Відділ фізики Сонця

Історична довідка

Завідувач відділу фізики Сонця чл.-кор. НАН України Н.Г. Щукіна

30 червня 1954 р. смуга повного сонячного затемнення охоплювала Київ. Напередодні цієї події в обсерваторії були виготовлені прилади для спостереження затемнення. Трикамерний астрограф та дифракційний спектрограф використовували для регулярних спостережень Сонця й після затемнення. Таким чином розпочався період активних досліджень Сонця.

1964 р. Президія АН УРСР офіційно затвердила структурним підрозділом відділ фізики Сонця. Першим завідувачем відділу був д.ф.-м.н., проф. Е.А. Гуртовенко (1928—1994). З 1983 р. відділом керував д.ф.-м.н, чл.-кор. НАН України Р.І. Костик. З 2003 р. його очолює д.ф.-м.н., чл.-кор. НАН України Н.Г. Щукіна.

Співробітники відділу:

Головні напрями наукової діяльності:

• Стокс-діагностика сонячної грануляції та активних явищ (сонячні плями, спалахи, факели, протуберанці та ін.);
• спектрополяриметрія спокійного Сонця;
• сонячний магнетизм;
• моделювання переносу поляризованого випромінювання в атмосферах зір і Сонця;
• моделювання хвильових процесів в атмосфері Сонця;
• моделювання глобальної конвекції та диференційованого обертання Сонця;
• геліосейсмологія;
• моніторинг довготривалих змін параметрів фраунгоферових ліній;
• хімічний вміст Сонця, зір сонячного типу та зір, що утворилися на ранніх етапах еволюції Всесвіту.

Спостережна база

Відділ виконує спостереження на телескопах з високим рівнем автоматизації:

• АЦУ-5 з монохроматором подвійної дифракції (Київ);
• АЦУ-26 з п'ятикамерним спектрографом (п. Терскол, Приельбрусся, Північний Кавказ, МЦ АМЕД).

Відділ бере участь у спільних спостережних програмах на німецькому вакуумному телескопі (VTT), голландському відкритому телескопі (DOT), на французько-італійському сонячному телескопі (THEMIS), що розміщені на Канарських островах (Іспанія).

Сонячний телескоп АЦУ-5	Павільйон сонячного телескопа АЦУ-5	Сонячний телескоп АЦУ-26

Наукова співпраця

Відділ фізики Сонця співпрацює з:

• Інститутом Астрофізики на Канарських островах (Тенеріфе, Іспанія).
• Центром з досліджень астрофізичної плазми Університету Левена (Center for mathematical Plasma Astrophysics (Leuven, Belgium).
• Інститутом сонячно-земної фізики Сибірського відділення РАН (Іркутськ, Росія).
• Інститутом земного магнетизму, іоносфери та поширення радіохвиль РАН (Троїцьк, Росія).
• Київським та Львівським університетами.

Найвагоміші результати досліджень:

1. Модернізовано й уведено в дію горизонтальний сонячний телескоп АЦУ-5 з монохроматором подвійної дифракції, що своєю спектральною роздільною здатністю є одним з найпотужніших телескопів світу.
2. Проведено космічні спостереження сонячних осциляцій на орбітальних станціях КОРОНАС-І та КОРОНАС-Ф.
3. За даними експериментів VIRGO/SPM, GOLF (SOHO) та ДИФОС (КОРОНАС-Ф) виявлено аномалії коливань яскравості та швидкості р-мод низьких ступенів; гравітаційні моди коливань не знайдено.
4. Уперше показано, що хвилі, які аналізують під час геліосейсмологічних вимірів, проходячи під плямами, прискорюються.
5. Побудовано напівемпіричні моделі спалахів та активних явищ, що описують еволюцію з часом їх поля швидкостей, магнітного поля й температури. Створено багатовимірні магнітогідродинамічні та магнітогідростатичні моделі фотосфери та сонячних плям.
6. Отримано результати, що наближають нас до вирішення найактуальнішої проблеми сучасної фізики Сонця – пошуку ефективних джерел нагріву хромосфери та корони, а саме: показано, що енергія турбулентних магнітних полів у спокійній атмосфері Сонця може бути істотно більшою, ніж передбачали раніше. Цієї енергії вистачає для нагріву хромосфери й корони.
7. Запропоновано ефективний механізм, що пояснює нагрів хромосфери. Показано, що дисипація струмів, посилена дією амбіполярної дифузії, підвищує температуру хромосфери на кілька тисяч градусів за хвилини.
8. Показано, що процес розповсюдження хвиль в активній ділянці суттєво відхиляється від адіабатичного. Це понижує граничну частоту, в результаті чого 5-ти хвилинні коливання проникають у хромосферу й додатково нагрівають її.
9. Показано, що конвекція не припиняється в середній фотосфері, як вважали раніше, а простягається до нижньої хромосфери. У середній фотосфері конвективні елементи тільки міняють знак контрасту та напрямок руху. Магнітні поля (400—1800 Гс) не подавляють конвекцію, як передбачали теоретичні розрахунки.
10. Отримано розподіл випромінювання в спектрі Сонця в абсолютних енергетичних одиницях для ділянки спектра 300—1060 нм.
11. Методи локальної геліосейсмології Сонця знайшли застосування для пояснення швидких пульсацій магнітних пекулярних Ap-зір. Магнітогідродинамічне моделювання цих пульсацій дозволило пояснити основні спостережні властивості RoAp-зір.
12. Вирішено проблему вмісту заліза і кремнію у фотосфері Сонця. Отримано співвідношення для великої сітки моделей атмосфер зір, що дають можливість оцінити вміст літію, кисню й заліза залежно від зоряних параметрів. Ці результати мають важливе значення для розв’язку фундаментальних питань астрофізики, що стосуються нуклеосинтезу хімічних елементів під час Великого Вибуху, еволюції галактик та зір, внутрішньої будови і структури атмосфер зір і Сонця.