Диссертация (1150638), страница 13
Текст из файла (страница 13)
Средние наклоны магнитной оси биполей для нечетных (закрашенные круги,точечная пунктирная линия) и четных циклов (не закрашенные круги, пунктирная линия).Сплошная линия соответствует всем наборам данных, показанным на Рис. 2. 18. Данные взятыиз Табл. 2.3.87Рис. 2.21.
Средний угол наклона магнитной оси биполей солнечных пятен 15-24-х циклахактивности. В четных циклах 16-20 угол наклона выше, чем в последующих нечетных. Пара 2223 показывает исключение, как и правило Гневышева-Оля для индекса солнечных пятен.2.4.6. Влияние солнечной супергрануляции на свойства биполейРазмер магнитной оси биполей влияет на их свойства. Так средний уголнаклона уменьшается с ростом дистанции между ведущим и хвостовым ядромбиполей [37].На Рис. 2.22 представлены относительные распределения биполей взависимости от длины магнитной оси. Распределения приведены отдельно длямалых биполей с площадью наибольшего ядра менее Sum <30 мдп и большихбиполей Sum>30 мдп. Максимум функции распределения при увеличении размераядер смещается от длины l1~2,5 градуса (~30 Мм) до l2~4 градуса (~50Мм).Интереснойособенностьюраспределенияявляетсяналичиевторичногомаксимума в районе l3~7 градуса (~85 Мм).
Этот факт ранее никем не обсуждался.88Рис. 2.22. Распределение биполей в зависимости от длины магнитной оси l, выраженной вгелиографических градусах. (Синяя линия) для биполей с площадью наибольшего пятна менееSum <30 мдп. (Красная линия) для биполей с площадью наибольшего пятна более Sum >30 мдп.Стрелкой отмечено положение локального максимума.Ранее [18] обнаружил существование стабильных стадий развития групппятен, т.е. состояний, когда площадь группы достаточно долго остаетсянеизменной. Это может произойти только при определенных значениях площади,соответствующих площади целого числа супергранул. Вопрос о квантованииплощадей групп рассматривался Ихсановым, Дмитриевой и др.
[67, 32]. Впоследней работе при анализе кривых распределения групп пятен по ежедневнымзначениямвциклах15-18былиобнаруженысвоеобразныеступени,соответствующие стабильным стадиям. Наиболее четко выделяются площади130-150 мдп и 8-13 мдп. Бумба и др. [19] установили, что в мощных группахпятен отчетливо образуются структурные элементы, размеры которых образуютдискретную последовательность. Сурков [143] обнаружил, что в ряде случаевсами кривые развития площадей пятен имеют ступенчатый вид, соответствующийдискретности площади ~100 мдп.
В работе [102] выполнен анализ распределенияотносительного числа наибольшего пятна в группе на основе данных ГАС ГАО,89который подтвердил наличие преобладающих размеров вблизи значений площадиS~23 и S~174 мдп.В обзоре [166] высказано предположение, что эти факты свидетельствуют впользуповышеннойустойчивостимагнитныхструктур,заполняющихсупергрануляционную ячейку и быстрого распада тех структур, которыезаполняют не всю ячейку.
В работах [101] что существование двух популяцийгрупп солнечных пятен возникает из-за мелкомасштабного и глобальныхкомпонентов динамо.Мы также можем предположить, что спергрануляция оказывает влияние нараспределение солнечных биполей. Об этом свидетельствует близость размеровнараспределениидлинысупергрануляционнойсеткимагнитной(Рис.оси2.23).биполейкпараметрамДействительно,максимумыlраспределения l1 ~ 30 Мм для малых близок размеру супергануляционных ячеек.Размер l2~50 Мм можно связать с устойчивым существованием ядер междусупергранулами сдвинутыми на 1.74D, а размер l3~85 Мм с положениемхвостового ядра, находящегося позади от ведущего на расстоянии 2.5 ячейки погоризонтали и сдвинутой к полюсу на расстояние размера одной супергранулы.Мы думаем, что солнечная супергрануляция оказывает существенноезначениевлияниенарасположениецентровбиполей.Действительногоризонтальные потоки в супергрануляционных ячейках, направленные к ихвнешним границам могут выталкивать силовые трубки из центра ячеек.
При этомонимогутбытьотносительностабильнымивпромежуткахмеждусупергрануляционными ячейками. Предположим также наличие тангенциальнойкомпоненты скорости (Рис. 2.23) [120], и стремлением силовой трубки привсплытии расшириться, т.е. к увеличению расстояния между центрами биполей наначальном этапе рождения группы пятен. В этом случае две этих силы будутстремиться создать преимущественное направление биполей, при которых иххвостовые части будут ближе к полюсам, чем ведущие. Т.е. сила, расталкивающаябиполи в горизонтальном направлении, будет иметь одинаковое направление со90скоростью потока соседних биполей, а поворот приведет хвостовую область кточке спокойствия, выше по широте. Напротив, поток супергранул, лежащих пошироте ниже ведущего пятна, будет препятствовать расширению силовой трубкипри ее всплытии.
И, следовательно, перемещение хвостовой части к экваторубудет затруднено.Рис. 2.23. Схема расположения центров биполей для ядер солнечных пятен, синий цветсоответствуетведущейполярности,оранжевыйикрасныйхвостовойполярности,существующих в промежутках между супергрануляционными ячейками (белые круги).Представлено расстояние, выраженное в долях диаметра супергрануляционных ячеек D (~30Мм).2.5.ВыводыВыполнена оцифровка ежедневных измерений магнитных полей солнечныхпятен по данным наблюдений и зарисовок обсерватории Маунт Вилсолн (США).Количество оцифрованных дней наблюдений в период с 1917 года по октябрь2016 года составило 20 318. Общее количество оцифрованных зарисовок ядер ипор составило около 5·105.91Выполнен анализ данных, который показал существование долговременныхтенденций, которые могут быть солнечного происхождения, или могут бытьсвязаны с изменениями статистических свойств набора данных (например,увеличением количества ядер, определенных на зарисовках наблюдателем).С 1918 по 1962 г.
средняя напряженность магнитного поля составляла около1090 Гс; в то же время среднее число измерений магнитного поля в деньсоставляло Nav ~ 5.3, а средняя площадь пятна составляла Sav ~ 12 мдп. После 1985года средняя напряженность магнитного поля составляла ~ 1770 Гс, количествоизмерений составляло Nav ~ 17,3 в день и Sav ~ 5 мдп.
Таким образом, увеличениеизмереннойсреднейнапряженностимагнитногополя(после1965г.)сопровождалось увеличением числа зарегистрированных пятен и уменьшениемплощади пятен. Это противоречит идее о том, что напряженность магнитногополя возрастает с увеличением площади пятен [121]. До 1962 года телескоп,вероятно, имел некоторые инструментальные проблемы, и было невозможноизмерить небольшие пятна или такие измерения содержали большие ошибки.Одним из факторов может быть низкое оптическое разрешение из-задефокусировки или больших размеров входной щели спектрографа, при которойразмер щели сравним с размером мелких пятен. Уровень рассеянного света можетбыть высоким на спектрографе.
В этой работе мы не можем достоверноопределить причину, и этот анализ будет выполнен в последующих работах.Выполнен раздельный анализ ядер ведущей и хвостовой полярности.Показано, что ядра и поры ведущей полярности имеют, как правило, болеекрупный размер и более сильную напряженности поля, чем ядра хвостовойполярности. Средние напряженности магнитного поля хвостового ядра примернона 15-18% меньше, чем ведущего ядра. Это различие может быть объясненоизвестным свойством активных солнечных областей: ведущая полярность болееорганизована и компактна, а хвостовая полярность рассредоточена. Однакорезультаты, представленные в этой работе, дают твердую статистику в поддержкуэтих известных свойств. Ранее такая статистика не делалась.92Установлена связь между площадью и магнитным полем раздельно для ядерведущей и хвостовой полярности. В линейном приближении такую связь можновыразить для ведущего ядра:), а для хвостового ядра:(коэффициент корреляции().По данным магнитометрических измерений в ядрах пятен ведущей ихвостовой полярности обнаружено существование двух популяций солнечныхядер с различным характерным магнитным полем.
Разделением между нимиможно провести для интенсивности магнитного поля 1000-1500 Гс (Рис. 2.12). Двепопуляции могут быть связаны с существованием пор (более слабых полей) иядер солнечных пятен (более сильных полей).Рассмотрены свойства магнитных биполей по данным наблюдениймагнитных полей пятен. Установлено, что зависимость углов наклона биполей отшироты меняется не монотонно, а имеет максимум на широтах около ~30o. Этатенденция прослеживается практически для всех рассмотренных цикловактивности 15-24.Обнаружено, различие в зависимости биполей от широты для четных инечетных циклов. Показано, что нечетные циклы имеют положительное смещениеуглов наклона вблизи экватора, тогда как для четных циклов смещениеотрицательно.Проверена (приблизительно линейная) зависимость между напряженностьюмагнитного поля и логарифмом площади ядер отдельно для ведущих и хвостовыхполярностей.
Оказалось, что корреляция между площадью и напряженностьюполя примерно на 20% сильнее для ядер и пор ведущей полярности в сравнении схвостовой полярностью. Наклон для линейной зависимости между этими двумяпараметрами более крут для характеристик ведущей полярности. Это различиекрутизны можно объяснить дефицитом ядер с меньшими площадями и болееслабыми полями для областей ведущей полярности. Большое количество точекданных в части функции распределения меньших площадей и при более слабых93полях уменьшает наклон линейной зависимости для функций хвостовойполярности.Показано, что в распределении биполей в зависимости от длины магнитнойоси существуют максимум на дистанции l2~~50 Мм и вторичный максимум надистанции l3~~85 Мм.
Возможно, это связано с влиянием супергрануляции нарасположение ядер солнечных пятен в биполярных группах.943.Глава 3. Оцифровка наблюдений солнечных протуберанцев3.1.Оцифровка протуберанцев сети наблюдений спектроскоповПротуберанцыявляютсяуникальнымвидомсолнечнойактивности.Регулярные ежедневные наблюдения протуберанцев были начаты в 1869 годуСекки (A. Secchi) и Таккини (P. Tacchini) в Риме [145]. Позже для аналогичныхнаблюдений была создана международная наблюдательная сеть визуальныхсолнечных спектроскопов, в которую входили обсерватории Рима, Арчетри,Катании (Италия), Калоксы (Венгрия), Мадрида (Испания), Медона (Франция),Зо-се (Китай), Одессы (Россия) и Цюриха (Швейцария). Наблюдения в рамкахэтой сети продолжались приблизительно до 1934 года.
Для наблюденийиспользовался призменный спектрогелиоскоп [57], (Рис. 3.1).ВРоссииБредихинымвСистематическиепервыенаблюденияобсерваториинаблюденияпротуберанцевМосковскогопротуберанцевбылиУниверситетасталивначатыФ.А.1869году.проводитьсяА.А.Белопольским в Пулково с 1891 г. Эти наблюдения он проводил, используявременно заимствованный у Московской обсерватории спектроскоп прямогозрения. Спектроскоп монтировался на гелиометре, объектив которого давализображение Солнца на щели спектроскопа [114].Поскольку протуберанцы существуют на различных широтах, они даютинформацию не только об активности в средне- и низко - широтных зонах, но и навысоких широтах.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
