Диссертация (1150638), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Длительные измерениясолнечных пятен, например, сделанные в MWO, позволяют заглянуть в историю49долгосрочных изменений свойств солнечных пятен и исследовать, насколькоуникальна (или типична) была солнечная активность.Певцов и др. [110] изучали напряженность магнитного поля, измеренную полинии Fe I 630.15-630.25 нм в 1957-2010 годах на семи станциях сети солнечныхобсерваторий.
Эти станции охватывали одиннадцать часовых поясов в бывшемСССР, о чем уже упоминалось ранее в Главе 1. Было обнаружено, что значениянапряженности сильного поля значительно варьируются в зависимости отсолнечного цикла, вместе с тем за этот период не было отмечено долгосрочногоснижения напряженности магнитных полей солнечных пятен (Рис. 1.3).В работе [80] на основе данных наблюдений Крымской обсерваториинайдено, что существует рост напряженности магнитных полей пятен между 1970и 1990 годами. В работе [111] на основании оцифровки таблиц измеренийобсерватории Маунт Вилсон в период 1920 -1958 гг. не было выявленосущественных трендов в долговременных изменениях магнитных полей пятен.
Врезультате экстраполяции зависимости между магнитным полем и площадьюпятен сделан вывод об изменение магнитного поля с вековым циклом активностис максимумом вблизи 19-го цикла активности. В работе [102] высказанопредположение, что уменьшение напряженности магнитных полей, обнаруженноев [106, 107] связано с относительным ростом числа малых пятен в последниециклы активности.Таким образом, анализ результатов, полученных различными авторами,показывает противоречивость выводов о долговременных вариациях магнитныхполей солнечных пятен.
Причины могут быть как методические, так ифизические. Различные системы измерений, например, связанные с выборомспектральнойлинии,реконструкцияинструментов,атакжеизменениеотносительного числа пятен большой и малой площади. Так в работе [107] авторыуказывают, что в 90-тые годы измерения проводились только для крупных пятен,а затем наблюдения стали более “синоптическими” и измерения делались и длямалых пятен.
Проблема проверки этой гипотезы заключается в том, что, как50правило, в базах данных магнитных полей пятен приводится информация толькоо дате и напряженности магнитных полей, но отсутствует информация окоординатах и размерах измеряемых пятен [110].Еще один каталог данных, о котором упоминалось в Главе 1, это сводныетаблицы обсерватории Маунт Вилсон, которые были оцифрованы [111].
Однако вэтихсводныхтаблицахприводятсятолькоданныеомаксимальнойнапряженности поля, измеренной в каждой активной области, их средней широтеи дате пересечения центрального меридиана. Более подробные данные доступнытолько в зарисовках MWO.
Пример такой карты (ручной зарисовки) представленна Рис. 2.1. Для увеличения числа параметров данных нами было разработанопрограммное обеспечение для оцифровки этих зарисовок MWO [160]. Этопозволило создать более полную, и, тем самым, более информативную базуданных солнечных элементов активности, в том числе данных о магнитных полях,площадях и положениях ядер (ядер пятен и пор), как это наблюдалось в MWO в1917-2013 годах.Обнаружение Хейлом магнитных полей в солнечных пятнах сталоогромным открытием. В данном случае речь идет о продольном эффекте Зеемана,где наблюдение ведётся в направлении магнитного поля, где в спектредетектируется две частоты c круговой поляризациейи.Для более детального изучения зеемановского расщепления солнечныхпятен, Хейлу понадобился спектрограф с большей линейной дисперсией, чем18.288-метровый телескоп и большим в масштабе изображением.
В связи с этимИнститутом Карнеги в Вашингтоне были пожертвованы средства, а в 1909 годуначалось строительство 45,72-метровой солнечной башни.45,72-метровый (150-футовый) телескоп был построен в октябре 1910 года(http://obs.astro.ucla.edu/150_tele.html). Уникальность этого башенного телескопазаключается в том, что он состоит из двух башен, расположенных одна в другой.Одна из башен представляет собой железный каркас и поддерживает оптикунаверху. Другая - внешняя башня поддерживает структуру и купол телескопа.51Таким образом, оптика защищена от колебаний на ветру, что приводит к оченьхорошему качеству изображений.В 1914 году Хейлом было обнаружено, что полярности солнечных пятен, всеверном и южном полушариях Солнца, меняются от цикла к циклу.Солнечные изображения строились с использованием целостата и линзы иимеют диаметр около 42 см.
При измерении наблюдатель отмечал границусолнечного диска и зарисовывал положение и конфигурацию солнечных пятен.Измерения магнитного поля затем проводились путем измерения расщеплениязеемановских компонент. Интенсивность магнитного поля в центре пятнаизмерялась визуально с использованием линии железа FeI λ 617,3 нм в 1917-1961гг., а затем с 1961г. с использованием линии FeI λ 525,0 нм. Шкала отсчетаперекидной стеклянной пластины микрометра составляет около 100 Гс, чтопримерно соответствует ошибке наблюдений [75]. Пятна, поле которых должнобыть измерено, помещаются на входную щель спектрографа.
На пути лучаставиться четвертьволновая пластинка сдвигающая фазу на = / 2, котораятрансформирует свет с круговой поляризацией в линейно поляризованный. Далеесвет проходит через поляризатор - призму Волластона, которая работает вколлимированном пучке, интерференционные фильтры располагаются в пучках,расходящихся после призмы.
Затем установлен ФЭУ.Наблюдатель оценивал полярность и напряженность магнитного поля спомощью микрометра с клиновидной пластиной, размещенной в фокальнойплоскости 75 футового (22,9 м) спектрографа. С такой установкой полярностьсолнечных пятен и напряженность поля могли быть получены с точностью досотен гаусс. Измеренное значение магнитного поля затем обозначалось нарисунке для соответствующего солнечного пятна.
Как правило, все пятна, ядра ипоры, видимые на Солнце в течение дня, зарисовывались. Однако для ряда днейнапряженность поля измерена только в некоторых (не во всех) солнечных пятнах([111] для отдельных примеров). В эскизах для тени, полутени пятен и другихмагнитных структур использовались карандаши различной твердости, которые52отличали эти структуры по яркости. Гелиографический север располагалсясверху, а восток справа. Перед зарисовкой чертежный стол ориентировалсянаблюдателем так, чтобы его ось X была параллельна экватору Земли в проекциина Солнце.Изменение спектральной линии в 1962 году сопровождалось заменойстеклянной пластины, изготовленной в виде клина («tip plate»). В 1978 годузатопление ямы спектрографа повредило спектральную решетку, которая былазаменена в 1982 году.
(До этого в период с 1932 по 1978 год использовались пятьразличных решеток). Решетка была снова заменена в середине 1990 года. Болееподробное обсуждение инструментальных изменений описано в [75].Архив этих зарисовок начинается с 1917 года, а количество ежедневныхрисунков в настоящее время составляет более 20 000. Большинство этихзарисовокотсканировано,иихизображениядоступнывИнтернете(ftp://howard.astro.ucla.edu/pub/obs/drawings).2.2.Оцифровка данных измерений магнитных полей обсерватории МаунтВилсон2.2.1. Обработка зарисовок магнитных полей пятенДля оцифровки данных использовалась программа SolarView.
Оцифровкаотсканированных чертежей MWO выполнялась в следующей последовательности.На первом этапе код идентифицирует и сопоставляет солнечный лимб сизображением, наносится координатная сетка, которая может быть нанесена иоткорректирована также и вручную. На этом шаге происходит переводизображения в гелиографические координаты. Затем оператор вручную выбираетместоположение отдельных ядер и пор для оцифровки. Программа автоматическиобнаруживает внешние границы пятен в соответствии с процедурой, описанной в[154], которые доступны для коррекции оператором.
Далее оператор вручнуюпосредством клика по ядру пятна вводит интенсивность и полярность магнитного53поля соответствующей структуры, в которой проводилось измерение магнитногополя. Отрицательная полярность соответствует синему цвету, положительнаякрасному. На каждом шаге оператор проверяет правильность автоматическоговыбора и при необходимости может вносить коррективы. По окончаниюобработки изображения вводится время.На Рис. 2.1 представлен пример исходного изображения солнечных пятенобсерватории Маунт Вилсон.
Координаты W31 и S20 представляют собойединицы гелиографических градусов к северу или югу от солнечного экватора и квостоку или к западу от центрального меридиана Солнца. Значения магнитныхполей V19, R20 и др., обозначают полярность соответствующих пятен инапряженность поля в Гс, деленную на 100. Обозначения R и V, определяющиекрасную - Red и фиолетовую - Violet части солнечного спектра, были придуманыХейлом и Николсоном для разделения полярности пятен. В другой интерпретацииR обозначает положительную область, V обозначает отрицательную область. Так,например, R20 означает место положительной (северной) полярности с полем2000 Гс.
Пример обработанного изображения представлен на Рис. 2.2, Рис. 2.3. Вслучае если напряженность поля не определена, а определена только полярность,то ставилась величина напряженности 49 (Рис. 2.3).Для каждого выбранного ядра и поры мы измеряли и сохраняли ихгелиографическиекоординаты,количествопикселей,площадь,скорректированную за гелиографическую проекцию, время наблюдений, а такженапряженность и полярность магнитного поля (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
