Диссертация (1145317)

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТНа правах рукописиУДК 523.982Золотова Надежда ВалерьевнаПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫЕЗАКОНОМЕРНОСТИ СОЛНЕЧНОЙ ЦИКЛИЧНОСТИСпециальность 01.03.03 —«Физика Солнца»Диссертация на соискание учёной степенидоктора физико-математических наукНаучный консультант:кандидат физ.-мат. наук, доцентПонявин Дмитрий ИвановичСанкт-Петербург — 20162ОглавлениеСтр.Введение . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Глава 1. Асимметрия пятнообразованияв полушариях Солнца . . . . . . . . . . . . . .1.1 Хронология исследований . . . . . . . . . . . . . . .1.2 Синхронизация как явление . . . . . . . . . . . . . .1.3 Методология . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1.3.1 Рекуррентный анализ . . . . . . . . . . . . .1.3.2 Кросс-рекуррентные графики . . . . . . . . .1.3.3 Вейвлет-анализ . . . . . . . . . . . . . . . . .1.4 Сравнительный анализ N A и LOS . . . . . . . . . .1.5 Фазовая асинхронизация пятнообразованияв полушариях . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . .1.6 Фазовая асинхронизацияи широтное распределение пятен . . . . . . . . . . .1.7 Наблюдения Кэррингтона и Шперера . . . . . . . .1.8 Наблюдения Штаудахера, Гамильтона и Гимингама1.9 Вековой ход n–s фазовой асимметрии . . . . . . . .1.10 Обсуждение . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1.11 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Глава2.12.22.32.42.5........................3535384040424345. . . . . . . .47....................................................5....................................5153555759612. Потерянный импульс солнечной активности . . .Максимумы активности .

. . . . . . . . . . . . . . . . . .Импульсы и кластеры . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Моделирование циклов . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Импульсы активности в циклах 10–23 . . . . . . . . . . .Преддверие минимума Дальтона .

. . . . . . . . . . . . .2.5.1 История проблемы . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.5.2 Длинные циклы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.5.3 Солнечные пятна на средних и высоких широтах ..............................................6363646872757582843.......................................................8687888992Глава 3.

Связь импульсов активностии полярных полей Солнца . . . . . . . . .3.1 Полярное поле и магнитные серджи . . . . . . .3.2 Основные уравнения . . . . . . . . . . . . . . . .3.2.1 Угол наклона биполей . . . . . . . . . . .3.2.2 Супергрануляционная диффузия . . . . .3.2.3 Диференциальное вращение . . . . . .

. .3.2.4 Профили меридиональной циркуляции .3.3 Меридиональная циркуляция и полярное поле .3.4 Импульсы пятнообразования и серджи . . . . .3.5 Расчетный принцип схемы . . . . . . . . . . . . .3.6 Тестовая работа схемы . . . . . . .

. . . . . . . .3.7 Реконструкция серджей в цикле 22 . . . . . . . .3.8 Причина ослабления полярного поля в цикле 233.9 Обсуждение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.10 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .......................................................................................................................................................959598991011021031061091101141171191221262.5.4 Статистический тест .

. . . . . . . . .2.5.5 Проблема определения длины цикла .2.5.6 Закон Шперера для длинных циклов2.6 Обсуждение . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.7 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ......Глава 4. Анализ циклов пятнообразованияи полярных циклов по косвенным данным . . . . . . . . 1284.1 Эмпирический метод Оля и его интерпретации . . . . . .

. . . . . 1284.2 Данные обсерватории Маунт-Вилсон: полярные факелы . . . . . . 1304.3 Данные обсерватории Кодайканал: индекс полярной сетки . . . . 1334.4 Данные Кословодской горной астрономической станции, A–индекс 1354.5 Полярные факелы и циклы пятнообразования . . . . . . . . . . . 1364.6 Правило Гневышева–Оля в циклах пятнообразования . .

. . . . . 1424.7 Соотношение амплитуд в парах полярных циклов . . . . . . . . . 1514.8 Вариации числа полярных факелов в полушариях Солнца . . . . 1534.9 Обсуждение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1574.10 Выводы . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15845. Исследование минимума Маундера . . . . . . . . . . .Основные факты . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Исторический контекст . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Зарисовки пятен в XVII столетии . . . . . . . . . . . . . . . .5.3.1 Зарисовки Галилео Галилея . . . . . . .

. . . . . . . . .5.3.2 Зарисовки Кристофа Шайнера . . . . . . . . . . . . . .5.3.3 Зарисовки Пьера Гассенди . . . . . . . . . . . . . . . . .5.3.4 Зарисовки Яна Гевелия . . . . . . . . . . . . . . . . . .5.3.5 Зарисовки Афанасия Кирхера . . . . . . . . . . . . . .5.4 Зачем считать облака? . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . .5.5 Короткие записи о наблюдении пятен . . . . . . . . . . . . . .5.6 Избыток нулей в базе данных Хойта и Шаттена . . . . . . . .5.7 Детальный анализ базы данных числа групп солнечных пятен5.7.1 Минимум активности в 1617–1618 гг.

. . . . . . . . . . .5.7.2 Наблюдения Пикара с 1653 по 1659-й г. . . . . . . . . .5.7.3 Наблюдения Пикара и Сиверса с 1660 по 1682-й г. . . .5.7.4 Наблюдения отца и сына Ля Ир . . . . . . . . . . . . .5.8 Зарисовки и текстовые записи . .

. . . . . . . . . . . . . . . .5.9 Сценарий минимума Маундера . . . . . . . . . . . . . . . . . .5.10 Асимметрия бабочек Маундера больших и малых группсолнечных пятен . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .5.11 Широтное распределение пятен . . . . .

. . . . . . . . . . . . .5.12 Косвенные данные о пятнообразовании . . . . . . . . . . . . .5.13 Обсуждение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .5.14 Выводы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Глава5.15.25.3......................................161161172177177179186186191192193196198198202207210215216..........223228230237239Заключение . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 243Список литературы. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 247Список рисунков . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 289Список таблиц . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . 3075ВведениеДиссертация направлена на решение задачи о пространственно-временно́йорганизации и асимметрии солнечного цикла на низких и высоких широтах, аименно, являются ли прекращение и асимметричное возобновление солнечнойактивности, и связанные с ними особенности генерации магнитных полей звезды в полушариях, реальными физическими явлениями.Ниже перечислим основные известные законы и правила, использованиекоторых положено в основу представленной работы. В разделе, посвященномактуальности исследования, перечислены открытые вопросы о поведении солнечной активности, на решение которых направлена данная диссертационнаяработа.Исследование магнитных полей Солнца является одной из важнейших задач астрофизики [1]. Действительно, сложно переоценить значимость ближайшей к нам звезды.

Структура и динамика магнитных полей Солнца выступают источником большинства процессов в солнечной короне, используются дляисследования межпланетного магнитного поля, моделирования структуры солнечного ветра, предсказаний космической погоды. В целом, процессы на Солнце можно назвать граничными условиями в исследовании межпланетного пространства и солнечно-земных связей. Одним из наиболее известных проявленийвзаимодействия сильного магнитного поля и плазмы являются пятна [2–5] и их11-летняя цикличность [6–8].В середине XIX века Рудольф Вольф [9; 10] ввел в использование индексотносительного числа солнечных пятен R = k(10g + n), где g — число групппятен, n — общее количество пятен, k — поправочный коэффициент для сведения воедино исходных данных от разных наблюдателей. Став директоромЦюрихской обсерватории, Вольф организовал программу регулярных ежедневных наблюдений запятненности Солнца [2].

Впоследствии эти наблюдения были продолжены Вольфером, Бруннером и Вальдмайером [11; 12]. Постепенноменялись способы подсчета мелких пятен, вводились веса и поправочные коэффициенты [13;14], росло число наблюдателей, стал учитываться нововведенныйцюрихский класс группы [15–17]. В 1980 г. цюрихская служба Солнца былапереведена в Брюссель и передана Бельгийской королевской обсерватории, а6Рисунок 1 — Число групп солнечных пятен (Rg ). Вековые минимумы показаныкрасным цветом. Серая кривая — индекс числа пятен (Ri ).продолженный здесь ряд стал называться международным (Ri = Rinternational ).Безусловно, такие исторические изменения системы подсчета сказались на однородности ряда [6; 18; 19].С 1990-х гг. доступен индекс числа групп пятен, рассчитанный ХойтомP ′и Шаттеном [20–22]: Rg = 12,08kiGi , где N — число наблюдателей, Gi —Nноминальное число групп пятен, зарегистрированных i-м наблюдателем, ki′ —поправочный коэффициент для i-го наблюдателя, и 12,08 — нормировочныйкоэффициент, выбранный так, чтобы среднее значение Rg совпадало со значениями Ri с 1874 по 1976 г.

Индекс ki′ есть отношение числа групп, наблюдаемыхi-м наблюдателем к числу групп, посчитанных в Гринвичской королевской обсерватории. Дискуссия о предпочтительности и сравнение индексов Ri и Rgведутся и сегодня [7; 16; 23; 24].На рисунке 1 показаны два самых длинных ряда прямых телескопических наблюдений солнечной активности: число групп солнечных пятен — Rgили GSN индекс и число пятен (Ri ). Вековые минимумы на рисунке 1 показаны красным цветом. По всей видимости, сейчас мы также вступаем в эпохупониженной солнечной активности [25;26].

Можно заметить, что каждый последующий вековой минимум или максимум выше предыдущего. Выделяют такжегранд-минимум во второй половине XVII и начале XVIII вв. и гранд-максимумв середине XX в. Также следует отметить значительное расхождение индексовRg и Ri в догринвичский период.7RRiИнтенсивность800g600400200016501700175018001850190019502000Время (год)Рисунок 2 — Сверху: интенсивности циклов объединенные в пары четный–нечетный циклы. Серым цветом показаны пары для ряда числа пятен, чернымдля числа групп пятен.

Снизу: Ri и Rg индексы. Цифрами указаны номерациклов согласно цюрихской нумерации.Рисунок 3 — Широтно-временна́я диаграмма магнитных полей Солнца.8Циклы активности пронумерованы согласно цюрихской системе нумерации. Так циклу 1756–1766 гг. присвоен первый номер, а в 2008 году началсятекущий 24-й цикл.

Характеристики

Тип файла PDF

PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.

Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.

Список файлов диссертации