Диссертация (1149666), страница 19
Текст из файла (страница 19)
5.4 в секторной структуре ММП сильнее всего проявляются следующие периоды вращения: 26.35, 26.48, 26.69, 26.89,27.09, 27.16, 27.22, 27.32, 27.55, 28.12, 28.36 и 28.46 дней. Для этих периодов пики в спектре гораздо больше уровня статистической значимости. Среди них отметим два периода с наибольшейспектральной мощностью: 26.89 и 27.16 дней.Толстой горизонтальной пунктирной линией на этом же графике изображен уровень значимости 0.1%.
То есть выше этой линии вероятность того, что спектральные характеристики объекта88не вызваны случайными величинами, составляет 99.9%. Как видим, для исследуемого периодаграницы неслучайных периодов ограничиваются значениями ∼25.8 и ∼29.3 дней.На нижнем графике рис. 5.4 показаны спектры восстановленной полярности с использовани-ем одиночных станций: Туле (полярная), Годхавн (субполярная) и Нурмиярви (субавроральная).Хорошо видно, что в пределах от 26 до 29 дней все три станции демонстрируют скачки спектральной мощности на одинаковых значениях, совпадающих при этом с положением спектральных пиков для спутниковых данных (исключением является всего одно значение периода 28.73,для которого отсутствует пик в спектре полярности, полученной по данным Нурмиярви).
Высотаданных пиков по большей части также совпадает. Таким образом, даже несмотря на ухудшениекачества результатов с понижением широты используемых станций, можно успешно оцениватьпериодичность крупномасштабных структур ММП.1844−18841885−19251926−19661967−200799.9% significanceP(ω)3002001002626.56002727.528Period, days28.526.9427.0326.8627.172929.51844−201099.9% significance40027.92P(ω)27.382002627.7226.7228.1128.4726.3526.528.742727.528Period, days28.528.912929.5Рисунок 5.5: Спектр Ломба-Скаргла восстановленной секторной структуры для различныхинтервалов времени (верхний график) и за весь период исследований (нижний).89Рассмотрим спектры секторной структуры в доспутниковую эпоху.
Вверху на рис. 5.5 разнымцветом мы отобразили спектры для четырёх временных интервалов, каждый продолжительностью в 41 год: 1844–1884, 1885–1925, 1926–1966 и 1967–2007 гг. Выбор именно этих интерваловне обусловлен какими-либо физическими аспектами. Здесь демонстрируется то, что исследуемый спектр меняется во времени. Как видим, для различных интервалов времени результатыотличаются друг от друга — не наблюдается устойчивых пиков в спектрах, повторяющихся вовремени. Исключение составляют уже упоминавшиеся ранее T≈26.90 и T≈27.15 дней, имеющие наибольшую спектральную мощность как в спутниковых данных полярности, так и ввосстановленных данных за 19-й и 20-й века.
Что интересно, во всех спектрах отсутствует пикдля известного значения 27 дней, которое, судя по данным результатам, является средним междуболее точными значениями периодов 26.90 и 27.15 дней. Природа подобного раздвоения спектраSynodic period (days)около значения 27 дней пока не ясна.36.034.032.029.327.226.91022 2643latitude, o60708090Рисунок 5.6: Кривая синодического периода вращения верхних слоев Солнца в зависимости отгелиошироты.На нижнем графике рис.
5.5 показан спектра Ломба для всех данных за 1844–2010 года. Игольчатость спектра демонстрирует большой разброс пиковых значений. Однако, отметимнекоторые характерные значения:• спектр превышает уровень статистической значимости, начиная с T≈26.2 дней вплоть доT≈29.3 дней;• самые большие значения спектра наблюдаются около 26.9 дней;• вторая область больших пиков около периода 27.2 дня;• выделяются пики спектральной мощности для значений 26.35, 26.7, 27, 27.4, 27.7, 27.9дней, а также около значений ∼28.15, ∼28.5 и ∼28.8 группируются пики примерно одинаковой мощности.90Некоторые из перечисленных значений совпадают с найденными в других исследованиях,что конечно легко объясняется, учитывая количество предполагаемых характерных периодоввращения ММП.
В целом полученный результат отображает некоторую статистическую, общуюкартину распределения периодов. Соответственно, можно предположить, что в среднем секторная структура в плоскости эклиптики вращается с преобладающими периодами ∼ 26.9 и ∼ 27.2дней. Согласно кривой дифференциального вращения, полученной по формуле Снодграсса [70],указанные периоды вращения наблюдаются на широтах 22 и 26o соответственно (рис.
5.6). Секторная структура с остальными периодами наблюдается реже. Повторимся, что при рассматрении секторной структуры за более короткие промежутки времени, как видно из верхнего графикарис. 5.5, обнаруживаются пики спектральной мощности для дополнительных периодов. Граничные значения периодов, фиксируемых алгоритмом Ломба: 26.2 и 29.3 дня. Так как синодическийпериод вращения Солнца на уровне экватора — 26.22 (по формуле Снодграсса), а период 29.3дня соответствует гелиошироте ∼43o (рис. 5.6), то возможные источники наблюдаемой сектор-ной структуры предположительно лежат в диапозоне широт от экватора до верхней границыпятенной активности.5.1.3 Развитие секторной структуры в течение цикла активностиВ предыдущей главе был определён диапозон и найдены характерные значения периодовсекторной структуры межпланетного магнитного поля.
Если посмотреть на диаграммы Бартельса для различных циклов солнечной активности (A), можно заметить общую особенность, чтов начале цикла чаще наблюдается секторная структура с бо́льшими периодами вращения. Ранееуже упоминалось, что в работе Свальгарда и Вилкокса [57] на основе анализа восстановленной полярности за 1926–1973 года было показано, что одновременно существуют две формыорганизации секторной структуры, сменяющие друг друга по мере усиления одной или другой. Двухсекторная структура с периодом ∼28.5 дней усиливается в максимуме цикла актив-ности.
Четырёхсекторная структура в первой половине цикла вращается с периодом ∼27 дней,несколько быстрее в первой половине цикла и медленнее во второй. Согласно работе Обридкои Шельтинг [71] на фазе роста наблюдается двухсекторная структура с периодом ∼27.5–28.5дней, на спаде — четырёхсекторная структура с периодом около 27 дней, а в минимуме циклаопять двухсекторная, но с периодом 27 суток. Восстановленная нами полярность ММП позволяет проверить указанные закономерности на основе гораздо более длительной серии данных.Соответственно, можно более уверенно говорить о соблюдении или нет представленных предположений.Для этого снова используется алгоритм Ломба-Скаргла.
Спектры были найдены для трёхлетних интервалов с шагом в один год с 1845-го по 2009-й год. Использование трёхлетнихинтервалов обеспечивает точное выявление наблюдаемых периодов, а шаг в один год позволяетполучить сглаженные результаты. Найденные спектры были сгруппированы в соответствии спорядковым номером года в цикле активности. Для границ циклов в соответствии с графика91ми среднегодовых чисел пятен были определены следующие интервалы: 9-й цикл (1844–1856),10-й цикл (1856–1868), 11-й цикл (1867–1879), 12-й цикл (1878–1890), 13-й цикл (1890–1902),14-й цикл (1901–1913), 15-й цикл (1913–1925), 16-й цикл (1923–1935), 17-й цикл (1933–1945),18-й цикл (1944–1956), 19-й цикл (1954–1966), 20-й цикл (1964–1976), 21-й цикл (1976–1988),22-й цикл: (1986–1998) и 23-й цикл (1996–2008).
Начало определённых таким образом цикловсовпадает с минимумом среднегодового числа солнечных пятен. Длительность интервалов 13лет обусловлена тем, что циклы имеют разную продолжительность вплоть до максимальногозначения 13 лет, и при таком выборе интервалов легче соотнести каждый спектр конкретномуэтапу в солнечном цикле. На рис. 5.7 показано среднегодовое число пятен в зависимости от годав цикле активности. График получен усреднением циклов для перечисленных интервалов. Каквидим, в среднем получается стандартный 11-летний солнечный цикл.120<Sunspot number>100806040200123456789 10Year within solar cycle111213Рисунок 5.7: Средний цикл солнечной активности по данным среднегодовых чисел пятен с1844 по 2008 гг; цветом обозначены фазы солнечной активности.Получив спектры Ломба для каждого года и сгруппировав их в соответствии с рассматриваемыми 13-летними интервалами, мы рассчитали средние значения спектров.
На верхнем графикерис. 5.8 показан результат осреднения. Данные спектры гораздо более размытые в первую очередь потому, что анализ проводился за сравнительно короткие временные интервалы, нежелина рис. 5.5. Для ясности спектры обозначены разными цветами в зависимости от этапа цикла,каждый одинаковой продолжительности: зелёный для фазы роста со 2-го по 4-й год, красныйдля максимума цикла и двух последующих лет, фиолетовый для фазы спада активности с 8-гопо 10-й год, синий цвет для минимума активности.
Соответствующая расцветка используетсяна рис. 5.7. Усреднив спектры, обозначенные одинаковым цветом, мы получили распределениепериодов секторной структуры для четырёх этапов солнечного цикла. Результат представлен нанижнем графике рис. 5.8, где явно видны отличия спектров для разных фаз солнечного цикла.9212012345678910111213100P(ω)8060402025.52626.52727.5 28T (days)28.52929.5 30120RiseMaximumDeclineMinimum100P(ω)8060402025.52626.52727.5 28T (days)28.52929.5 30Рисунок 5.8: Вверху: усреднённые спектры Ломба для каждого года среднего цикла солнечнойактивности (с 1-го по 13-й); цветом обозначена принадлежность спектра фазе цикла всоответствии с рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
