Диссертация (1150638), страница 11
Текст из файла (страница 11)
Тем не менее, как было отмечено [75],опытный наблюдатель может последовательно измерять слабые магнитные поляменее 1 000 Гс. Таким образом, мы взяли консервативный подход и ограничилиРис. 2.13 магнитными полями сильнее 500 Гс.Рис. 2.13. График связи напряженности магнитного поля с логарифмом площади ядерсолнечных пятен и пор, ведущих (левый) и хвостовых (правый) пятен.Связь между площадью и магнитным полем в линейном приближенииможно выразить для ведущего ядра:корреляции), а для хвостового ядра:(коэффициент().Важно отметить, что зависимости, изображенные на Рис. 2.13, несколькоотличаются от линейных, и для ведущих пятен можно найти следующийнаилучший полином второго порядка:для хвостовых пятен:,а. Нелинейность70может появляться из-за наложения нижнего предела (500 Гс) для измерениянапряженности магнитного поля.В Табл.
2.2 приведены коэффициенты a и b (и соответствующиекоэффициенты корреляции) линейного соответствияк даннымотдельно для ведущих и хвостовых ядер для разных солнечных циклов.Коэффициенты корреляции r, также рассчитаны для отдельных солнечныхциклов. Наклон исследуемой взаимосвязи сильно изменяется (в основном,уменьшается) во времени, как видно из Табл. 2.2 [112] отметили корреляциюмежду наклоном и амплитудой солнечного цикла.
Необходимо отметить также,что для каждого отдельного цикла коэффициенты корреляции, рассчитанные дляпризнаков ведущей полярности (в среднем), систематически выше, чемдля хвостовой полярности (среднее значение). Коэффициент наклонаосновных характеристик полярности примерно на 20% больше, чем у хвостовойполярности. Это соответствует ожиданию того, что поля ведущих полярностейсильнее и компактнее по сравнению с характеристиками, связанными с полямиобратной хвостовой полярности.Табл.
2.2. Константы для линейного соотношения между напряженностью магнитного поля илогарифмом площади для ведущих (L) и хвостовых (T) ядер.Цикл15280.0 (±18.1)1262.0 (±16.5)0.700439.0 (±19.9)943.0 (±21.7)0.5616475.0 (±19.5)883.0 (± 17.3)0.620584.0 (±20.3)659.0 (±20.8)0.4917-4.0 (±24.9)1294.3 (± 22.2)0.725146.0 (±27.7)1054.0 (±28.0)0.631867.3 (±18.7)1371.6 (±16.2)0.725295.0 (±21.1)1023.0 (±21.7)0.5719193.4 (±12.7)1192.2 (±12.6)0.740351.0 (±14.5)940.0 (±17.3)0.6120466.0 (± 5.8)1064.0 (± 7.2)0.683547.0 (±6.6)851.0 (±9.9)0.5121911.0 (±3.8)744.5 (± 4.7)0.650942.0 (±4.4)672.0 (±6.4)0.53221407.0 (±3.1)666.0 (± 4.6)0.6251428.0 (±3.5)580.0 (±6.0)0.49231382.9 (±2.9)596.5 (±3.5)0.7101413.0 (±3.3)522.0 (±4.8)0.56241349.8 (±7.2)545.4 (±7.7)0.7001364.0 (±8.2)474.0 (±11.4)0.56712.4.Свойства магнитных биполей2.4.1.
Наблюдательные характеристики магнитных биполейДанные о магнитных полях пятен могут использоваться для исследованияразличных проявлений солнечного магнетизма. Одним из приложений можетбыть изучение свойств магнитных биполей, а именно изменений углов наклона иих вариации в вековом цикле. Известно, что направление солнечных биполей,определяемое линией соединяющей их ведущую и хвостовую части, проявляетнебольшой, но систематический наклон относительно линии восток-запад(параллели). Согласно, закону Джоя хвостовые части групп пятен лежат на болеевысоких широтах по сравнению с ведущими.
Угол наклона показываеттенденцию к увеличению с широтой. Эта картина, получившая название «ЗаконДжоя» благодаря Зирину в 1988 году, была впервые описана Хейлом и др. [50]. Вмоделях переноса поверхностного потока, активный угол наклона является однимиз важных компонентов, влияющих на напряженность полярного поля и,следовательно, важен для солнечного магнитного цикла [20].
Закон Джоя былшироко изучен с использованием наблюдений в “белом” свете [63, 127], так и намагнитограммах [112]. Современные теоретические интерпретации появлениянаклона активных областей включают в себя три основные причины: ориентациятороидального поля [13, 103], действие силы Кориолиса (например, [38]) инеустойчивость, связанная с ненулевой спиральностью магнитных полей при ихвсплытии магнитных трубок [72, 78].Вотличиеотмодельныхпредсказаний,наблюдательныеданныеотносительно углов наклона, связанных с силой солнечного цикла, оказалисьнеубедительны.
Несколько авторов [62, 64, 128, 27], обнаружили, что для циклов16-21 средние углы наклона, нормированные по широте, коррелируют самплитудой цикла. С другой стороны, более поздние исследования (например [70,95]) не смогли воспроизвести эти результаты [27]. Позже [28] пересмотрели свои72ранние результаты.
В работе [95] авторы показали, что изменение угла наклонаможет быть различным для двух солнечных полушарий.2.4.2. Метод выделения биполей и их свойстваОцифровка магнитных полей солнечных пятен, описанная выше, позволилапровести идентификацию биполей. Детали оцифровки и первые результатыанализа ряда данных были описаны выше и в работе [161]. Общее количестводней (количество обработанных нами наблюдений), когда измерялись магнитныеполя, составляло 20 318 в период с 1917 года по октябрь 2016 года. Количествоизмерений магнитного поля в отдельных ядрах и порах составляло околочисло извлеченных биполей составляло ~,.Результаты первоначальной оцифровки могут содержать небольшоеколичество ошибок, связанных с идентификацией солнечных пятен на рисунках,неправильными отметками времени, а в редких случаях - неправильнойрегистрацией полярности на оригинальных зарисовках.
Такие ошибки неявляются необычными с учетом объема используемого набора данных иразличных субъективных факторов, связанных с наблюдениями (нескольконаблюдателей с разным почерком и с использованием разных методов записи) иручной оцифровки. Подробное исследование для количественной оценки иисправления некоторых из этих ошибок в настоящее время ведется [164], но ясно,что эффект этих ошибок довольно мал. Одно из явных преимуществиспользования зарисовок солнечных пятен MWO для исследования углов наклоназаключается в том, что знание полярности пятен позволяет лучше определятьпары в биполей солнечных пятен, образующих группу.
В работе [112] приводилипримерыневернойидентификациигрупп,когдаиспользуютсятолькоизображения в белом свете (фотогелиограммы). Группы солнечных пятенотмечены на оригинальных зарисовках Маунт Вилсон, но не были включены в73оцифровку, используемую здесь.
Поэтому, мы выполнили альтернативнуюпроцедуру идентификации биполярных пар, состоящих их ядер противоположнойполярности примерно равного магнитного потока.Основываясь на данных напряженности магнитного поля, положении иплощади измеренных пятен, была создана база данных магнитных биполей для15-24-го цикла активности. Для дискретизации биполей использовался алгоритм,описанный в [151, 153]. Алгоритм основан на выборке близких ядерпротивоположной полярности магнитного поля.
Процедура следующая. Создаетсясписок положительных и отрицательных ядер. Для положительных ядер нарасстоянии не более 15 гелиографических градусов по долготе и 7 по широте ипроисходит поиск отрицательных ядер с потоком приблизительно равнымизначениями Flx = S·B, где S – площадь ядер, B – напряженность магнитного поля.Затем выполняется обратная процедура: для отрицательных ядер ищутсяположительные, с приблизительно равным потоком. Если эта пара находится впервой и во второй выборке, то биполь найден, и эти ядра удаляются из списка, ивыборка продолжается.
Для выбранных биполей был определен угол наклонамагнитной оси к экватору. Ось проводилась от центра ведущего (западного) пятнак центру хвостового (восточного) пятна.На Рис. 2.14 показано среднемесячное количество выбранных биполей.Общее количество выделенных биполей составило 51 413 за период 1917-2016 гг.Диаграмма показывает, что наибольшее количество биполей соответствует ~ 1990году или 23-му циклу активности. Очевидно, это не связано с фактическимчислом биполей, а связано с числом биполей, отмеченным на зарисовкахнаблюдений Маунт Вилсон.74Рис.
2.14. Изменение среднемесячного количества биполей, выделенных по данным MWO.На Рис. 2.15 показана широтно-временная диаграмма распределениябиполей. Как и ожидалось, распределение выбранных биполей соответствует«бабочке»Маундера.Крометого,неоднородностьданныхсвязанаснеравномерностью рядов. Синий цвет соответствует положению хвостовыхчастей биполей ближе к северному полюсу, чем ведущие, красный ближе кюжному полюсу.После определения магнитных биполей активных областей был определензакон изменения угла наклона биполей по отношению экватору (тильт-угол) наразных широтах (Рис.
2.16) для циклов активности 15-24. (Для построения этогографика использовалась выборка с ограничением по долготе 8 градусов). Уголнаклона растет с широтой, что соответствует закону Джоя, но существуютвариации этого угла от цикла к циклу.75Рис. 2.15. Широтно-временное распределение выделенных биполей.
Синий цвет соответствуетположению хвостовых частей биполей, расположенных ближе к северному полюсу. Красныйцвет соответствует положению ведущих частей биполей, расположенных ближе к южномуполюсу.Рис. 2.16. Зависимость угла наклона магнитной оси биполей от широты для циклов активности15-24.762.4.3. Зависимость углов наклона биполей от широтыВсе идентифицированные биполи были разделены на 10-градусныеширотные интервалы и использовались распределения наклонов в каждоминтервале для получения среднего наклона и его стандартного отклонения.Широтные интервалы были разнесены на 5 градусов по широтам и,следовательно, соседние интервалы перекрывались на 5 градусов (например θ : 40± 5◦, 35 ± 5◦, 30 ± 5◦ и т. д.). На Рис.
2.17 приведен пример распределениянаклонов для трех широтных диапазонов θ : 5 ± 5◦, 15 ± 5◦ и 25 ± 5◦, а такжесоответствия этих распределений гауссовыми функциями. Средние наклоны и ихстандартные отклонения приведены в Табл. 2.3. На Рис. 2.17 показаны данные изТабл. 2.3 в графической форме.Как и в предыдущих исследованиях (для обзора см. [112]), биполи в нашемнаборе данных имеют зависимость от широты (θ) в углах наклона (γ) созначительным разбросом.
Наилучшее соответствие с нашими данным по Табл.2.3, можно представить зависимостью:γ== (0,41 ± 0,18)θ+ (0,00 ± 0,06),(1)где коэффициенты выражены в радианах (для сравнения с Табл. 2.3 в [112]).Аппроксимация показана пунктирной кривой на Рис. 2. 18.77Табл. 2.3. Параметры гауссова распределения наклонов биполей для отдельных широтныхдиапазонов и отдельно для нечетных и четных циклов.ШиротаВсе циклыНечетные циклыЧетные циклыθ(градусы)(1)(2)(3)(4)(5)(6)(7)(8)(9)358.7715.597.2022.7032912.3030.304133011.1914.6210.6026.40114213.4024.5012512511.3115.1411.4024.40269912.1024.102780208.9415.729.7024.8049159.9024.004603157.2014.897.9023.4063747.6023.205846106.1614.037.1021.5053635.4021.20512854.2313.436.2021.7029843.1021.2026430-0.3911.805.5024.001465-3.6023.501373-5-2.2313.85-0.3022.602840-5.1020.303088-10-4.8913.73-4.5022.505406-5.8021.205668-15-6.7714.28-6.8022.306045-7.4023.406069-20-8.6314.91- 8.8022.304903- 9.6026.804178-25-10.9413.86-11.7022.203100-11.0026.001991-30-12.1312.93-13.3022.101429-11.1023.00812-35-12.7912.27-14.0023.10384-10.1021.40295a – средний тильт-уголb – стандартное отклонениеc – количество биполей78Коэффициенты близки (хотя и немного больше), чем в работах [37, 27, 70,112], но существенно меньше по сравнению со [141].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
