The behavior of the spotless active regions during the solar minimum 23-24

In this work, we analysed the physical parameters of the spotless actives regions observed during solar minimum 23 – 24 (2007 – 2010). The study was based on radio maps at 17 GHz obtained by the Nobeyama Radioheliograph (NoRH) and magnetograms provided by the Michelson Doppler Imager (MDI) on board the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). The results shows that the spotless active regions presents the same radio characteristics of a ordinary one, they can live in the solar surface for long periods (>10 days), and also can present small flares.

Μελέτη του ρόλου της λεπτής υφής της χρωμόσφαιρας στο σχηματισμό του μαγνητικού θόλου και στη διάδοση των κυμάτων

Η χρωμόσφαιρα είναι ένα ιδιαίτερα ανομοιογενές και δυναμικό στρώμα της ηλιακής ατμόσφαιρας. Υψηλής ανάλυσης παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι αποτελείται κυρίως από μικρής κλίμακας δομές, οι οποίες σχετίζονται με το μαγνητικό πεδίο. Στην παρούσα διατριβή χρησιμοποιούμε παρατηρήσεις σε διάφορα μήκη κύματος για τη μελέτη των ταλαντώσεων και των κυμάτων στον ήρεμο Ήλιο και τη σχέση τους με το μαγνητικό πεδίο και τις δομές μικρής κλίμακας της χρωμόσφαιρας, που ονομάζονται ψηφίδες. Οι παρατηρήσεις λήφθηκαν κατά τη διάρκεια μιας σειράς συντονισμένων παρατηρήσεων του Ήλιου, η οποία περιελάμβανε όργανα στο διάστημα (Transition Region and Coronal Explorer, Michelson Doppler Imager της αποστολής SoHO, φασματοπολωσίμετρο στο Solar Optical Telescope της αποστολής Hinode) και ένα επίγειο τηλεσκόπιο (Dutch Open Telescope). Τα δεδομένα αποτελούνται από χρονικές σειρές εικόνων και μαγνητογραμμάτων μιας περιοχής του μαγνητικού δικτύου, στο κέντρο του ηλιακού δίσκου και καλύπτουν διάφορα ύψη της ηλιακής ατμόσφαιρας, από τη βάση της φωτόσφαιρας ως την ανώτερη χρωμόσφαιρα. Χρησιμοποιώντας ανάλυση κυματιδίου, μελετήσαμε την κατανομή της ισχύος των ταλαντώσεων στο διδιάστατο οπτικό πεδίο, όπως επίσης και την μεταβολή της με το ύψος και τη σχέση της με το μαγνητικό πεδίο και τις χρωμοσφαιρικές ψηφίδες. Με μια μέθοδο παρέκτασης, η οποία στηρίζεται στην υπόθεση των μηδενικών ρευμάτων, υπολογίσαμε το μαγνητικό πεδίο της χρωμόσφαιρας, ενώ κάνοντας χρήση ενός ημι-εμπειρικού ατμοσφαιρικού μοντέλου υπολογίσαμε το ύψος του μαγνητικού θόλου. Η κυματική διάδοση ανάμεσα στα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας μελετάται με ανάλυση διαφοράς φάσης. Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι η ισχύς των ταλαντώσεων κατανέμεται σε επιμήκεις δομές γύρω από το μαγνητικό δίκτυο, οι οποίες συμπίπτουν με τις θέσεις των χρωμοσφαιρικών ψηφίδων. Επιπλέον, γύρω από το μαγνητικό δίκτυο, στις παρατηρήσεις στη φασματική γραμμή Ηα βρίσκουμε ενισχυμένη ισχύ στη φωτόσφαιρα (άλως ισχύος) και μειωμένη στη χρωμόσφαιρα (μαγνητική σκιά). Η μαγνητική σκιά και η άλως ισχύος αποδίδονται στην αλληλεπίδραση μεταξύ των ακουστικών ταλαντώσεων και των χρωμοσφαιρικών ψηφίδων, οι οποίες σκιαγραφούν τα κεκλιμένα μαγνητικά πεδία της χρωμόσφαιρας και σχηματίζουν το μαγνητικό θόλο. Ο μαγνητικός θόλος διαχωρίζει την ηλιακή ατμόσφαιρα σε μια μαγνητισμένη και μια μη-μαγνητισμένη συνιστώσα και πάνω σε αυτή την οριακή επιφάνεια, τα ακουστικά κύματα υφίστανται μετατροπή και ανάκλαση. Η κλίση του μαγνητικού πεδίου, στο ύψος του μαγνητικού θόλου, καθορίζει το ποσοστό των κυμάτων που μεταδίδονται στη χρωμόσφαιρα ή ανακλώνται πίσω στη φωτόσφαιρα και είναι υπεύθυνα για την εμφάνιση της μαγνητικής σκιάς και της άλω ισχύος.