Помощь студентам в учебе
Долговременные изменения характеристик солнечных пятен и связей между ними
|
Введение 3
1 Методические аспекты задачи 6
1.1 Перевод наблюдений в системе одной обсерватории в систему другой обсерватории 6
1.2 Площадь, центральная напряжённость и магнитный поток солнечных пятен 8
2 Солнечные пятна на 20-летней временной шкале и их свойства 10
2.1 Данные 10
2.2 Выбор функциональной зависимости H от S 12
2.3 Изменения связи между напряжённостью магнитного поля и площадью солнечного пятна 15
2.4 Бимодальное распределение площадей и напряжённостей магнитного поля пятен 19
2.5 Бимодальное распределение пятенного магнитного потока .... 23
3 Солнечные пятна на вековой временной шкале: две популяции 24
3.1 Данные 24
3.2 Приведение рядов измерений магнитного поля различных обсерваторий в единую систему 26
3.3 Длительные временные изменения связи площадей и магнитных
полей пятен 29
3.4 Статистические распределения и две популяции солнечных пятен 32
3.5 Магнитный поток 33
3.6 Дифференциальное вращение и асимметрия 34
4 Заключение 41
1 Методические аспекты задачи 6
1.1 Перевод наблюдений в системе одной обсерватории в систему другой обсерватории 6
1.2 Площадь, центральная напряжённость и магнитный поток солнечных пятен 8
2 Солнечные пятна на 20-летней временной шкале и их свойства 10
2.1 Данные 10
2.2 Выбор функциональной зависимости H от S 12
2.3 Изменения связи между напряжённостью магнитного поля и площадью солнечного пятна 15
2.4 Бимодальное распределение площадей и напряжённостей магнитного поля пятен 19
2.5 Бимодальное распределение пятенного магнитного потока .... 23
3 Солнечные пятна на вековой временной шкале: две популяции 24
3.1 Данные 24
3.2 Приведение рядов измерений магнитного поля различных обсерваторий в единую систему 26
3.3 Длительные временные изменения связи площадей и магнитных
полей пятен 29
3.4 Статистические распределения и две популяции солнечных пятен 32
3.5 Магнитный поток 33
3.6 Дифференциальное вращение и асимметрия 34
4 Заключение 41
Аномальные свойства 24 цикла солнечной активности стимулировали большое количество исследований долговременных изменений характеристик солнечных пятен ([7], [16], [22], [28], [29], [30]). Основываясь на рутинных наблюдениях пятен в ближнем инфракрасном диапазоне в спектральной линии Fe I 1564.8 nm, Пенн и Ливингстон ([26], [27]) сделали вывод, что средняя напряжённость магнитного поля (НМП) солнечных пятен монотонно убывает за период с 1998 по 2011 год. Дальнейшие наблюдения подтвердили этот тренд [43]. Тренд был интерпретирован как показатель глобального снижения солнечной активности, который может быть предвестником нового минимума типа Маундеровского [16]. С другой стороны, используя синоптические наблюдения магнитного поля солнечных пятен за период 1957-2011 гг в рамках программы Службы Солнца СССР, Певцов и др. [28] сделали вывод, что максимальное за день магнитное поле пятен, усреднённое за год, показывает циклические изменения, и что убывающий тренд, о котором сообщили Пенн и Ливингстон ([26], [27]) совпадает с фазой спада 23 цикла. Певцов и др. [29] расширили результаты [28] на период 1920-1958 гг, используя наблюдения обсерватории Маунт-Вилсон (MWO). По этим данным ясно были видны циклические вариации, долговременный тренд не был найден.
В начале 1970-х годах Куклиным впервые было высказано предположение о существовании двух популяций пятен ([13], [14], [49]). Он пришёл к выводу, что за разные популяции отвечают пятна с разной магнитной структурой — униполярные и биполярные. Витинский и др. [47] показали, что распределение площадей пятен имеет два выраженных пика — 8-13 м.д.п. (они связали это с тем, что мелкие пятна чаще всего образуются в узлах между супергранулами) и 100-150 м.д.п. (что соответствует примерному размеру супергранулы).
В последние несколько лет идея о существовании двух популяций пятен снова стала актуальной ([20], [22], [40]). Бимодальное распределение наблюдалось Певцовым и Тлатовым [40] по данным SDO/HMI. Они связали существование двух популяций пятен с изменением среднего угла наклона вектора магнитного поля полутени для пятен разных размеров, и, возможно, с разными стадиями формирования пятна. Существование двух компонент в распределении площадей солнечных пятен было подтверждено Мунос-Йарамийо и др. [20], которые обнаружили, что распределение пятен по площадям может быть представлено в виде комбинации распределения Вейбулла (отражающего вклад мелких пятен) и логнормального распределения (отражающего вклад больших пятен).
Наговицын и др. [22] показали, что и постепенное снижение среднего значения НМП [26], и циклические изменения максимальной НМП пятен [27] могут быть объяснены изменением со временем вклада пятен разных размеров в общее их количество, причём площади пятен показывают бимодальное распределение. Один компонент распределения отвечает за «маленькие» пятна (пик распределения 17 миллионных долей полусферы Солнца (м.д.п.)), а второй — за «большие» (пик — 174 м.д.п.). Такое распределение они интерпретировали как показатель того, что пятна разных размеров могут формироваться в разных областях конвективной зоны [36]. Общее снижение средней НМП может быть объяснено изменением в относительном вкладе двух распределений (то есть, больший вклад малых пятен по сравнению со вкладом больших пятен даст в итоге меньшую среднюю НМП). ДеТома и др. [7] сообщили о дефиците больших пятен в 23 цикле солнечной активности по сравнению с предыдущими циклами.
Целью данной выпускной квалификационной работы было изучение длительных изменений характеристик солнечных пятен на шкале от двадцати до почти сотни лет и рассмотрение изменений связей между этими характеристиками. Работа была выполнена в основном в Лаборатории Проблем Космической Погоды отдела Физики Солнца Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской Академии наук под руководством Наговицына Юрия Анатольевича. По результатам работы опубликована одна статья [23], две приняты к печати ([24], [53]), работа была представлена на ежегодных всероссийских конференциях «Солнечная и солнечно-земная физика» в 2014 и 2015 годах ([50], [51], [52]).
В начале 1970-х годах Куклиным впервые было высказано предположение о существовании двух популяций пятен ([13], [14], [49]). Он пришёл к выводу, что за разные популяции отвечают пятна с разной магнитной структурой — униполярные и биполярные. Витинский и др. [47] показали, что распределение площадей пятен имеет два выраженных пика — 8-13 м.д.п. (они связали это с тем, что мелкие пятна чаще всего образуются в узлах между супергранулами) и 100-150 м.д.п. (что соответствует примерному размеру супергранулы).
В последние несколько лет идея о существовании двух популяций пятен снова стала актуальной ([20], [22], [40]). Бимодальное распределение наблюдалось Певцовым и Тлатовым [40] по данным SDO/HMI. Они связали существование двух популяций пятен с изменением среднего угла наклона вектора магнитного поля полутени для пятен разных размеров, и, возможно, с разными стадиями формирования пятна. Существование двух компонент в распределении площадей солнечных пятен было подтверждено Мунос-Йарамийо и др. [20], которые обнаружили, что распределение пятен по площадям может быть представлено в виде комбинации распределения Вейбулла (отражающего вклад мелких пятен) и логнормального распределения (отражающего вклад больших пятен).
Наговицын и др. [22] показали, что и постепенное снижение среднего значения НМП [26], и циклические изменения максимальной НМП пятен [27] могут быть объяснены изменением со временем вклада пятен разных размеров в общее их количество, причём площади пятен показывают бимодальное распределение. Один компонент распределения отвечает за «маленькие» пятна (пик распределения 17 миллионных долей полусферы Солнца (м.д.п.)), а второй — за «большие» (пик — 174 м.д.п.). Такое распределение они интерпретировали как показатель того, что пятна разных размеров могут формироваться в разных областях конвективной зоны [36]. Общее снижение средней НМП может быть объяснено изменением в относительном вкладе двух распределений (то есть, больший вклад малых пятен по сравнению со вкладом больших пятен даст в итоге меньшую среднюю НМП). ДеТома и др. [7] сообщили о дефиците больших пятен в 23 цикле солнечной активности по сравнению с предыдущими циклами.
Целью данной выпускной квалификационной работы было изучение длительных изменений характеристик солнечных пятен на шкале от двадцати до почти сотни лет и рассмотрение изменений связей между этими характеристиками. Работа была выполнена в основном в Лаборатории Проблем Космической Погоды отдела Физики Солнца Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской Академии наук под руководством Наговицына Юрия Анатольевича. По результатам работы опубликована одна статья [23], две приняты к печати ([24], [53]), работа была представлена на ежегодных всероссийских конференциях «Солнечная и солнечно-земная физика» в 2014 и 2015 годах ([50], [51], [52]).
Полученные результаты поддерживают ранее высказанные предположения о тесной связи между площадью и максимальным магнитным полем пятен. Мы подтвердили заключения ([29], [33], [40]) о связи логарифма полной площади пятна с его максимальным магнитным полем (рис. 3.3) и показали, что коэффициенты этого линейного соотношения изменяются со временем (рис. 3.4). В то же время до сих пор точная функциональная зависимость не может быть определена на основании только статистических данных. Все три функциональные зависимости, проанализированные нами, равнозначны в статистическом смысле (рис. 2.1, таблица 2.1). Для всех трёх выражений сила связи между площадью пятен и их магнитным полем зависит от расположения пятна на диске Солнца. Связь между S и H резко падает для гелиоцентрических углов, больших 60° (рис. 2.1), что может быть объяснено увеличением вклада горизонтальной компоненты магнитного поля и/или некоторых инструментальных эффектов, таких как увеличение вклада рассеянного света, влияющего на измерения магнитного поля. Это изменение в корреляции между магнитным полем пятен и их площадью в зависимости от гелиоцентрического угла требуется учитывать. Для солнечных пятен в центральной области солнечного диска логарифм площади пятен S и максимальная напряжённость H показывают высокую корреляцию (коэффициент корреляции 0.78-0.91).
Для исследования изменений зависимости между площадью пятен и их максимальной напряжённостью, мы использовали функциональную зависимость H = A + B х log S (раздел 2.2). Мы нашли, что коэффициенты А и В изменяются для разных фаз цикла солнечной активности (рис. 2.3). Эти изменения могут быть объяснены изменением вклада мелких и крупных пятен в общее распределение пятен в конкретный период времени. Сами по себе распределения площадей, НМП и магнитного потока пятен бимодальны с одним компонентом, отвечающим за мелкие пятна с меньшей напряжённостью магнитного поля и вторым компонентом, отвечающим за крупные пятна с большей напряжённостью (рисунки 2.4, 2.7, 3.6, 3.7). Площади и магнитный поток пятен показывают логнормальное распределение, напряжённости — нормальное. Это является косвенным подтверждением того, что H = A + B х log S наилучшим образом описывает функциональную зависимость между S и H. Бимодальное распределение солнечных пятен (по их площади, НМП и пятенному магнитному потоку) может быть интерпретировано как динамо, в котором генерация солнечных пятен разного размера пространственно разделена [3].
Мы исследовали изменения напряженности магнитных полей пятен на вековой шкале и их связи с площадями пятен. Использовались рутинные длительные наблюдения пятен в обсерваториях Гринвич, Кисловодск (площади пятен); Маунт-Вилсон, КрАО, Пулково, Урал, ИМИС, Уссурийск, ИЗМИРАН, Шемаха (магнитные поля). Отобранные пятна наблюдались вблизи центра диска Солнца на гелиографических углах 0 < 14°, т.е. наблюдаемое магнитное поле практически соответствовало вертикальному полю в пятне. Был составлен композитный ряд пятен с известными напряжённостями в системе КрАО и площадями.
Средние магнитные поля пятен на вековой шкале изменяются по-разному (рис. 3.5). Вклад больших и малых пятен в общую пятенную активности тоже изменяется со временем (рисунки 2.5, 2.6, 3.8).
В рамках наших результатов композитный ряд пятен разделён на два ряда больших и малых пятен, для которых впервые было рассмотрено дифференциальное вращение и асимметрия (раздел 3.6). Выделены три режима вращения пятен: быстро вращающиеся мелкие пятна и медленно и быстро вращающиеся крупные пятна (рис. 3.9). Показана близость вращательных режимов мелких пятен и быстрых крупных. В предположении, что магнитные структуры более крупного размера образуются на больших глубинах под поверхностью Солнца, чем более мелкие [36], наличие двух режимов вращения крупных пятен можно интерпретировать так: крупные пятна образуются в медленно вращающихся слоях вблизи основании конвективной зоны, но по мере выхода на поверхность проходят быстро вращающуюся зону образования мелких пятен, и часть больших пятен приобретает большую скорость вращения.
Рассмотрено изменение асимметрии полушарий для различных циклов для двух популяций пятен (3.11).
Основной вывод: подтверждено, что пятна образуют две физически различающиеся популяции, и свойства этих популяций также заметно изменяются со временем. Популяции разделяются следующими значениями параметров:
• Мелкие пятна: log S < 1.6 (40 м.д.п.), H < 2050 Гс, Ф < 1021 Мкс
• Крупные пятна: log S > 1.6, H > 2050 Гс, Ф > 1021 Мкс
Это подтверждает гипотезу Наговицына и др. [22] о существовании двух зон генерации пятенного магнитного поля на Солнце в свете пространственно-распределённого динамо [3].
Для исследования изменений зависимости между площадью пятен и их максимальной напряжённостью, мы использовали функциональную зависимость H = A + B х log S (раздел 2.2). Мы нашли, что коэффициенты А и В изменяются для разных фаз цикла солнечной активности (рис. 2.3). Эти изменения могут быть объяснены изменением вклада мелких и крупных пятен в общее распределение пятен в конкретный период времени. Сами по себе распределения площадей, НМП и магнитного потока пятен бимодальны с одним компонентом, отвечающим за мелкие пятна с меньшей напряжённостью магнитного поля и вторым компонентом, отвечающим за крупные пятна с большей напряжённостью (рисунки 2.4, 2.7, 3.6, 3.7). Площади и магнитный поток пятен показывают логнормальное распределение, напряжённости — нормальное. Это является косвенным подтверждением того, что H = A + B х log S наилучшим образом описывает функциональную зависимость между S и H. Бимодальное распределение солнечных пятен (по их площади, НМП и пятенному магнитному потоку) может быть интерпретировано как динамо, в котором генерация солнечных пятен разного размера пространственно разделена [3].
Мы исследовали изменения напряженности магнитных полей пятен на вековой шкале и их связи с площадями пятен. Использовались рутинные длительные наблюдения пятен в обсерваториях Гринвич, Кисловодск (площади пятен); Маунт-Вилсон, КрАО, Пулково, Урал, ИМИС, Уссурийск, ИЗМИРАН, Шемаха (магнитные поля). Отобранные пятна наблюдались вблизи центра диска Солнца на гелиографических углах 0 < 14°, т.е. наблюдаемое магнитное поле практически соответствовало вертикальному полю в пятне. Был составлен композитный ряд пятен с известными напряжённостями в системе КрАО и площадями.
Средние магнитные поля пятен на вековой шкале изменяются по-разному (рис. 3.5). Вклад больших и малых пятен в общую пятенную активности тоже изменяется со временем (рисунки 2.5, 2.6, 3.8).
В рамках наших результатов композитный ряд пятен разделён на два ряда больших и малых пятен, для которых впервые было рассмотрено дифференциальное вращение и асимметрия (раздел 3.6). Выделены три режима вращения пятен: быстро вращающиеся мелкие пятна и медленно и быстро вращающиеся крупные пятна (рис. 3.9). Показана близость вращательных режимов мелких пятен и быстрых крупных. В предположении, что магнитные структуры более крупного размера образуются на больших глубинах под поверхностью Солнца, чем более мелкие [36], наличие двух режимов вращения крупных пятен можно интерпретировать так: крупные пятна образуются в медленно вращающихся слоях вблизи основании конвективной зоны, но по мере выхода на поверхность проходят быстро вращающуюся зону образования мелких пятен, и часть больших пятен приобретает большую скорость вращения.
Рассмотрено изменение асимметрии полушарий для различных циклов для двух популяций пятен (3.11).
Основной вывод: подтверждено, что пятна образуют две физически различающиеся популяции, и свойства этих популяций также заметно изменяются со временем. Популяции разделяются следующими значениями параметров:
• Мелкие пятна: log S < 1.6 (40 м.д.п.), H < 2050 Гс, Ф < 1021 Мкс
• Крупные пятна: log S > 1.6, H > 2050 Гс, Ф > 1021 Мкс
Это подтверждает гипотезу Наговицына и др. [22] о существовании двух зон генерации пятенного магнитного поля на Солнце в свете пространственно-распределённого динамо [3].
Выдержки из дипломной работы — Долговременные изменения характеристик солнечных пятен и связей между ними
Содержание дипломной работы – Долговременные изменения характеристик солнечных пятен и связей между ними