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
Литература
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
Литература
Аномальные свойства 24 цикла солнечной активности стимулировали большое
количество исследований долговременных изменений характеристик солнечных
пятен. 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
3о существовании двух популяций пятен. 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
4объяснено 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 , две приняты к печати
работа была представлена на ежегодных всероссийских конференциях «Солнечная и солнечно-земная физика» в 2014 и 2015 годах.
количество исследований долговременных изменений характеристик солнечных
пятен. 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
3о существовании двух популяций пятен. 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
4объяснено 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 , две приняты к печати
работа была представлена на ежегодных всероссийских конференциях «Солнечная и солнечно-земная физика» в 2014 и 2015 годах.
Полученные результаты поддерживают ранее высказанные предположения о
тесной связи между площадью и максимальным магнитным полем пятен. Мы
подтвердили заключения 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
41пятен 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 × 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 × 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 Θ ≤ 14◦, т.е. наблюдаемое магнитное поле практически соответствовало вертикальному полю в пятне. Был составлен композитный
42ряд 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, Φ < 1021 Мкс
• Крупные пятна: log S > 1:6, H > 2050 Гс, Φ > 1021 Мкс
Это подтверждает гипотезу Наговицына и др. о существовании двух зон генерации пятенного магнитного поля на Солнце в свете пространственно-распре-
43делённого динамо.
тесной связи между площадью и максимальным магнитным полем пятен. Мы
подтвердили заключения 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
41пятен 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 × 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 × 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 Θ ≤ 14◦, т.е. наблюдаемое магнитное поле практически соответствовало вертикальному полю в пятне. Был составлен композитный
42ряд 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, Φ < 1021 Мкс
• Крупные пятна: log S > 1:6, H > 2050 Гс, Φ > 1021 Мкс
Это подтверждает гипотезу Наговицына и др. о существовании двух зон генерации пятенного магнитного поля на Солнце в свете пространственно-распре-
43делённого динамо.