Резюме. Для исследования тонкой структуры хромосферы новый двух полосный интерференционно-поляризационный фильтр был создан в ИСЗФ СО РАН, г. Иркутск. Одна полоса пропускания фильтра центрирована на линии HeI 10830Å, вторая на линию H_±. Полуширина полосы пропускания в области линии HeI 10830Å - 0.40Å и в области линии H± - 0.3Å. На Большом Внезатменном Коронографе Саянской обсерватории было получено большое количество фильтрограмм с использованием этого фильтра. Одновременно на Большом Солнечном Вакуумном телескопе Байкальской обсерватории были выполнены спектральные наблюдения с высоким пространственным и спектральным решением. Выбрано 29 спектров "темных точек" размером от 2 " до 13 ". Также как и "темные точки" на фильтрограммах, они пространственно не соответствуют флоккульным областям в линии H±. Сравнение спектрограмм и фильтрограмм показало хорошее согласие их размеров и интенсивности по отношению к окружающей хромосфере, а также отсутствие преимущественного направления лучевых скоростей. По спектральным наблюдениям, глубина линии 10830Å для некоторых "темных точек " - более чем 30 %, и FWHM - больше чем 1Å. Профили линии HeI 10830Å в "темных точках " оказались более глубокими и широкими чем в спокойной области. Оценена оптическая глубина хромосферы в "темных точках ". Сравнение с невозмущенной хромосферой показало, что "темные точки" в HeI 10830A (или small loops) более оптически тонкие по сравнению с окружающей их хромосферой.

Инфракрасные наблюдения в солнечной астрофизике становятся все более и более актуальными, поскольку они открывают совершенно новые перспективы. Линия HeI 10830 Å - наиболее сильная триплетная линия нейтрального гелия, позволяющая исследовать физические свойства верхней хромосферы и переходного слоя между хромосферой и короной. Можно предположить, что монохроматические наблюдения Солнца в линии 10830 приведут к такому же прорыву в понимании природы верхних слоев солнечной атмосферы, как это сделано с интерференционно-поляризационным фильтром (ИПФ) на линию H_a.

В 1998 был введен в действие двухполосный ИПФ, созданный в ИСЗФ СО РАН [32]. Фильтр позволяет получать изображение Солнца в линии HeI 10830Å и H_a. Летом 1998 года на Большом Внезатменном Коронографе Саянской обсерватории были предприняты первые наблюдения с использованием этого фильтра. В общей сложности было получено около 400 фильтрограмм активных областей, спокойной хромосферы вблизи экватора и на полюсах, протуберанцев и вспышек в линиях HeI 10830Å и H_a. Особое внимание было оказано тонкоструктурным образованиям солнечной хромосферы на уровне формирования этих линий и сопоставлению хромосферной структуры в HeI 10830Å и H_a. Для наблюдателей было также важно опробирование нового прибора для исследований солнечных структур малых размеров. В частности, это относится к изучению "темных точек" в линии HeI 10830Å, часто соответствующих как ярким точкам в рентгене, так и в CIV и гипотетически являющемся результатом пересоединения локальных магнитных полей [2, 3, 9, 12].

Изучение "темных точек" по фильтрограммам и спектрогелиограммам достаточно широко представлено в литературе, например [2, 3, 9, 10, 12, 17, 19-22]. Эти исследования подробно описывают морфологические особенности "темных точек", связь их с яркими точками и ассоциации с магнитными биполями. Исследованию профилей линий HeI 10830Å в спокойной хромосфере, активных областях, корональных дырах, а также Солнца как звезды посвящено достаточно много публикаций [4-6, 8, 11, 14, 16, 23-26, 27-30]. В то же время мы нашли лишь одну публикацию [1], в которой исследовались собственно профили линий HeI 10830Å в "темных точках". Поэтому наряду с изучением "темных точек" с помощью ИПФ на Саянской обсерватории также проводились спектральные наблюдения "темных точек" в линии He I 10830 Å на Большом солнечном вакуумном телескопе Байкальской обсерватории, где с помощью ПЗС - камеры было получено около 300 спектрограмм.

К сожалению, в связи с удаленностью двух обсерваторий друг от друга (около 400 км) и, соответственно, с различием погодных условий на этих обсерваториях, мы не имели возможности одновременно наблюдать одни и те же "темные точки". Однако это не помешало нам получить некоторые характерные особенности, а также оценить физические параметры "темных точек" (ТТ) в линии HeI 10830Å.

В части 2 статьи представлено краткое описание нового фильтра и даны результаты наблюдений, полученных с его помощью. В разделе 3 представлены характеристики контуров линии He I 10830 Å на основании спектральных данных. Сведения о "темных точках", полученные по фильтрограммам и спектрограммам, обобщены в разделе 4.

Интерференционно-поляризационный фильтр с двумя полосами пропускания разработан и изготовлен в ИСЗФ для исследований солнечной атмосферы. Кристаллические пластины фильтра из оптического кальцита объединены в четыре широкоугольных расщепленных регулируемых элемента и один широкоугольный нерегулируемый элемент. Одна из полос центрирована на линию HeI 10830Å. Полуширина полосы 0.46Å, смещение по спектру ±2Å, угловое поле ±1.17º. Для второй полосы, центрированной на Н_a, эти параметры составляют 0.3Å, ±0.9Å, ±0.9º, соответственно. В качестве поляризаторов использованы двупреломляющие призмы кальцит-стекло, эффективные в обеих длинах волн. Полуволновые и четвертьволновые пластинки регулируемых элементов имеют высокий порядок интерференции, что позволило обеспечить точное значение фазового сдвига в обеих полосах и исключить установку суперахроматических пластинок. Система разделения полос позволяет вести одновременные наблюдения в обеих линиях.

Изображение Солнца регистрировалось с помощью ПЗС-камеры ТЕК 512´ 512. Средние экспозиции в He I 10830Å составляли 0.4 сек на диске и 1-1.2 сек. для протуберанцев, а в Н_a 0.1-0.2 сек. Пространственный масштаб изображения 0" .4/пиксел. Для выбранных областей на Солнце размером 200" ×200" регистрировались временные последовательности изображений в центре и крыльях линий He I 10830Å и Н_a с шагом 0.2Å до ±0.6Å от центра линии.

Для изучения "темных точек" из большого количества полученных фильтрограмм в качестве первого материала выбирались такие, где "темные точки" в HeI 10830Å пространственно не соответствовали флоккульным областям в Н_a. Всего было рассмотрено 6 последовательностей изображений в разных участках линии He I 10830 Å и соответствующих им изображений в Н_a. В каждой последовательности изображения регистрировались с интервалом 15-20 сек, а интервал между последовательностями выбирался в зависимости от атмосферных условий. В выбранных изображениях изучались морфология и эволюция, а также некоторые спектральные параметры "темных точек".

Наиболее контрастными "темные точки" наблюдались в центре линии He 10830Å, где отношение интенсивностей "темных точек" и соседней атмосферы составляло примерно 0.67. При продвижении в крылья отношение интенсивностей увеличивалось и достигало единицы на ± 0.6Å. В северной полярной области отношение интенсивностей "темных точек" и окружающей атмосферы отличается от такового на диске и составляет примерно 0.9.

Характерный размер "темных точек" на наших фильтрограммах составляет 12-16" , что согласуется с результатами [12]. Однако на фильтрограммах северной полярной области размер He I 10830Å "темных точек" составил 4-5" . Эти результаты подтверждаются спекторогелиограммами, полученными на обсерватории Kitt Peak.

На большинстве фильтрограмм не отмечалось асимметрии относительной интенсивности "темных точек" в синем и красном крыльях линии He I 10830Å, лишь в одном случае наблюдалась синяя асимметрия 0.2Å и в одном - красная асимметрия 0.2Å. Это не соответствует результатам [1], где наблюдалась преимущественная синяя асимметрия.

Согласно[1] характерное время эволюции "темных точек" составляет приблизительно 40минут. Оценки, сделанные по нашим наблюдениям, не противоречат этому заключению. Так, на двух фильтрограммах в центре линии He I 10830Å, полученных в 10h 40m и в 12h 15m, группа, в начале наблюдения состоявшая из трех "темных точек", к 12h 15m преобразовалась в две новые "темные точки". Через 25 минут эти две точки размером 12.5"×12.5", расположенные на расстоянии 16.5² , не меняя взаимного расположения, изменили относительную интенсивность с 0.68 до 0.61.

Спектральные наблюдения "темных точек" в линии He I 10830 Å производились на Большом солнечном вакуумном телескопе с помощью ПЗС - камеры. Все инструментальные параметры представлены в таблице 1.

Всего было получено 222 спектрограммы в области 10830 Å; практически на всех спектрограммах вид линии по высоте не однородный. В качестве ТТ мы выбирали только те случаи, когда наряду со слабым поглощением имеется небольшой участок с достаточно глубокой линией 10830. Было выбрано 29 таких участков ТТ.

Таблица 1. Инструментальные параметры.

Обработка спектрограмм производилась по стандартной методике наблюдений с помощью ПЗС - камеры: определялись значения темнового тока и плоского поля. Затем эти значения использовались для коррекции рабочих кадров. Кроме того, для получения контуров триплета He I 10830 Å исключалось блендирование его крылом линии Si I. На рисунке 2 показаны контуры триплета He I 10830 Å в ТТ и невозмущенной хромосфере.

Рис. 1. "Темная точка" в линии HeI 10830Å.	Рис. 2. Профили линии HeI 10830Å в "темной точке" (сплошная линия) и невозмущенной хромосфере (пунктир).

Были определены значения глубины линий триплета 10830.3 Å и 10829.1 Å, и отношение их глубин r(ј), Ёде ј=cos(ё). ”ля линии 10830.3Å были получены ширина на половине максимума глубины (FWHM), сдвиг центра линии и вычислены лучевые скорости. Все перечисленные параметры были определены также для нескольких участков невозмущенной хромосферы. Средние значения всех перечисленных параметров для ТТ и невозмущенной хромосферы представлены в таблице 2. Здесь же даны параметры контуров триплета 10830 Å для спокойной хромосферы полученные в [28, 5].

В [1] в ТТ были найдены смещения линий в голубую часть спектра, соответствующие подъему вещества со скоростью 5-17 км/с. В [14, 20] показано, что ТТ в большей степени ассоциируются с так называемым He Rain, но встречаются также и голубые смещения. Мы нашли в ТТ сдвиги как в красную, так и в голубую сторону с максимальной лучевой скоростью ± 7 км/сек. При этом, как видно из таблицы 2 в среднем по всем ТТ мы не обнаружили преимущественных движений вверх или вниз. Кроме того, мы сопоставили скорости вещества в ТТ с их размерами, спектральными параметрами профилей в них, а также со значением cos(ё), ё не нашли какой-либо зависимости лучевых скоростей от этих параметров.

Как и следовало ожидать, глубина линий HeI 10830.3 Å и 10829.1 Å больше в "темных точках", чем в невозмущенной хромосфере, что согласуется с [1]. В некоторых ТТ глубина двух нерасщепленных компонент превышает 30%, а полуширина превышает 1Å. В среднем в ТТ контуры линий He I 10830 глубже и шире, чем в невозмущенной хромосфере.

Оптическую глубину хромосферы при использовании триплета He I 10830 Å можно определить по отношению центральных глубин двух нерасщепленных компонент триплета к третьему компоненту [11, 5]:

или

При оптически тонкой атмосфере величина r(ј) приближается к 8.

Для определения оптической глубины мы использовали более точное выражение. В работе [7] путем совместного решения системы уравнений стационарности и переноса излучения были выполнены расчеты возбуждения He I 10830.3 Å в хромосфере по модели VAL-C; при этом учитывалось влияние различной степени освещения хромосферы потоком УФ- коронального излучения. На основании этих расчетов наблюдаемая центральная глубина линии R₀ из соотношения (2) выражается следующим образом:

где D(Д₀, ј)- поправка, обусловленная рассеянием в линии, дана в [7].

В таблице 2 представлены значения оптической глубины, посчитанные по формуле (2), где для центральной глубины используется выражение (3). В скобках представлены значения Д₀, посчитанные по формуле (1).

На основании спектральных наблюдений можно сделать вывод, что линия He I 10830 Å в ТТ глубже и шире, чем в окружающей хромосфере. Небольшие петли (small loops), видимые в He I 10830Å как ТТ, оптически более тонкие по сравнению с окружающей их атмосферой. Обнаружены лучевые скорости, величина которых варьируется в ТТ от -7 км/сек до +7 км/сек.

1. Li Hui, Fan Zhongyu, You Jianqi: Acta Astron. Sin., 1996, Vol. 37, No. 3, p. 336
2. Sheeley, N.R., Harvey, J.W.,: Solar Physics, 1977, Vol. 54, p. 343
3. Gollub, L., Krieqer, A.S., Vaiana G.S., Harvey, J.W.: Solar Physics, 1977, Vol. 55, p. 111
4. Shcherbakov, A. G., Shcherbakova, Z. A., Tuominen, I.., Jetsu L.: Astron. Astrophys., 1996, Vol. 309, No. 2, p. 655
5. Щербакова, З.А., Щербаков, А.Г., Шапиро, Б.И., Хейнман, А.С. :Известия КрАО, 1983, Т. 66, стр. 119
6. Щербаков, А.Г., Щербакова, З.А.: Известия КрАО, 1983, Т. 68, стр. 39
7. Пожалова, Ж. А.: Астрономический журнал, 1988, Том 65, вып. 5, стр. 1037
8. Dupree, A. K, Penn, M. J., Jones, H. P.: Astrophys. J., Lett., 1996, Vol. 467, No. 2, p. L121
9. Porter, J.G., Reichmann, Ed.J., Moore, R.L., Harvey K.L.: NASA Conference Publication 2442, ed. A.I. Poland, 1986, p. 383
10. McCabe, M. K. Mickey, D. L.: Solar Physics, 1981, vol. 73, p. 59
11. Giovanelli, R.G., Hall. D.: Solar Phys. 1977, vol.52, p.211
12. Harvey, K. L., Tang F., Gaizauskas V. : NASA Conference Publication 2442, ed. A.I. Poland, 1986, p. 359
13. Holt, R.D., Park, A.H., Tompson, J.C., Mullon., D.M.: NASA Conference Publication 2442, ed. A.I. Poland, 1986, p. 377
14. Penn, M.J.; Jones, H.P.: Bull. American Astronomical Society , SPD meeting #29, 1997, #13.03
15. Andretta, V.:Bull. American Astronomical Society , 1996, 188, #36.19
16. Penn, M.; Jones, H.: American Astronomical Society Meeting, 1996, 188, #79.06
17. Harvey, K. L.; Penn, M.; Tarbell, T.; Saba, J.; Hassler, D.; Moses, J. D.; Fludra, A.: American Astronomical Society, SPD meeting #29, 1997, #01.24
18. Jones, H. P.; Winters, W. F.; Penn, M. J.; Schwitters, J. D.: American Astronomical Society, SPD meeting #29, 1997, #02.25
19. Парфиненко Л.Д., Парфиненко Н.К.: Солнечные данные, бюлл., 1990, №. 7, стр. 92
20. Penn, M.J., Allen, C.J.: .: Solar Physics, 1997, vol. 174, p. 359
21. Парфиненко Л.Д.: Солнечные данные, бюлл., 1989, № 11, стр. 91
22. Ихсанов, Р. Н., Парфиненко Л.Д.: Солнечные данные, бюлл., 1987, № 9, стр. 89
23. Букач, А.Б., Дидковский, Л.В, Степанян, Н. Н., Щербакова З.А.: Известия КрАО., Том 82, стр. 172
24. Singh, J.,. Jain, S. K, Venkatakrishnan, P.: Sol. Phys., Vol. 150, No. 1 - 2, p. 49
25. Brajsa, R., Pohjolainen, S., Ruzdjak, V., Sakurai, T., Urpo, S., Vrsnak, B.,. Wohl, H: Sol. Phys., Vol. 163, No. 1, p. 79
26. Muglach, K., Schmidt, W., Knölker, M.: Sol. Phys., Vol. 172, No. 1 - 2, p. 103
27. You Jianqi, Wang Chuanjin, Lu Jing, Fan Zhongyu: Acta Astron. Sin., Vol. 34, No. 4, p. 374
28. Козлова, Л.М., Сомов, Б.В., Татарников, М.П., Татарников, А.М., Ященко, Д.А.: Известия РАН, Физическая серия, 1996, том 60, стр. 136
29. Сомов Б.В., Козлова Л.М.: Астрономический журнал., 1998, том 75, вып. 6, стр. 926
30. Levkovsky, V., Papushev, P., Salakhutdinov, R.: IAU, Simposium N 154, ed's: D.M. Rabin, J.T. Jefferies, C. Lindsey, 1994, p. 77
31. Rust, D.M., Bridges, C.A.III :Solar physics, v.43, 1975, p.129.
32. Kushtal, G.I. and Skomorovsky V.I.: "Solar Jets and Coronal Plumes" Proceedings of an International Meeting held in Guadeloupe France, 23-26 February 1998, p. 329