Влияние магнитного поля на тонкую структуру конвективных движений в солнечной атмосфере

Abstract

Исследуются статистические свойства солнечной грануляции в активной области на поверхности Солнца от фотосферы до нижней хромосферы. Мы используем значения скорости, интенсивности и магнитного поля, полученные на разных высотах в атмосфере Солнца, по данным наблюдений на телескопе VTT Обсерватории дельТейде на Тенерифе. Изменения параметров лини (центральная глуби на линии, полуширина, эквивалентная ширина, смещение центральной глубины) и конвективной скорости представлены в зависимости от величины магнитного поля. Мы предположили 16-колончатую модель солнечной грануляции, которая зависит от направления движения конвективных элементов и знака контраста на двух высотах: в непрерывном спектре и наиболее высоком слое (h = 650 км). Мы обнаружили, что магнитное поле препятствует конвективным элементам изменять знак контраста и направление движения.

В роботі досліджуються статистичні властивості сонячної грануляції вактивній ділянці на поверхні Сонця: від фотосфери до нижньої хромосфери. Ми користуємось швидкостями, інтенсивностями та магнітним полем, які були отримані на різних висотах в атмосфері Сонця за даними спостережень на телескопі VTT Обсерваторії дельТейде на Тенерифе. Зміни параметрів лінії (центральна глибина лінії, напівширина, еквівалентна ширина, зсув центральної глибини) та конвективна швидкість представлені в залежності від величини напруженості магнітного поля. Ми запропонували 16-колонну модель сонячної грануляції в залежності від напрямку руху конвективних елементів та знака контрасту на двох висотах: у неперервному спектрі та у найвищому шарі (h = 650 км). Ми знайшли, що магнітне поле перешкоджає конвективним елементам змінювати знак контрасту та напрямок руху.

Some statistical properties of solar granulation in the photosphere and low chromosphere in an active region are examined. We used velocity, intensity and magnetic field variations obtained at different heights from observations in Ba II λ 455.4 nm and Fe λλ 1564.3—1565.8 nm. The observations were performed with the VTT at the Observatorio del Teide on Tenerife. Changes in line parameters (line-center depth, half-width, equivalent width, line-center shift) and convective velocities are presented as a function of the magnetic field. We suggest a 16-column model of solar granulation depending on the direction of motion and on the intensity contrast in the continuum and in the uppermost layer (h = 650 km). It is found that the magnetic field prevents changing the contrast sign and direction of motions for convective elements.