Диссертация (1150638), страница 10
Текст из файла (страница 10)
Число ежедневных измеренийсущественно менялось на протяжении всей серии и до 1965 г. было существенноменьше, чем в последующие годы. Это снова указывает, вероятно, наинструментальные проблемы, связанные с измерениями магнитного поля.Еще одной важной тенденцией в данных измерений магнитного поля, впериод приблизительно с 1980 г., является исчезновение пятен с небольшиминапряженностями (от 0 до 1000 Гс), а также пятен с напряженностями свыше 3000Гс (Рис. 2.6). В качестве основной причины предполагается смена методанаблюдений.Рис. 2.6. Изменение напряженности магнитного поля пятен в период с 1917 по 2015 гг.61На Рис.
2.7 изображена диаграмма бабочки (широтно-временная диаграмма)измеренных ядер и пор. Каждые ядро и пора отмечены в своем положении иокрашены в соответствии с их магнитной полярностью (синий цвет –положительнаяполярность,красный-отрицательная).Можнообратитьвнимание, на то, что в каждом крыле бабочки доминирует цвет ведущейполярности ядра из-за большего числа ведущих ядер. Например, в северномкрыле солнечного цикла 22 преобладает красный цвет, что соответствует полю сотрицательной полярностью. Отметим также, что, несмотря на значительноменьшее количество измеренных ядер с 1917 года по 1950 год, их широтныйдиапазон не имеет существенной разницы, в сравнении с более позднимивременными интервалами и более полным ежедневным охватом.
Таким образом,несмотря на отсутствующие периоды наблюдений, например, в 1920-1930 годах,наш набор данных по-прежнему является наиболее полным на сегодняшний день.Рис. 2.7. Широтно-временная диаграмма измеренных ядер и пор с указанной полярностьюмагнитного поля (синий – положительная полярность, красный – отрицательная полярность).622.3.Свойства ядер ведущей и хвостовой полярности2.3.1. Размер пятен ведущей и хвостовой полярностиПятна, как правило, формируют группы, в которых можно выделить пятна сразличающимисясвойствами;характеристики,определяемыеприэтомсамасовокупностьюгруппавсехимеетпятенвособыегруппе.Вбольшинстве случаев самое западное пятно группы называют ведущим илиголовным пятном. Как правило, оно имеет б´ольшую площадь и расположеноближе к экватору по сравнению с другими пятнами группы.Пятна в группе с противоположной полярностью поля называютсяхвостовыми или замыкающими пятнами.
Согласно закону Хэйла о полярностипятен в группах в нечетных циклах магнитное поле ведущих пятен групп всеверном полушарии имеет северную полярность, а в хвостовых - южнуюполярность. Эта картина меняет знак в южной полусфере и при переходе в четныйцикл [3]. Относительно немного выполнено работ, в которых сопоставлялись бысвойства ведущих и хвостовых пятен в одной группе и в среднем, во многихгруппах. Было показано, что практически отсутствует различие зависимостейконтраста в излучении пятен [133] и величины фотосферного магнитного поля впятнах от площади ведущих и замыкающих пятен или от стадии эволюции пятен.В то же время контраст различается над пятнами в хромосфере [170]. В работе[68] было обнаружено различие формы ведущей и хвостовой полярности.Независимо от характера систематических тенденций в наборе данных,описанных в предыдущем разделе, мы ожидаем, что они будут одинаково влиятьнасолнечныепятнаведущейихвостовойполярности,ипоэтомувышеупомянутые тенденции не должны влиять на сравнительные свойства этихдвух групп солнечных пятен.
В нашей базе данных насчитывается около 185 800пятен ведущей полярности и 150 000 пятен хвостовой полярности (на момент2014 г.). На Рис. 2.8 показано распределение солнечных пятен по их размеру(площади) для этих двух групп. Единица измерения, используемая для этого63графика, составляет 1 мдп, и каждая гистограмма нормируется общимколичеством пятен в каждой группе. Поскольку измерения солнечных пятенвблизи солнечного лимба показывают большой разброс, мы в этом графикеограничили гелиоцентрическое расстояние r / R <0.7 и S ≥ 2 мдп.Рис. 2.8.
относительное распределение числа ядер и пор ведущей (закрашенные квадраты) ихвостовой (крестики) полярности в зависимости от площади.Видно, что в группе солнечных пятен хвостовой полярности наблюдаетсядефицит ядер больших размеров (> 10 мдп). Зависимость относительной долипятен ведущей полярности ядра от площади (S) может быть количественноопределена следующим полиномом второго порядка:.Для ядер хвостовой полярности(см. Рис. 2.8):.Различие в размерах между ядрами ведущей и хвостовой полярностисогласуется с известными свойствами солнечных активных областей.
Как64правило, поток ведущей полярности является более компактным и имеет болеесильную напряженность поля, чем магнитный поток хвостовой полярности [3].Морфологически ведущая полярность обычно концентрируется в большомкомпактном солнечном пятне, в то время как хвостовая полярность состоит изболее дисперсных небольших пятен или пор (для обзора этих наблюдений см.
[35,38, 166]).Средняя площадь ядер и пор показывает долгосрочные изменения. На Рис.2.9 показано изменение во времени средней площади отдельно для ядер и порведущей и хвостовой полярности. Чтобы подчеркнуть долгосрочные тенденции,здесь использовано усреднение с шагом 5 лет для сглаживания сильноменяющихся месячных значений (см. Рис.
2.5 (с)). Усредненная площадь ведущейполярности систематически больше, чем площадь ядер хвостовой полярности, чтосогласуется с распределением на Рис. 2.8. Как ведущая, так и хвостоваяполярность ядер показывают постепенное снижение в период между 1917 иначалом 1960-х годов, природа этого явления пока неясна.
Качественно, этопостепенное снижение подтверждает идею о том, что в данных MWO есть эффект«обучения», то есть за это время рисунки стали более подробными, что привело куменьшению размера отдельных ядер. Можно обратить внимание на то, чтовременной интервал более или менее постоянной средней площади с начала 1960х годов приблизительно совпадает с началом новой системы наблюдений (см.раздел 2.1). Следует полагать, что меньшее значение площади в течение этогопериода, вероятно, связано с большим количеством измеренных структур (ядер ипор) по сравнению с ранним периодом наблюдений (1917-1960).65Рис. 2.9.
Временные изменения средних площадей ядер и пор ведущей (SL) и хвостовой (ST)полярности в единицах мдп, усредненные скользящим окном шириной пять лет.2.3.2. Магнитные поля ядер ведущей и хвостовой полярностиРис. 2.10 и Рис. 2.11 показывают изменения ежемесячных значенийнапряженности магнитного поля ядер и пор ведущей и хвостовой полярности запериод 1917-2014 гг. На графиках показаны средние интенсивности магнитныхполей, взвешенных по площади ядер:.
Общая средняянапряженность магнитных полей ведущего ядра без взвешивания составляетГс иГс с взвешиванием. Общая средняя напряженностьядра хвостовой полярности составляетГс иГссоответственно. Таким образом, средние напряженности магнитного поляхвостового ядра примерно на 15-18% меньше, чем ведущего ядра. Эта асимметриямежду напряженностью поля ведущих и хвостовых полярностей согласуется сизвестными свойствами активных областей, как обсуждалось в предыдущемразделе.66Рис.
2.10. Среднемесячные значения напряженности магнитного поля ядер и пор ведущейполярности. Верхняя панель: не взвешенная напряженность. Нижняя панель: взвешенная поплощади напряженность.Рис. 2.11. Среднемесячные значения напряженности магнитного поля ядер и пор хвостовойполярности. Верхняя панель: не взвешенная напряженность. Нижняя панель: взвешенная поплощади напряженность.67На Рис. 2.12 показаны различия в распределении напряженностимагнитного поля в ядрах и порах ведущей и хвостовой полярности. Максимумыобоих распределений находятся примерно в интервалеГс.Однако, по сравнению с хвостовой полярностью, у пятен ведущей полярностинаблюдается дефицит пятен со слабой напряженностью поля и избыток пятен сболее сильной напряженностью поля.
Кроме того, на Рис. 2.12 видносуществованиедвухвидов(популяций)сразделениеммеждунимиинтенсивностью 1000-1500 Гс. Две вида (популяции) могут быть связаны ссуществованием пор (более слабых полей) и ядер солнечных пятен (болеесильных полей).Рис. 2.12. Гистограмма распределения числа ядер в зависимости от напряженности магнитногополя ядер и пор ведущей (L) и хвостовой полярности (T). Включены только ядра в пределах70% солнечного радиуса от центра. Видно существование двух популяций ядер (B<1100 иB>1100 Гс).68Посколькуизмерениясолнечныхпятенвблизисолнечноголимбапоказывают большой разброс, было ограничено гелиоцентрическое расстояниевключенных пятен значением(Рис. 2.12).
Скорей всего, разброс визмерениях напряженности поля для пятен, расположенных близко к лимбуможет быть результатом нескольких факторов, в том числе: (1) большим угломвследствие проекции, что для наблюдателя затрудняет выбор области с самымсильным полем; (2) увеличение эффекта рассеянного света (как поляризованного,так и неполяризованного) возле лимба. В то время как метод наблюденийпозволяет измерять полную напряженность поля, рассеяние света от полутени идаже окружающая фотосфера могут препятствовать правильному измерениюнапряженности поля возле лимба. Однако даже с этим ограничением на Рис. 2.12представлен весь достаточно большой набор данных, так как из общего числаисключено только около 29%.2.3.3.
Связь площади и интенсивности магнитного поля для солнечных пятенведущей и хвостовой полярностиРанее Рингнес и Дженсен, используя данные MWO, [121] обнаружилисильную корреляцию между логарифмом площади пятна и напряженностьюмагнитного поля. Наличие такой связи позднее было подтверждено несколькимиавторами, включая недавние наблюдения на HMI/SDO (Helioseismic and MagneticImager и Solar Dynamics Observatory).
В этом разделе представлен анализ этойзависимость отдельно для солнечных пятен ведущей и хвостовой полярности(Рис. 2.13). Несмотря на значительный разброс, данные показывают явную связьмежду площадями ядер и максимальной напряженностью поля. Зависимостьслабее по сравнению с современными измерениями космических обсерваторий[155]; разброс может происходить из-за атмосферных условий наблюдения,влияющих как на площадь, так и на измерения напряженности поля, а также нато, что крутизна линейной зависимости зависит от солнечного цикла (см. ниже).69Ошибка измерения в несколько сотен Гаусс и неопределенности в областях,полученных из ручных зарисовок, также могут способствовать разбросу значенийна Рис. 2.13 Относительно ошибок в измерении напряженности поля, можноутверждать,чтометодснизуограничензеемановскимрасщеплением,превышающим доплеровскую ширину спектральных линий. Согласно этомуаргументу, типичная допплеровская ширина FeI 617,3 нм делает ненадежнымиизмерения напряженности поля <1 000 Гс.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
