Диссертация (1150638), страница 5
Текст из файла (страница 5)
В настоящее время визуальныенаблюдения магнитных полей пятен продолжаются в обсерватории МаунтВилсон, в КрАО, на телескопе МакМас-Пирс (McMath-Pierce) Национальнойсолнечной обсерватории США (НСО) (с 1998 г.) и обсерватории КоуровкаУральского Университета (с 1966). К этой наблюдательной программе былиподключены и другие обсерватории СССР: Шамахинская обсерватория, Саянскаяобсерватория ИСЗФ, ИЗМИРАН, Уссурийская астрономическая обсерватория.Сводные таблицы этих измерений публиковались в бюллетене “СолнечныеДанные”.Для измерения напряженности магнитного поля перед щелью спектрографабыла установлена составная многополосная четвертьволновая пластина (иполяризатор).
Расщепление двух зеемановских компонент спектральной линии,чувствительной к магнитному полю измерялось наблюдателем вручную. На ГАСГАО спектры предварительно фотографировались для последующих измерений.Как правило, наблюдения проводились в линии FeI 630,2 нм. Результатыизмерений магнитных полей пятен с 1957 года, осуществленных службой СолнцаСССРдоступнынаонлайн-базеданныхПулковскойобсерватории(http://www.gao.spb.ru/database/mfbase/main_e.html).В последнее время выполнено ряд исследований, в которых основноевнимание уделяется долговременным изменениям напряженности поля всолнечных пятнах. Вопрос, лежащий в основе этих исследований, заключается вследующем:“Существуетлитенденциякпостепенномууменьшениюнапряженности магнитных полей пятен за последние два цикла?”. Пенн иЛивингстон [106] измеряли напряженность поля, используя разделение двух28зеемановских компонент магниточувствительной спектральной линии FeI 1564,8нм на фазе спада солнечного цикла 23 и фазе подъема цикла 24.В работе [110] был выполнен анализ изменения напряженности магнитногополя по данным измерений в линии Fe I 630.15-630.25 сети семи солнечныхобсерваторий, охватывающие одиннадцать часовых поясов в бывшем СССР запериод 1957-2010 годах.
Чтобы уменьшить влияние различий состоянияатмосферы на наблюдения и уровня опыта наблюдателей, данные анализавключали в себя только самые сильные наблюдения магнитных полей за день. Наоснове анализа измерений магнитных полей обсерваторий бывшего СССР, былопоказано, что изменения напряженности магнитных полей связаны с фазой цикласолнечной активности и не носят характер долговременного тренда уменьшениянапряженности магнитных полей, но вместе с тем существует вариации с фазойцикла активности. (Рис. 1.3).Рис. 1.3.
Средние годовые значения комбинированного набора данных наблюдений магнитныхполей пятен обсерваториями СССР (согласно [110]). Вертикальные линии соответствуют ± σ,стандартным отклонениям среднего значения. Для сравнения пунктирная линия в нижней частирисунка показывает ежегодные международные значения солнечных пятен (не в масштабе).Сплошная серая линия, пересекающая цикл 20, соответствует номерам солнечных пятен дляцикла 23 (сдвинута до начала цикла 20).29В статье [111] авторы оцифровали и выполнили анализ сводных таблицнаблюдений обсерватории MWO (http://www.nso.edu/node/310) за период 19201958 гг. Данные сводных таблиц дают информацию только о максимальнойнапряженности поля, измеренной в каждой активной области, их среднююшироту и дату пересечения центрального меридиана.Авторы проанализировали данные с использованием модифицированногоподхода [110], в котором для каждой недели наблюдений была отобрана самаясильная напряженность магнитных полей.
По мнению авторов, такой подходпозволяет снизить влияние некоторых отрицательных свойств набора данных,например, систематическое увеличение числа измерений слабых полей от началанабора данных до его конца. Результаты подтвердили наличие 11-летнего цикла ввариациях магнитных полей солнечных пятнен с максимальной интенсивностьюполя, аналогичной той, что была обнаружена в предыдущих исследованиях длясолнечных циклов 19-23 [110]. Значительного векового тренда в этомисследовании не обнаружено как за период, охватываемый данными MWO(циклы 15-19) так и по данным советских обсерваторий (Рис. 1.4). Авторыотмечали слабое постепенное снижение средних напряженностей магнитногополя ≈2.1±0.9 Гс/год.Таким образом, существуют различные данные о долговременных трендахмагнитных полей солнечных пятен. В работе [106] делается вывод о возможномснижении интенсивности магнитных полей солнечных пятен и их возможномисчезновении в ближайшем будущем.
В работах [110, 111] долговременныетренды не найдены. Однако в этих работах использовались не все измерения, атолько максимальные значения напряженности полей в выборке. Для ответа наэтот вопрос необходимо выполнить оцифровку и анализ наиболее полного ряданаблюдений магнитных полей пятен обсерватории Маунт Вилсон.Более подробные данные доступны только на зарисовках MWO. В Главе 2будут представлены результаты оцифровки и анализа этих данных.30Рис. 1.4.
Среднегодовые значения измерений магнитного поля MWO (синий цвет, до 1958 г.) инабор данных советских обсерваторий [110], (красный). Данные MWO приведены к наборуроссийских данных. Вертикальные линии показывают стандартное отклонение ± 1σ от среднихзначений. Жирная черная прямая представляет собой линейное приближение к MWO ироссийским данным. Пунктирные линии указывают статистические неопределенности этоголинейного приближения. Черная линия в нижней части рисунка показывает ежегодныемеждународные номера солнечных пятен.
Согласно [111].1.4.Индексы активности, полученные из наблюдений хромосферы Солнца1.4.1. Визуальные наблюдения протуберанцевВажный шаг в изучении протуберанцев был сделан в 1860 г. во времясолнечного затмения, когда Секки выполнил фотографические измерения вовремя затмения в Испании (Secchi, 1875). Другое важное событие относится к 18августу 1868 г. во время солнечного затмения в Индии и Малакке, когда былприменен спектрограф [146] (Tandberg-Hanssen, 1974).Секки предложил исследовать Солнце спектроскопическими методами. Сэтой целью поручил Хофману и Мерзу (Hofmann and Merz) построить31спектроскопы, включающие ряд призм.
В то же время Г. Б. Амичи (B. Amici)построил инструменты для прямого просмотра. Секки также осознал важностьнаблюдений за хромосферой и короной во время полных затмений Солнца. Егопервая возможность осуществить это представилась в 1860 году во времясолнечного затмения в Испании. Секки путешествовал в место Desierto de lasPalmas, недалеко от Кастельона-де-ла-Планы, где он проводил наблюдения срефрактором Cauchoix.
Затем он сравнил свои результаты с теми, что Де Ла Рю(De la Rue) сделал на фотогелиографе Кью в Ривабеллосе. Таким образом, Секкипришел к выводу, что протуберанцы, наблюдаемые во время затмения, былиреальными, а не играми света, как предполагали некоторые исследователи, и чтоони были солнечными по происхождению, а также что корона была реальной ишире на экваторе, чем на полюсах, а самой широкой была на широтах сорок пятьградусов. После затмения 1868 года Секки использовал технику, разработаннуюЯнссеном и Локейром (Janssen and Lockyer), благодаря которой удалосьрасширить апертуру спектроскопа для наблюдений протуберанцев и хромосферывусловияхполногопотокасолнечногосвета(внезатмений)(http://www.encyclopedia.com/people/science-and-technology/astronomybiographies/pietro-angelo-secchi).Спектроскоп был разработан Уильямсом Симмсом в 1840 году. Он состоялиз щели, коллиматора, платформы осуществляющейся при помощи одной илиболее призм разложение света в спектр, окуляра, а также объектива телескопа сперекрестием.
Обе коллиматорная и телескопическая трубы могли вращатьсявокруг центральной части призменного стола с калиброванной шкалой. Было дверазновидности спектроскопа призменный и решетчатый [57] (Hearnshaw, 2009).В 1868 году Дж. Норман Локьер и Жюль Янссен (J. Norman Lockyer andJules Janssen) пришли к идее использования методов спектроскопии длянаблюдения за Солнцем в ограниченном диапазоне длин волн, а именно вкрасном, где контраст атмосферных структур, таких как протуберанцы,достаточно высок.
Таким образом, Локьер и Янссен смогли наблюдать32протуберанцы днем и окончательно похоронили идею, о том, что протуберанцы,являются характерными особенностями атмосферы Луны.Секки использовал эти наработки. Для наблюдений протуберанцев ониспользовал различные виды спектроскопов. Два из них представлены на Рис. 1.5и Рис. 1.6 [57]. На основе этих наблюдений Секки также опубликовал рядзамечаний о солнечных протуберанцах в своем трактате “Le soleil”, выпущенномна французском языке в 1875-1877 годах. Эта работа была проиллюстрированавеликолепными цветными пластинами хромосферы и различными типамипротуберанцев.
Среди них были небольшие структуры, названные им “малымпламенем” (small flames), теперь называемые спикулами, которые он наблюдал вобласти пятен. По его мнению, эти объекты становились более высокими ичрезвычайно светлыми на солнечных полюсах, где активность на Солнцесуществует даже в относительные спокойные периоды. Он классифицировалпротуберанцы как «спокойные» и «эруптивные» -терминологию, которая попрежнему актуальна.Секки изучал силы, которые влияют на солнечные протуберанцы, измеряяскорость и их движение в солнечной атмосфере.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
