фиг. 6 в [3]).

После выявления цугов в сигналах на разных высотных уровнях измеряют запаздывание сигналов между соседними уровнями. Для этого фиксируют моменты пересечения сравниваемыми сигналами нулевой линии (Рис. 1) и значение времени распространения определяют по формуле

где Δt_i - величина запаздывания для каждой пары пересечений сигналами цугов нулевой линии; n - количество пар пересечений в цуге.

Крутизна кривых, отображающих сравниваемые сигналы максимальна в моменты пересечения нулевой линии, и это приводит к повышению точности в определении времени распространения. Определение задержки по экстремумам сигналов (вершины синусоиды) внесло бы больше ошибок из-за того, что на таких участках сигнал параллелен оси времени.

Использование метода кросс-корреляции между сигналами также содержит дополнительные ошибки из-за отличия амплитуд на разных участках цуга.

На Рис. 1 представлены реальные сигналы интенсивности на частоте 3.3 миллигерца в спектральных линиях с центральной длиной волны 171 ангстрем (ближняя корона) и 304 ангстрема (переходная зона между хромосферой и короной). Сигналы получены после узкополосной фильтрации на частоте 3.3±0,5 миллигерц для временной серии длительностью 46 минут. На Рис. 1 отмечены 6 пар пересечений сигналами нулевой линии, указано время по Гринвичу (мировое). Вертикальная штриховая линия показывает время начала вспышки, которая продолжалась около 20 минут. Вспышка была очень малой и согласно принятой классификации не превышала 2 единиц в классе В. Тем не менее она вызвала значительное усиление амплитуды колебаний (до пяти раз) на выделенных частотах. Можно усмотреть некоторую аналогию с геофизикой, когда небольшие взрывы в скважинах используются для исследования свойств залегающих пород, т.к. при этом взрывное возмущение также резко активизирует колебания на собственных частотах в окружающих скважину породах. Предлагаемый способ в сравнении с известными решениями позволяет уменьшить неопределенность измерений от 1.5 до 3 раз.

Список использованной литературы

1) Степанов А.В., Зайцев В.В., Накаряков В.М.. Корональная сейсмология, Успехи Физических Наук, 182, 999-1005 (2012).

2) Kobanov, N.; Kolobov, D.; Kustov, A.; Chupin, S.; Chelpanov, A., 2013, Solar Physics,. 284,. 379K "Direct Measurement Results of the Time Lag of LOS-Velocity Oscillations Between Two Heights in Solar Faculae and Sunspots".

3) Chelpanov, A.A.; Kobanov, N.I, Solar Physics (2018) Vol 293, 157 "Oscillations Accompanying a He i 10830 Negative Flare in a Solar Facula" DOI: org/10.1007/S11207-018-1378-2.

Способ измерения времени распространения колебаний в солнечной атмосфере, включающий выявление доминирующих частот в колебаниях на разных высотных уровнях, последующую узкополосную фильтрацию сигналов на доминирующей частоте и измерение временной задержки между фильтрованными сигналами, принадлежащими разным высотам, отличающийся тем, что для этого используют модуляцию солнечной вспышкой амплитуды колебаний, постоянно присутствующих в нижних слоях солнечной атмосферы, прослеживают образовавшиеся цуги сигналов повышенной амплитуды последовательно на каждом из высотных уровней и измеряют запаздывание по моментам пересечения сигналами в цугах нулевой линии, при этом среднее значение времени распространения определяют по формуле

где Δt_i - величина запаздывания для каждой пары пересечения сигналами цугов нулевой линии; n - количество пар пересечений сигналами в цуге нулевой линии.