Диссертация (Реконструкция солнечной активности по данным оцифровки длительных рядов наблюдений), страница 7

В нижней хромосфере функция источника становитсяпочти Планковской. На этой высоте формируются пики K2. Над этими высотамифункция источника становится меньше, чем функция Планка. В результатепоглощение снова доминирует и приводит к тому, что компонента K3 являетсясамой темной в линии [142].Важной особенностью линии CaIIK, которую можно видеть на Рис. 1.8 иРис. 1.11, является способность этой линии давать информацию о магнитныхполях. Центральная часть этой линии значительно изменяется в области сильныхмагнитных полей (флоккул) (верхняя кривая на Рис.

1.12) по сравнению собластями спокойного Солнца (QS) (нижняя кривая на Рис. 1.12).Рис. 1.12. Профиль линии CaIIK для областей спокойного Солнца (нижняя кривая) и флоккул(верхняя кривая). Горизонтальные стрелки и пунктирная линия под областью K3 обозначаютинтервалы 1Å и 0.5Å соответственно. Взято из статьи [130].Ежедневные наблюдения полного диска Солнца в линии CaIIK проводятся сиспользованиемспектрогелиографов,либофильтров(Лиоилиинтерференционных) в различных обсерваториях. Например, Кодайканал (с 1904по настоящее время), Медон (с 1909 по настоящее время), Маунт Вилсон (1915-411985), Арчетри (1934-1975), Биг Беар (1942-1987), Кисловодск (с 1957 года понастоящее время), Рим (с 1964 года по настоящее время), Сан-Фернандо (с 1984года по настоящее время), Канцельхое (с 2010 года по настоящее время).

Болееполный перечень обсерваторий, наблюдающих в линии CaIIK представлен в Табл.1.1.Обычно при синоптических наблюдениях измеряются положение и площадьфлоккул. Также наблюдения проводятся в режиме Солнце как звезда. Анализсовременных и исторических данных наблюдений полного диска Солнца в линииCaIIK показывают, как циклические, так и долгосрочные вариации свойствфлоккул [149, 33, 40]. Однако, так же, как и ряды характеристик солнечных пятен,различные данные в линии CaIIK могут иметь различные особенности.Фактически, простой визуальный осмотр данных, доступных в различныхархивах, показывает значительные различия между изображениями из разныхвременныхрядовиз-заразличиянаблюдательныхиинструментальныххарактеристик. Для создания сводных карт активности, описанных в Главе 5,нами использовались данные оцифровки [149]. В Главе 3 мы использовалиданные наблюдений обсерватории Кодайканал в линии CaIIK для выделенияпротуберанцев.42Табл.

1.1. Список исторических архивов наблюдений полного диска Солнца в линии CaIIK,включая период наблюдений, приблизительную оценку количества фотопластинок, ихзаконченность их оцифровки.ОбсерваторияГодыЧисло пластинокОцифровканаблюденийArcetri1931–19746000ДаCambridge1913–19414000НетCatania1963–19775000ДаCoimbra1926–200716000ДаCrimea1955–1979ДаEbro1905–1937НетHamburg1943–1958Kenwood1892–1895НетKislovodsk1957–2002даKodaikana1904–200730000ДаKyoto1926–19697500ДаMadrid1912–1917НетManila1963–1976НетMcMath-Hulbert1942–1979Meudon11894–2002Mitaka1917–19748500ДаMt Wilson1915–198540000ДаSacramento Peak1963–20026000ДаSchauinsland1944–19643000ЧастичноSouth Kensington1902–1912Wendelstein1943–1977Yerkes1895–190720010000ЧастичноДаЧастичноНет5000ЧастичноЧастично431.6.Долговременные наблюдения полного диска Солнца в линии H-alphaДля понимания цикличности важно изучить долгосрочную эволюциюмагнитного поля Солнца. До 1970-х годов регулярные измерения магнитного поляотсутствовали, поэтому восстановление аналогов магнитного поля на длительныхвременах является важной задачей.

Солнечные волокна являются одним их такихтрассеров, по которым можно восстанавливать распределение полярностикрупномасштабного магнитного поля [96]. Волокна представляют собой облакаионизированного газа, проецируемые на солнечный диск, которые являются болеехолодными и плотными, чем плазма под ними. В линии H-альфа (656,28 нм) онивыглядят как темные, вытянутые, тонкие волосистые структуры. Волокнаформируются вдоль линии инверсии полярности между противоположнымимагнитными полярностями [85, 86]. Когда волокно теряет равновесие из-замагнитогидродинамическойнеустойчивости,оноизвергается.Извержениеволокна часто сопровождается выбросами корональной массы (КВМ), которыеявляются источниками геомагнитных бурь [45].Солнечные волокна наблюдаются на всех широтах от экватора до полюса наразличных фазах солнечного цикла и находятся на границе между полярностямимагнитного поля.

Это делает их идеальными кандидатами для изучения слабых,чем в пятнах, крупномасштабных магнитных полей на Солнце [96, 82, 85, 86].Таким образом, долговременные данные о положениях волокон могут бытьэффективно использованы для восстановления магнитной активности Солнца.Кроме того, изучение появления волокон дает полезную информацию ораспределении магнитных полей на поверхности Солнца и их эволюции ипомогает понять природу магнитного поля Солнца и использоваться для прогнозациклов активности [100, 149].

На Рис. 1.13 представлена синоптическая картаполярности крупномасштабного магнитного поля, построенная по даннымнаблюдений в линии H-альфа. В отличие от синоптической карты обсерваторииМедон (Рис. 1.9) здесь представлены замкнутые линии раздела полярности.44Промежутки между волокнами заполняются данными о положении солнечныхпротуберанцев [82].Долговременныереконструироватьнаблюдениякартыволоконполярностиипротуберанцевмагнитногополя[96,позволили85,86,1](http://solarstation.ru/) за период 1887-2016 гг.Рис. 1.13. Синоптическая карта полярности крупномасштабного магнитного поля, построеннаяпо данным наблюдений в линии H-alpha в Кисловодске.В Табл. 1.2 представлены основные синоптические программы наблюденийполного диска Солнца в линии Н-альфа, период наблюдений и завершенностьоцифровкиархивов.Знакомвопросапомеченаинформация,требующаяуточнения.В данном исследовании представлены результаты оцифровки волокон наизображениях полного диска Солнца (Глава 3) и анализ данных по этойоцифровке.45Табл.

1.2. Список исторических архивов наблюдений полного диска Солнца в линии H-alpha,включая период наблюдений, тип телескопа и законченность их оцифровки.ОбсерваторияГодыТип телескопаОцифровкаMeudon1909(?)-спектрогелиографоцифр. с 1980Kodaikanal1915(1912)-спектрогелиографоцифр.Sac. Peak1964-2002спектрогелиографоцифр.Mitaka1949-1949-1964 –c 1958визуально/фильтрKislovodsk1957-фильтр/спектрогелиографArcetri(?)1917-1969?Catania(?)1906(?)-?/ фильтрKanzelhöhe1973-Фильтрc 1997Big Bear1982-фильтрc 1983YNAO1981-ФильтрCoimbra1990-спектрогелиограф1.7.c 2002Методы выделения структур на изображениях исторических архивовВ данном исследовании была выполнена оцифровка элементов активностина различных изображениях Солнца. Это были зарисовки элементов солнечнойактивности.

Например, зарисовки солнечных пятен с нанесенными на нихизмерениями напряженности магнитных полей обсерватории Маунт Вилсон(Глава 2), или зарисовки протуберанцев сети визуальных наблюдений (Глава 3).Также проводилась оцифровка на фотопластинках полного диска Солнца, как длявыделения протуберанцев на лимбе Солнца (Глава 3), так и волокон на солнечномдиске (Глава 4).46Разработка методов обработки изображений не являлось целью данногоисследования. Тем не менее, в этом разделе приведены некоторые характерныеэтапы, применяемые при обработке.Для оцифровки изображений использовалось программное обеспечение,реализованное в программе SolarView.

Эта программа применяется для обработкисиноптических наблюдений солнечной активности на Кисловодской Горнойстации ГАО с 2002 г. Основные приемы выделения описаны в статье [149].Однако часть методов была специально разработана для целей оцифровкидолговременных архивов наблюдательных данных. В основе методики оцифровкиизображений лежит двухэтапный метод обработки. На первом этапе, как правило,программа проводит выделение структур в автоматическом режиме. На второмэтапе, в режиме редактирования, оператор может корректировать, удалять,добавлять элементы активности, как полностью, так и частично.Как правило, для выделения структур используется метод выделенияобъектов, находящихся на каком-либо фоне, например, на фоне спокойныхобластей Солнца или фоновой засветке фотопластинки. Уровень этого фона наразныхчастяхизображенияможетменятьсявследствиехарактерныхособенностей данного вида наблюдений, например, вследствие потемнения ккраю, или вследствие неравномерной экспозиции или освещения.

Поэтому дляопределенияконтрастаэлементоввопределеннойчастиизображенияиспользовался уровень локального фона. Для этого в разных частях изображенийнаходился максимум распределения интенсивности. Для создания гладкойфункциираспределенияинтенсивностиприменялсяметодинтерполяцииаппроксимации. Так, для создания функции распределения фона на диске, дискразбивался на сегменты по радиусу и углу, затем в сегментах строиласьгистограмма, и находился максимум распределения. Между центрами сегментовуровень фона находился при линейном распределении или применялсякубический сплайн.47Затем определялся уровень пороговой интенсивности над уровнемлокальногофона.Пиксели,превышающие(илименьше)пороговойинтенсивности заносились в списки (list).

В этих списках определялись граничныеи внутренние точки. Выбранные точки или их границы запоминались.При измерениях рассчитывались различные характеристики, например,геометрически средние координаты, площадь и др.1.8.ВыводыВ данной Главе рассмотрены основные уникальные долговременныепрограммы наблюдений магнитных полей солнечных пятен с 1917, протуберанцевс 1869 г., солнечных волокон с 1912 г., оцифровка и анализ которых представляетосновной предмет данной работы.482.Глава 2. Обработка наблюдений магнитных полей солнечныхпятен2.1.ВведениеМагнитное поле является основной характеристикой солнечных пятен, и помере изменения магнитного поля во времени внутренние свойства солнечныхпятен также могут меняться. Синоптические измерения магнитных полейсолнечных пятен с использованием эффекта Зеемана начались в начале 20-го векаи продолжаются по настоящее время. Изучение долговременных вариациймагнитных полей солнечных пятен могут дать уникальную информацию оприроде солнечного динамо и солнечного цикла.

Самая длинная сериянаблюдений магнитных полей солнечных пятен, как уже было отмечено в Главе1, создана в обсерватории Маунт Вилсон (MWO) с 1917 года по настоящее время.(Из-за нехватки финансирования ежедневные измерения солнечных пятен былиостановлены 16 сентября 2004 года, но возобновлены 25 января 2007 года). Наоснове этих наблюдений были установлены основные законы солнечногомагнитного цикла. В частности, было показано, что солнечные пятна являютсяобластями сильных магнитных полей, что они часто появляются в форместруктуры биполярного магнитного поля [48] и что порядок полярности этихбиполей чередуется каждые 11- лет цикла солнечных пятен [50]. Теперь известно,что магнитные поля имеют как циклические, так и долгосрочные вариации.Несколько недавних исследований напряженности поля солнечных пятенуказывают на возможное снижение их средней напряженности в эпоху фазы спадацикла 23 (например [76] и ссылки в нем), в то время как другие указывают нациклическое происхождение такого снижения [110, 111].