Автореферат (1150636), страница 3
Текст из файла (страница 3)
описана методика оцифровки зарисовокежедневных наблюдений магнитных полей ядер солнечных пятен.Всего в период 1917-2016 гг., обработано около 20·103 ежедневныхзарисовок солнечных пятен, ядер и пор с измеренными магнитнымиполями. Общее число оцифрованных измерений отдельных ядер ипор составило 436·103 из них 425·103 с измеренными магнитнымиполями.
Для каждого измерения оцифровывались интенсивностьмагнитного поля, площадь, форма и гелиографические координаты.На сегодняшний день эта база данных измерений магнитных полейпятен является наиболее длинной и полной.На рисунке 1 показаны изменения во времени основныххарактеристик полученного ряда, таких как количество проводимыхизмерений магнитных полей, суммарные и средние площадиизмеренных объектов, средние интенсивности измеренныхмагнитных полей. Видно, что система наблюдений изменялась (Рис.1a): до середины 1950-х годов, когда среднемесячное числоизмерений (ядер и пор) составляло около пяти измерений в день.Начиная с середины 1960-х годов, среднемесячное число измеренийувеличилось до 20-25 измерений в день, а максимальное числосоставляло около 115 измерений в день.В разделе 2.3 представлен сравнительный анализ ядер ведущий ихвостовой полярности.
Ядра ведущей полярности имеют, какправило, более крупный размер и более сильную напряженностьполя, чем ядра хвостовой полярности.Средние напряженности магнитного поля хвостового ядрапримерно на 15-18% меньше, чем ведущего ядра. Это различие можетбыть объяснено известным свойством активных солнечных областей:ведущая полярность более организована и компактна, а хвостоваяполярность рассредоточена. Однако результаты, представленные вэтой работе, дают твердую статистику в поддержку этих известныхсвойств. Ранее такая статистика не представлялась. Получена связь13между площадью и магнитным полем отдельно для ядер ведущей ихвостовой полярности.В линейном приближении такую связь можно выразить дляведущего ядра: = 1057 + 679 ∙ log() (коэффициент корреляции = 0.5), а для хвостового ядра: = 1151 + 476 ∙ log() ( = 0.3).Рис. 1.
Среднемесячные значения (a) количества измеренных ядер и пор задень; (b) суммарная площадь измеренных ядер и пор в единицах миллионныхдолях солнечного диска (мдп); (c) средняя площадь ядер в единицах мдп, (d)средняя интенсивность магнитного поля ядер в Гауссах.По данным магнитометрических измерений в ядрах пятенведущей и хвостовой полярности обнаружено существование двухвидов солнечных ядер с различным характерным магнитным полем.Разделение между ними можно провести для интенсивностимагнитного поля B~1000-1500 Гс.
Два вида могут быть связаны ссуществованием пор (более слабых полей) и ядер солнечных пятен(более сильных полей).В разделе 2.4 рассмотрены свойства солнечных биполей в 15-24циклах активности. Всего по данным оцифровки было выделенооколо 5·103 пар магнитных биполей. Рассмотрены свойства биполей в14зависимости от широты и длины магнитной оси. Обнаруженоразличие улов наклона магнитной оси (тильт-углов) для четных инечетных циклов.Показано, что нечетные циклы имеют положительное смещениетильт-углов вблизи экватора (как в северном полушарии), тогда какдля четных циклов смещение тильт-углов отрицательно (как в южномполушарии).Рис.
2. Гистограмма распределения числа ядер в зависимости отнапряженности магнитного поля ядер и пор ведущей (L) и хвостовойполярности (T). Видно существование двух видов (популяций) ядер (B<1100 Гси B>1100 Гс)Третья глава “Оцифровка солнечных протуберанцев”посвящена созданию каталога солнечных протуберанцев за первуюполовину 20-го века. Вместе с данными Кисловодской Горнойстанции ГАО (1957-2017) новые каталоги протуберанцев охватываютпериод более 100 лет.В разделе 3.1 описана оцифровка солнечных протуберанцев поданным международной наблюдательной сети визуальных солнечныхспектроскопов в период 1922-1934 гг (16-й цикл активности). Всеговыделено более 51·103 протуберанцев для 5·103 наблюдательныхдней.
По данным оцифровки выполнен анализ свойствпротуберанцев. Распределение протуберанцев с высотой в целомописывается логнормальным распределением с максимумом вблизи1515-20 Мм. Вместе с тем, существует второй локальный максимум враспределении на высотах около 50-65 Мм. Эта величина близка кудвоенному размеру солнечных супергранул.В разделе 3.2 описано выделение протуберанцев нафотопластинках ежедневных наблюдений в линии CaIIKобсерватории Кодайканал. Всего за период 1910-1954 гг. быловыделено более 90·103.
протуберанцев.В разделе 3.3 определена скорость дрейфа высокоширотныхпротуберанцев (протуберанцы полярного венца) для 13-24-х цикловсолнечной активности, выполнен сравнительный анализ взависимости от полушарий и амплитуды активности солнечныхциклов. Оказалось, что скорость дрейфа полярных протуберанцев неоднозначно связана с амплитудой цикла солнечных пятен.
Так,траектория дрейфа в координатах широта-время полярныхпротуберанцев для цикла 19 находится между циклами 20 и 24.В четвертой главе “Оцифровка солнечных волокон наизображениях полного диска Солнца” представлены результатывыделения солнечных волокон на изображениях в линии H-альфаобсерватории Кодайканал и результаты анализа их свойств.В разделе 4.1 описаны методы наблюдений солнечных волокони их свойства.В разделе 4.2 представлены методы выделения волокон наежедневных изображениях Солнца в линии Н-альфа и описаниесозданного ряда.
Всего за период 1912–2002 гг. было выделено более326·103. волокон на 24·103 изображениях обсерватории Кодайканал.В отличие от работы [2], где выделение волокон проводилось насиноптических картах, наши данные, реконструированные по даннымобработки ежедневных изображений, позволили более подробноизучить свойства волокон в солнечном цикле.В разделе 4.3 представлены результаты анализа свойствсолнечных волокон, по данным их отождествления на изображениях.Выполнен сравнительный анализ индексов активности волокон в 1523 циклах активности.
Индексы длины и площади волокон зарассмотренный период достигали максимума в 19-м цикле16активности. Для цикла 19, в котором наблюдалась наибольшаясолнечная активность, относительное число волокон вблизи экваторабыло наименьшим. Наоборот, для слабых циклов активности,например, 15 или 20 цикла относительное число волокон на низких ивысоких широтах имеет более равномерное распределение.Глава пять “Создание сводных карт солнечной активности”посвящена описанию и методам создания сводных ежедневных исиноптических карт солнечной активности.
На этих картах могутбыть представлены различные виды наблюдений: солнечные пятна поданным обработки фотопластинок в “белом” свете Гринвичскойобсерватории и ГАС ГАО РАН, магнитные поля солнечных ядер,солнечная корона, протуберанцы, флоккулы, по данным наблюденийв линии CaIIK, волокна, выделенные на изображениях в линии Нальфа и другие виды активности.Полученные нами сводные данные о солнечной активности, атакжехарактеристикиэлементовсолнечнойактивностиопубликованы в сети Интернет www.observethesun.com и могут бытьиспользованы для изучения активности, как отдельных дней, так исиноптических оборотов, а также для построения и анализа индексовактивности за длительные интервалы времени.В заключении сформулированы основные результаты и выводыдиссертационной работы.Выполнена оцифровка измерений магнитных полей солнечныхпятен обсерватории Маунт Вилсон за период 1917 по 2016 гг.Проведена оцифровка солнечных протуберанцев по даннымвизуальных наблюдений протуберанцев за период 1922-1934 гг.
(16-йцикл активности) и по данным ежедневных наблюдений в линииCaIIK обсерватории Кодайканал за период 1910-1954 гг. (15-18-йциклы активности).Выполнена оцифровка солнечных волокон на ежедневныхизображениях Солнца в линии H-альфа обсерватории Кодайканал запериод 1912–2002 гг.По данным оцифровки магнитных полей солнечных пятен,выполнен раздельный анализ ядер ведущей и хвостовой полярности,17установлены отличия в магнитных свойствах этих типов пятен. Поданным оцифровки, создана база данных магнитных биполей иизучены их свойства.Проведен анализ свойств протуберанцев. Установлено, что враспределение высот протуберанцев присутствуют два локальныхмаксимума.Выполнен анализ волокон в 15-24 циклах активности. Показано,что относительное распределение волокон по широте меняется отцикла к циклу. В 19-м цикле активности относительное числоволокон на низких широтах было минимальным, по сравнению сдругими циклами активности.Литература1.
Babcock, H.W. The Sun's Magnetic Field, 1952-1954 /H.W.Babcock, H.D.Babcock // Astrophysical Journal. - 1955. - V.121. P.349-366.2. Chatterjee,S. Long-term Study of the Solar Filaments from theSynoptic Maps as Derived from H-alpha Spectroheliograms of theKodaikanal Observatory / S.Chatterjee, M.Hegde, D.Banerjee, B.Ravindra// The Astrophysical Journal. - 2017. – V.849. –P.44-52.3.
McIntosh, P.S. Solar magnetic fields derived from hydrogen alphafiltergrams / P.S. McIntosh // Reviews of Geophysics and Space Physics. –1972. - V.10. - P.837 – 846.4. Makarov, V.I.Poleward migration of the magnetic neutral line andthe reversal of the polar fields on the sun. II - Period 1904-1940 /V.I.Makarov, K.R.Sivaraman // Solar Physics.
- 1983. - V.85. - P.227-233.5. Pevtsov, A.A. Long-term Trends in Sunspot Magnetic Fields. /A.A.Pevtsov, Y.A.Nagovitsyn, A.G.Tlatov, A.L.Rybak // TheAstrophysical Journal Letters. - 2011. - V.742. - L36. -41.6. Pevtsov, A.A. Cyclic and Long-Term Variation of Sunspot MagneticFields / A.A.Pevtsov, L.Bertello, A.G.Tlatov, A.Kilcik, Y.A.Nagovitsyn,E.W.Cliver // Solar Physics. - 2014. - V.289.
- P.593-602.18.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
