Диссертация (1150638), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Представлены выносимые на защиту научныеположения и их апробация докладами и публикациями. Изложено краткоесодержание работы.Первая глава “Долговременные наблюдательные программы исследованиясолнечной активности” содержит обзор долговременных наблюдательныхпрограммсолнечнойактивности:солнечныхпятен,магнитометрическихизмерений напряженности магнитных полей солнечных пятен; наблюденийпротуберанцев; наблюдений солнечных волокон; наблюдений в линиях CaIIK иH-альфа. Рассмотрены основные методы и приемы использовавшихся визуальныхи фотографических наблюдений.15Во второй главе “Обработка наблюдений магнитных полей солнечныхпятен” рассматриваются результаты, оцифровки магнитных полей солнечныхпятен по данным обсерватории Маунт Вилосон в период с 1917 по 2016 гг.
ивыполнен анализ этих данных.В разделе 2.1 описаны методы наблюдений магнитных полей пятен вобсерватории Маунт Вилосон, конструктивные изменения в телескопе и методикенаблюдений, произошедшие за период наблюдений.В разделе 2.2. описана методика оцифровки зарисовок ежедневныхнаблюдений магнитных полей ядер солнечных пятен. Всего в период 1917-2016гг., обработано около 20 000 ежедневных зарисовок солнечных пятен, ядер и пор сизмеренными магнитными полями. Общее число оцифрованных измеренийотдельных ядер и пор составило 435 662 из них 425 447 с измереннымимагнитными полями.
Для каждого измерения оцифровывались интенсивностьмагнитного поля, площадь, форма и гелиографические координаты. Насегодняшний день эта база данных измерений магнитных полей пятен являетсянаиболее длинной и полной.В разделе 2.3 представлен сравнительный анализ ядер ведущей и хвостовойполярности. Ядра и поры ведущей полярности имеют, как правило, болеекрупный размер и более сильную напряженность поля, чем ядра хвостовойполярности. Средние значения напряженности магнитного поля хвостового ядрапримерно на 15-18% меньше, чем ведущего ядра. Это различие может бытьобъяснено известным свойством активных солнечных областей: ведущаяполярностьболееорганизованаикомпактна,ахвостоваяполярностьрассредоточена.
Однако наши результаты, представленные в этой работе, даютчисленную оценку эффекта твердую статистику в поддержку этих известныхсвойств. Получена связь между площадью и магнитным полем отдельно для ядерведущей и хвостовой полярности. В линейном приближении такую связь можновыразитьзависимостямидляведущегоядра:16(коэффициент корреляции() для хвостового ядра:).По данным магнитометрических измерений в ядрах пятен ведущей ихвостовой полярности обнаружено существование двух видов солнечных ядер сразличным характерным магнитным полем. Разделение между ними можнопровести для интенсивности магнитного поля B~1000-1500 Гс. Два вида могутбыть связаны с существованием пор (более слабых полей) и ядер солнечных пятен(более сильных полей).В разделе 2.4 рассмотрены свойства солнечных биполей в 15-24 циклахактивности. Всего по данным оцифровки было выделено около 5·10 3 пармагнитных биполей.
Рассмотрены свойства биполей в зависимости от широты идлины магнитной оси. Обнаружено различие улов наклона магнитной оси (тильтуглов) для четных и нечетных циклов. Показано, что нечетные циклы имеютположительное смещение тильт-углов вблизи экватора (как в северномполушарии), тогда как для четных циклов смещение тильт-углов отрицательно(как в южном полушарии).Третья глава “Оцифровка солнечных протуберанцев” посвящена созданиюкаталога солнечных протуберанцев за первую половину 20-го века.
Вместе сданными Кисловодской Горной станции ГАО (1957-2017) новые каталогипротуберанцев охватывают период более 100 лет.В разделе 3.1 описана оцифровка солнечных протуберанцев по данныммеждународной наблюдательной сети визуальных солнечных спектроскопов впериод 1922-1934 гг (16-й цикл активности). Всего выделено более 51 000протуберанцев для 4 708 наблюдательных дней. По данным оцифровки выполненанализ свойств протуберанцев.
Распределение протуберанцев с высотой в целомописывается логнормальным распределением с максимумом вблизи 15-20 Мм.Вместе с тем, существует второй локальный максимум в распределении на17высотах около 50-65 Мм. Эта величина близка к удвоенному размеру солнечныхсупергранул.В разделе 3.2 описано выделение протуберанцев на фотопластинкахежедневных наблюдений в линии CaIIK обсерватории Кодайканал. Всего впериод 1910-1954 гг. было выделено более 90 тыс. протуберанцев.В разделе 3.3 определена скорость дрейфа высокоширотных протуберанцев(протуберанцы полярного венца) для 13-24-х циклов солнечной активности,выполнен сравнительный анализ в зависимости от полушарий и амплитудыактивности солнечных циклов.
Оказалось, что скорость дрейфа полярныхпротуберанцев не однозначно связана с амплитудой цикла солнечных пятен. Тактрактория дрейфа в координатах широта-время полярных протуберанцев дляцикла 19 находится между циклами 20 и 24.В четвертой главе “Оцифровка солнечных волокон на изображенияхполного диска Солнца” представлены результаты выделения солнечных волоконна изображениях в линии H-альфа обсерватории Кодайканал и результаты анализаих свойств.В разделе 4.1 описаны методы наблюдений солнечных волокон и ихсвойства.В разделе 4.2 представлены методы выделения волокон на ежедневныхизображениях Солнца в линии Н-альфа и описание созданного ряда.
Всего впериод 1912–2002 гг. было выделено более 326 тыс. волокон на 24 308изображениях обсерватории Кодайканал.В разделе 4.3 представлены результаты анализа свойств солнечных волокон,по данным их отождествления на изображениях. Выполнен сравнительный анализиндексов активности волокон в 15-23 циклах активности. Индексы длины иплощади волокон за рассмотренный период достигали максимума в 19-м циклеактивности.
Для цикла 19, в котором наблюдалась наибольшая солнечнаяактивность, относительное число волокон вблизи экватора было наименьшим.Наоборот, для слабых циклов активности, например, 15 или 20 цикла18относительное число волокон на низких и высоких широтах имеет болееравномерное распределение.Глава пять “Создание сводных карт солнечной активности” посвященаописанию и методам создания сводных ежедневных и синоптических картсолнечной активности. На этих картах могут быть представлены различные видынаблюдений: солнечные пятна по данным обработки фотопластинок в “белом”свете Гринвичской обсерватории и ГАС ГАО РАН, магнитные поля солнечныхядер, солнечная корона, протуберанцы, флоккулы, по данным наблюдений влинии CaIIK, волокна, выделенные на изображениях в линии Н-альфа и другиевиды активности.Полученные нами сводные данные о солнечной активности, а такжехарактеристики элементов солнечной активности опубликованы в сети Интернетwww.observethesun.com и могут быть использованы для изучения активности, какотдельных дней, так и синоптических оборотов, а также для построения и анализаиндексов активности за длительные интервалы времени.Взаключениисформулированыосновныерезультатыивыводыдиссертационной работы.Выполнена оцифровка измерений магнитных полей солнечных пятенобсерватории Маунт Вилсон за период 1917 по 2016 гг.Проведена оцифровка солнечных протуберанцев по данным визуальныхнаблюдений протуберанцев за период 1922-1934 гг.
(16-й цикл активности) и поданным ежедневных наблюдений в линии CaIIK обсерватории Кодайканал запериод 1910-1954 гг. (15-18-й циклы активности).Выполнена оцифровка солнечных волокон на ежедневных изображенияхСолнца в линии H-альфа обсерватории Кодайканал в период 1912–2002 гг.По данным оцифровки магнитных полей солнечных пятен, выполненраздельный анализ ядер ведущей и хвостовой полярности, установлены отличия вмагнитных свойствах этих типов пятен. По данным оцифровки, создана базаданных магнитных биполей и изучены их свойства.19Проведен анализ свойств протуберанцев.
Установлено, что в распределениевысот протуберанцев присутствуют два локальных максимума.Выполнен анализ волокон в 15-24 циклах активности. Показано, чтоотносительное распределение волокон по широте меняется от цикла к циклу. В19-м цикле активности относительное число волокон на низких широтах быломинимальным, по сравнению с другими циклами активности.201.Глава 1. Долговременные наблюдательные программыисследования солнечной активности1.1.ПодцикломсолнечнойВведениеактивностиподразумеваютциклическуюрегенерацию магнитных полей и явлений, связанных с этим, которая происходитс преобладающим периодом около одиннадцати лет.
Генерация происходит нижевидимой поверхности Солнца, в тонком слое у дна зоны конвекции, гдетурбулентнаяконвекциясочетаетсясизменениемскоростивращения,глобальными циркуляциями и пограничными слоями, что приводит к созданиюмагнитного поля динамо-процессами. Эти поля пробиваются к поверхностиСолнца, где они представлены большим разнообразием элементов активности,наблюдаемых в солнечной атмосфере. Эволюция этих особенностей представляетсобой цикл солнечной активности.Циклические изменения обнаружены и на других холодных звездах,аналогичных Солнцу [53, 105]. Однако Солнце является единственной звездой,чей цикл активности изучен подробно. Действительно, Солнце изучалосьсистематически с момента появления телескопа в начале 17 века.Первые наблюдения показали, что на Солнце существуют солнечные пятна,которые движутся на солнечном диске из-за дифференциального вращения(например [42, 122]).
Спустя более два века было установлено, что числосолнечных пятен меняется циклически [126]. Затем было обнаружено, чтоширотное распределение солнечных пятен в цикле мигрирует от средних широт кэкватору следуя «диаграмме бабочек» [94]. Диаграмма Маундера представляетсобой типичное представление о развитии солнечного цикла.В начале 20-го века наблюдения солнечных пятен заложили основусолнечной физики, когда были обнаружены сильные магнитные поля [48]. Позже21были установлены и другие законы солнечного магнитные цикла [50, 51, 52],когда измерения магнитных полей солнечных пятен были проанализированы надлительности более чем одного цикла. Измерения солнечных пятен и болеепоздних полярных магнитных полей Солнца выявили изменение глобальногомагнитного поля Солнца с периодом 22 года, солнечный (или 11-летний) циклоказался половиной магнитного цикла [12].Солнечные пятна являются наиболее широко известным, но только однимиз многих проявлений солнечных магнитных полей, которые воздействуют наатмосферу Солнца и делают ее циклически переменной [44, 140].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
