Диссертация (1150638), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Былообнаружено, что циклическое изменение солнечных пятен влияет на всепроявления солнечного магнетизма в атмосфере Солнца, включая вспышки,корональные выбросы массы и др., которые обусловлены эволюцией магнитныхполей (см., обзор, [66]).Кроме того, поскольку солнечные магнитные поля распространяются вгелиосферу с помощью солнечного ветра, солнечный цикл модулирует частицы имагнитные потоки в гелиосфере, с помощью электромагнитных сил, которыевлияют на атмосферы планет, включая атмосферу Земли [26].Действительно, крупномасштабная структура и динамика магнитного поляв гелиосфере определяется потоком солнечного ветра, который формируетмагнитный поток от Солнца (см.
например [123] и ссылки в ней). Большая частьмагнитного потока, возникающего в фотосфере, образует хромосферные иликорональные петли, которые не вносят вклад в гелиосферное магнитное поле,переносимоесолнечнымветром,ночастьпотокараспространяетсянагелиосферное магнитное поле, изменения которого являются важным источникомгеомагнитных возмущений, например [116, 117].Для описания циклов активности предложены различные индексы, которыеописывают всевозможные наблюдаемые явления, модулированные солнечнымциклом.
Большинство из этих индексов имеют значительную корреляцию друг сдругом, поскольку они связаны между собой через солнечный магнетизм и22доминирующий одиннадцатилетний цикл. Однако они могут различаться помногим признакам, а также по краткосрочным и долгосрочным тенденциям.В данном разделе приведен обзор наиболее часто используемых видовнаблюдений и индексов активности, которые применяются для описания свойствсолнечного цикла на протяжении длительных интервалов времени. Эти видынаблюдений, связаны с прямыми наблюдениями фотосферы, на которойотмечаются первые признаки всплывающих магнитных потоков, и хромосферы.Для каждого вида наблюдений мы приводим существующие наиболее длительныеряды наблюдений и примеры их использования для описания солнечнойцикличности.
Эти наблюдения были получены с использованием наземныхинструментов на протяжении многих десятилетий. Особое внимание мы уделимтем индексам, развитие и дополнение которых поставлено целью данной работы.1.2.СИндексы солнечной активности на фотосфере в белом светемоментапоявлениятелескопасолнечныепятнарегулярнорегистрировались астрономами-любителями и во многих обсерваториях. Понаблюдениям солнечных пятен были определены несколько индексов, в т.ч.международные (ранее, Цюрихские или Вольфа) числа пятен, группы солнечныхпятен и площади солнечных пятен.
Временные вариации этих индексов можнополучить,пользуясьразличнымиресурсами,например(https://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/ssndata.html). В данной работе эти индексыбудут использованы для сравнения с другими проявлениями солнечнойактивности и как индикаторы динамо-процессов, ответственных за накоплениекрупномасштабных магнитных полей в солнечной атмосфере.Индекс числа пятен был введен в середине 19-го века Рудольфом Вольфомименно для визуальных наблюдений, которые регулярно стали выполняться вобсерватории Цюриха с 1849 г. Эта серия наблюдений охватывает период 18491981 гг., и называется системой Цюриха (или Вольфа). Серия чисел Вольфа была23расширена для нескольких солнечных циклов в прошлое, используя данные,полученные из предыдущих наблюдений.
Подсчет индекса пятен проводится поформуле, где g-число групп, N –число ядер и пор (иногданеправильно называемое число пятен), k-фактор коррекции для даннойобсерватории.Другим индексом, используемым для визуальных измерений пятненойактивности, является индекс числа групп солнечных пятен [65].
Этот индексособенно актуален для изучения активности до начала регулярных наблюдений.Площадь пятен является более физической характеристикой солнечногоцикла, чем число солнечных пятен или групп, из-за линейной зависимости междуплощадью пятен и суммарным магнитным потоком солнечного пятна.Площади и положения солнечных пятен измерялись в Королевскойобсерватории в Гринвиче (RGO) с 1874 по 1976 год на фотографическихпластинках, полученных в RGO и других обсерваториях (Кейптаун, ЮжнаяАфрика, Кодайканал, Индия и Маврикий).
Площади пятен и ядер солнечныхпятен измерялись, а также корректировались с учетом коррекции для кажущегосяискажения из-за кривизны поверхности Солнца [168]. Области пятен измерялись вмиллионных долях солнечного полушария (мдп). Эти данные опубликованы вкаталоге Greenwich Photoheliograph Result (GPR).По решению Международного астрономического союза с 1976 годаизмерения RGO были продолжены в Гелиофизической обсерватории г.
Дебрецен,и публиковались в каталоге солнечных пятен Debrecen Photoheliography Data(DPD). С 2017 г. эта обсерватория закрылась.После 1976 г. наиболее стабильным рядом значений площадей группсолнечных пятен является ряд Кисловодской Горной астрономической станции,начавшей наблюдения с 1948 г. В период с 1948 по 1976 гг. совместныенаблюдения Кисловодской станции и RGO позволили осуществить кросскалибровку данных и получить максимально близкие ряды данных.24Как было показано различными исследователями, наиболее стабильнымрядом наблюдений площади солнечных пятен после Гринвичской обсерваторииявляется ряд Кисловодской Горной астрономической станции (с 1954 г.) [14, 101].К сожалению, эти ряды площадей содержат характеристики о группахсолнечных пятен, причем измеренных визуально.
В работе [158] ставилась задачао создании базы данных отдельных солнечных пятен, а также о храненииинформации о выделенных структурах в виде векторной информации. Этопозволяет проводить в дальнейшем сверку и уточнение, а также получать новыеданные о топологии солнечных пятен, а также реконструировать сводные картыактивности (см.
Главу. 1244).Новая реконструкция отдельных пятен (в отличие от информации о группахпятен), показывает хорошее согласие с предыдущими измерениями (Рис. 1.1). Ноновая информация позволяет исследовать свойства отдельных солнечных пятен вгруппах. На Рис. 1.2 из [158] (Tlatov at al., 2016) представлен график измененийплощадей наибольшего пятна в группах по данным RGO и Кисловодска за период1919-2015 гг. Можно отметить существенное отличие от графика общей площадипятен (Рис.
1.1).Рис. 1.1. Сравнение результатов реконструкции площадей по отдельным солнечным пятнам изработы [158] (верхняя панель) с результатами измерений площади групп солнечных пятен поданным Greenwich Photoheliograph Result (нижняя панель).25Рис. 1.2. Среднегодовые площади наибольшего пятнав группе по данным [158].Помимо солнечных пятен, солнечные факелы являются характернымобразованием на солнечном диске, видимом в “белом свете”.
Они известныдостаточно давно [168, 158], поскольку для их наблюдений используются те жетелескопы, что и для солнечных пятен. Наблюдения показывают магнитнуюприроду факелов. Они представляют собой магнитное поле, рассеянное отсильных полей в солнечных пятнах. Факелы в “белом” свете измерялись присиноптических наблюдениях в RGO с 1874 по 1976 год, т.е. более 100 лет.Измеряемыми параметрами были положения и площадь факелов. Регулярныенаблюдения низко и высокоширотных факелов осуществлялись в Цюрихе (19451965), Национальной астрономической обсерватории Японии Митака (1951-1997),ивКисловодске(с1960(http://158.250.29.123:8000/web/P_fac/).годаСледуетпонастоящееотметитьвремя)возможностьиспользования синоптических наблюдений в радиодиапазоне для изученияактивности в зоне образования солнечных пятен или полярной активности, о чемговорится в работе [118].261.3.Наблюдения магнитных полей солнечных пятенВ 1908 году Джордж Эллери Хейл (George Ellery Hale) использовал эффектЗеемана (1897), чтобы сделать свое эпохальное открытие сильных магнитныхполей в солнечных пятнах [48].
Хейл в работе [50] сообщили, что до минимума в1912 году, предшествующего циклу 15, «магнитная полярность однополярныхпятен и предшествующих членов биполярных пятен была положительной[северной] на юге и отрицательной [южной] в северных полушариях Солнца.Поскольку минимум этих знаков изменился». При минимуме числа пятен в 1923году полярность пятен солнечного цикла 16 в каждом полушарии вернулась кполярностям цикла 14. Это позволило Хейлу и Николсону [52] сформулироватьзакон полярности солнечных пятен: “Солнечные пятна нового 11-летнего цикла,которые появляются в высоких широтах после минимума солнечной активности,имеют противоположную магнитную полярность в северных и южныхполушариях. По мере продвижения цикла средняя широта пятен в каждомполушарии неуклонно уменьшается, но их полярность остается неизменной.Высокоширотные пятна следующего 11-летнего цикла, которые начинаютразвиваться более чем за год до того, как пятна низкой широты предыдущегоцикла перестали появляться, имеют противоположную магнитную полярность”.Предвидя последующее изменение полярности в конце цикла 16, Хейл иНиколсон отметили, что, хотя периодичность в количестве пятен составляла 11,5лет, полный период солнечных пятен, который они называли «периодоммагнитного солнечного пятна», составляет 23 года.
Сегодня этот магнитный циклобычно называют 22-летним циклом или циклом Хейла, основанным на 11летнем цикле Швабе.Обнаружение сильных магнитных полей в солнечных пятнах [50] иизменение полярности магнитных полей пятен в соседних циклах активности,явились наиболее важными открытиями для понимания солнечной цикличности ипроцесса динамо-механизма.
Наблюдения магнитных полей солнечных пятен,27являютсясамымидлительнымиизмерениямимагнитныхполейдляастрофизических объектов. Регулярные визуальные наблюдения магнитных полейсолнечных пятен начались на обсерватории Маунт Вилсон в 1917 г. [50]. В 1940 г.начались наблюдения в обсерватории Потсдам, в 1955 г. в КрымскойАстрофизической обсерватории (КрАО), в 1957 на Горной станции ГАО РАН вКисловодске и в Пулковской обсерватории.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
