Диссертация (1150638), страница 19
Текст из файла (страница 19)
Хэйлом [50] позволили понять главную причину солнечнойактивности,какциклическогопроцессавозбуждениямагнитногополя,представленного в виде концентрированных силовых трубок в солнечных пятнах,а также распределенного в виде относительно слабых полей по всей поверхностиСолнца [11].Оказалось, что кроме 11-летнего цикла активности и 22-летнего магнитногоцикла, существуют долгопериодические циклы, а также периоды длительногоотсутствия активности, как это происходило в эпоху минимума Маундера [134].140Причина квазициклического динамо процесса на Солнце остается до конца непонятной.Для создания адекватных моделей солнечной цикличности необходимовоссоздать целостную картину проявлений солнечной активности на различныхширотах.Наблюдательныеданныепомогутпонять,какпроисходиттрансформация сильных магнитных полей пятен в крупномасштабных магнитныхполях, какие условия необходимы для генерации нового поля на следующем этапеи пр.Существует несколько подходов для решения этой задачи. Одним изнаправлений получения новой информации по данным долговременныхфотографических наблюдений является реконструкция псевдомагнитограмм.
Дляэтого, чаще всего, используются, данные наблюдений на спектрогелиографах влинииCaIIK[16].Какправило,эмиссиявэтойлинииобусловленасуществованием повышенных концентраций магнитных полей [113]. Используяэтот факт, можно предложить карты интенсивности магнитных полей [16].Комбинируя с картами полярности крупномасштабного магнитного поля [97, 84,85,86]можнопостроитьпсевдомагнитограммыисучетомзнакакрупномасштабного магнитного поля. Сложность этого подхода состоит в том,что интенсивность зависит от многих неопределенных факторов, например,процесса фото экспозиции, положение линии по отношению к выходной щели,чувствительность фотоэмульсии и прочие. Если эти параметры влияют наинтенсивность в широком диапазоне значений, то использование интенсивностина фотопластинке для определения величины магнитного поля являетсязатруднительным.Другой подход состоит в выделении структур активности на архивныхфотоизображениях или зарисовках солнечной активности.
В этом подходе спомощью компьютерных алгоритмов или визуально выделяются контурыэлементов активности, например, пятен, флоккул или волокон. Этот подходудобен для верификации данных и для создания новых индексов активности,141например, площади волокон или числа ярких элементов, видимых в линии CaIIKна высоких широтах. В данной работе мы применили второй подход дляреконструкции данных. Надо отметить, что этот подход более трудоемкий,поскольку калибровка исходных данных наблюдений здесь также должнавыполняться, как и в создании карт интенсивности, но выполняются и операциидля распознавания структур.Выполненная оцифровка различных элементов активности (магнитныхполей солнечных пятен, протуберанцев, волокон) является частью большогопроекта по реконструкции элементов солнечной активности на длительныхинтервалах времени. Эта работа выполняется группой исследователей на Горнойастрономической станции, а также рядом других групп.
Например, в ИнститутеМакса Планка для исследования солнечной системы, в Финляндии в Centre ofExcellence in Research on Solar Long-Term Variability and Effects, UO, в Индии идругими.Длякоординацииусилийразличныхгрупп,МеждународнымАстрономическим Союзом IAU был поддержан проект: Division E Commission 12WG Coordination of Synoptic Observations of the Sun, руководитель А. Певцов(http://www.issibern.ch/teams/solheliomagnet/).Выполненная в данном исследовании работа позволяет создать уникальнуюбазу данных активности Солнца, предоставляет возможность завершить созданиенаборабаз100-летнейсолнечнойактивностиподаннымпрямыхфотографических наблюдений: солнечных пятен, наблюдений магнитных полейпятен, наблюдений в линии CaIIK, протуберанцев и наблюдений в линии Н-альфа.Даннаяработапредлагаетсозданиенаборовданныхдляанализадолговременных вариаций солнечной активности, на основе атласов, карт и базданных длительных рядов.
Таких, как солнечные пятна, волокна, протуберанцы,флоккулы и другие. Эти данные позволят не только уточнить топологию линийраздела полярности крупномасштабного магнитного поля по положению волокони протуберанцев [97, 84, 85, 86], но и реконструировать напряженностимагнитных полей солнечных пятен по данным MWO, RGO и Кисловодска, а142также крупномасштабных структур и полярных областей по данным наблюденийв линии CaIIK.5.2.Реконструкция ежедневных карт активностиОцифровка долговременных рядов данных позволяет реконструироватьежедневные карты солнечной активности на различных высотах солнечнойатмосферы. На Рис.
5.1 представлены ежедневные карты активности за январь1959 г. Этот год отличался высокой солнечной активностью. На картах нанесенысолнечные пятна [158] по данным наблюдений на фотогелиографе в RGO иКисловодске; флоккулы, наблюдаемых в линии CaIIK по данным обсерваторийКодайканал, Маунт Вилсон, Сакраменто Пик и Кисловодска [150]; солнечныеволокна по данным наблюдений обсерватории Кодайканал [162]; протуберанцы[162]; солнечная корона в линиях 5303Å и 6374Å [6].При нанесении объектов на сводную карту необходимо осуществлятьпересчет на гелиографическую сетку, привязанную к выбранному моментувремени. Как правило, таким моментом является время осуществления съемкисолнечных пятен (фотогелиограмм). В этом случае другие виды наблюденийпересчитываютсякэтомумоменту.Дляпересчетамыиспользовалипредположение о “твердотельном” вращении Солнца с периодом равным периодукэррингтоновского вращения Tker=27,2753 дня.
Процедура состояла из следующихшагов: сначала рассчитывалась разность времени наблюдений Δt, затем каждаяточкаэлементовсолнечнойактивностипересчитываласьгелиографическую сетку со сдвигом по долготе Δφ= Δt·Tker.нановую143Рис. 5.1. Сводные карты солнечной активности для 1, 3, 10 и 11 января 1959 г. На картахнанесены положения солнечных пятен (синий цвет), флоккул в линии CaIIK (области,отмеченные точечной штриховкой), волокна серая заливка, протуберанцы и интенсивностисолнечной короны в линиях 5303Å (сплошная) и 6374Å (пунктирная) линии.5.3.Реконструкция синоптических картПомимо реконструкций ежедневных карт активности актуальна работа повосстановлению синоптических карт солнечной активности.
Как отмечалось вГлаве 1, существуют различные синоптические карты. Среди них синоптическиекарты, которые создавались обсерваторией Медон (1919-2003), карты МакИнтош(1964-2009) (https://www2.hao.ucar.edu/mcintosh-archive/four-cycles-solar-synopticmaps), синоптические карты Кисловодской Горной астрономической станции144(1978-2016) (http://solarstation.ru/), карты раздела полярности крупномасштабногомагнитного поля (1915-1964) [85, 86].Вместе с тем в данных рядах синоптических карт существуют некоторыенедостатки.
Главные из них привязка к данным одной обсерватории и, какправило, ограниченный ряд наблюдательных дней. Но самым основнымнедостатком является законченный характер синоптических карт, представленныхв виде печатной продукции или растровых изображений. Поэтому дляредактирования карт необходима их повторная оцифровка [159].Рис.
5.2. Сводная синоптическая карта для оборота N 1000, июнь-июль 1928. Нанесены ядрасолнечных пятен (синие/красные области), флоккулы, наблюдаемые в линии CaIIK (серыеобласти), протуберанцы (вертикальные отрезки, направленные вправо или лево для восточногоили западного лимбов) и волокна (сиреневые).Новые цифровые синоптические карты актуальны для работы повосстановлению магнитного поля Солнца по данным наблюдений в линии CaIIK[113]. Так, наблюдения в CaIIK могут дать информацию об интенсивностимагнитного поля.
Но для определения полярности магнитных полей необходимопривлечение наблюдений протуберанцев и волокон. Мы строим сводные картыактивности, которые могут быть использованы для реконструкции магнитного145поля на всей поверхности Солнца и других задач. На Рис. 5.2 представленасводная синоптическая карта, на которой нанесены пятна и ядра солнечных пятен,флоккулы, наблюдаемые в линии CaIIK, протуберанцы и волокна.5.4.Публикация данных оцифровки в ИнтернетВсе оцифрованные данные мы планируем разместить для общего доступа вИнтернет.Дляэтогоразработанспециальныйинтернетресурс(www.observethesun.com) [68]. Атлас должен объединить в себе данныеоперативного мониторинга и архивные наблюдения солнечной активности.Функционал, заложенный при разработке онлайн атласа, а также гибкостьтехнологий, с помощью которых он реализован, позволяют использовать его длявизуализации и организации доступа к данным по всему спектру наблюденийСолнца.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
