Заказать работу


Тип работы:
Предмет:
Язык работы:


Долговременные изменения характеристик солнечных пятен и связей между ними

Работа №74578
Тип работыДипломные работы, ВКР
Предметастрономия
Объем работы50
Год сдачи2016
Стоимость4760 руб.
ПУБЛИКУЕТСЯ ВПЕРВЫЕ
Просмотрено 4
Не подходит работа?

Узнай цену на написание

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

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.

Возникли сложности?

Нужна помощь преподавателя?

Помощь в написании студенческих
и аспирантских работ!


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.


[1] Becker, U., 1954, Die Eigenbewegung der Sonnenflecken in Breite. Mit 4 Textabbildungen, Zeitschrift fur Astrophysik, Vol. 34, p.129
[2] Beckers, J. M., & SchrOter, E. H., 1969, Solar Phys., 10, 384
[3] Brandenburg, A., 2005, The Astrophysical Journal, Volume 625, Issue 1, pp. 539-547
[4] Bray, R. J.; Loughhead, R. E., The Sunspots, 1964, The International Astrophysics Series, London: Chapman & Hall
[5] Broxon, James W., Physical Review, vol. 62, Issue 11-12, pp. 508-522
[6] Cho, I.-H.; Cho, K.-S.; Bong, S.-C.; Lim, E.-K.; Kim, R.-S.; Choi, S.; Kim, Y.-H.; Yurchyshyn, V., 2015, The Astrophysical Journal, Volume 811, Issue 1, article id. 49, 8 pp.
[7] De Toma, G., Chapman, G.A., Preminger, D.S., & Cookson, A.M. 2013, ApJ, 770, 89
[8] Godier, S.; Rozelot, J. P., 2012, Proc. 9th Meeting on Solar Physics, ’Magnetic Fields and Solar Processes’, Florence, Italy, 12-18 September 1999 (ESA SP-448, December 1999), pp 111-115
[9] Hale G.E. & Nicholson S.B. 1938, Papers of the Mt.Wilson Observ., 5, Carnegie Inst. Washington
[10] Houtgast, J., & van Sluiters, A. 1948, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 10, 325
[11] Howard, R.; Gilman, P. I.; Gilman, P. A., 1984, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 283, Aug. 1, p. 373-384
[12] Kiess, C.; Rezaei, R.; Schmidt, W., 2014, Astronomy & Astrophysics, Volume 565, id.A52, 10 pp.
[13] Kuklin, G. V., 1976, Basic Mechanisms of Solar Activity, Proceedings from IAU Symposium no. 71, Dordrecht-Holland; Boston: D. Reidel Pub. Co., p.147
[14] Kuklin, G. V., 1980, Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin, vol. 31, no. 4, 1980, p. 224-232.
[15] Livingston, W.; Harvey, J. W.; Malanushenko, O. V.; Webster, L., 2006, Solar Physics, Volume 239, Issue 1-2, pp. 41-68
[16] Livingston, W.C., Penn, M.J., & Svalgaard, L. 2012, ApJ, 757, L8
[17] Lopez Arroyo, M., Lahulla, J. F., 1974, Observatorio de Madrid, Boletin Astronomico, vol. 8, no. 5, p. 27-60
[18] Lozitska, N.I., Lozitsky, V.G., Andryeyeva, O.A., et al.: 2015, Adv. Space Research, 55 (3), 897
[19] Mattig, W. 1953, Z. Astrophys., 31, 273
[20] Munoz-Jaramillo, A., Senkpeil, R.R., Windmueller, J.C., Amouzou, E.C. et al. 2015, ApJ, 800, 48
[21] Nagovitsyn, Y. A., Makarova, V. V.; Nagovitsyna, E. Y., 2007, Sol. Syst. Res. 41, 81
[22] Nagovitsyn, Y. A., Pevtsov, A.A., & Livingston,W.C. 2012, ApJ, 758, L20
[23] Nagovitsyn, Yu. A.; Georgieva, K.; Osipova, A. A.; Kuleshova, A. I., 2015, Geomag. Aeron. 55, 1081
[24] Nagovitsyn Y. A.,Pevtsov A. A., Osipova A. A., 2016, Astronomische Nachrichten, в печати
[25] Nicholson S.B., 1931, Astron. Soc. of the Pacific, 45, 51
[26] Penn, M. J., & Livingston, W. 2006, ApJ, 649, L45
[27] Penn, M. J., & Livingston, W. 2011, in IAU Symp. 273, The Physics of Sun and Star Spots, ed. D. Choudhary and K. Strassmeier (Cambridge: Cambridge Univ. Press), 126
[28] Pevtsov, A. A., Nagovitsyn, Y., Tlatov, A., & Rybak, A. 2011, ApJ, 742, L36.
[29] Pevtsov, A. A., Bertello, L., Tlatov, A., Kilcik, A., et al. 2014, Sol. Phys., 289, 593
[30] Rezaei, R., Beck, C., & Schmidt, W. 2012, Astronomy & Astrophysics, 541, A60
[31] R. Rezaei, C. Beck, A. Lagg, J.M. Borrero, W. Schmidt, M. Collados), 2015, Astron. Astrophys. 578, A43
[32] Ringnes T.S. 1965, Astrophys. Norvegica, 10, 27
[33] Ringnes, T. S., & Jensen, E. 1960, Astrophys. Norvegica, 7, 99
[34] Schad, T. A.; Penn, M. J., 2010, Solar Physics, Volume 262, Issue 1, pp.19-33
[35] Schad, T. A., 2014, Solar Phys. 289, 1477
[36] Sivaraman, K. R., & Gokhale, M. H. 2004, Sol. Phys., 221, 209
[37] Smirnova, V.; Efremov, V. I.; Parfinenko, L. D.; Riehokainen, A.; Solov’ev, A. A., Astronomy and Astrophysics, Volume 554, id.A121, 7 pp., 2013
[38] Steen, O.; Maltby, P., 1960, Astrophisica Norvegica, v. 6, p.263
[39] Stepanov, V. E., & Gopasyuk, S. I. 1962, Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ. 28, 194
[40] Tlatov, A. G., & Pevtsov, A. A. 2014, Sol. Phys., 289, 1143
[41] Tlatov, A. G.; Tlatova, K. A.; Vasil’eva, V. V.; Pevtsov, A. A.; Mursula, K., 2015, Advances in Space Research, Volume 55, Issue 3, p. 835-842
[42] Tlatova, K. A.; Vasil’eva, V. V.; Pevtsov, A. A., 2015, Geomagnetism and Aeronomy, Volume 55, Issue 7, pp. 896-901
[43] Watson, F.T., Penn, M.J., & Livingston, W. 2014, ApJ, 787, 22
[44] Wittmann, A. 1974, Solar Phys., 36, 29
[45] Агекян Т.А., Основы теории ошибок для астрономов и физиков, Наука, 1972
[46] Великанов, Ошибки измерения и эмпирические зависимости, Ленинград: Гидрометеорологическое издательство, 1962
[47] Витинский, Ю. И.; Копецкий, M.; Куклин, Г. В., Статистика пятнообра-зовательной деятельности Солнца, Москва, «Наука», 1986
[48] Колмогоров, A. 1941, Доклады Академии Наук СССР, т. 31, 99
[49] Куклин, Г. В., 1973, Бюллетень Солнечные данные Академии Наук СССР, № 1973/2, стр. 53 - 61
[50] Наговицын Ю. А., Певцов А. А., Осипова А. А., XVIII Всероссийская еже¬годная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физи¬ка», Труды, Санкт-Петербург, стр. 315
[51] Наговицын Ю. А., Певцов А. A., Осипова А. А., XIX Всероссийская ежегод¬ная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика», Труды, Санкт-Петербург, стр. 293
[52] Наговицын Ю. А., Певцов А. А., Осипова А. А., Тлатов А. Г., XIX Всерос-сийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно¬земная физика», Труды, Санкт-Петербург, стр. 297
[53] Наговицын Ю. А., Певцов А. А., Осипова А. А., Тлатов А. Г., Милецкий Е.
В., Наговицына Е. Ю., 2016, Письма в Астрономический журнал, в печати
[54] Тассуль Ж.-Л., Теория вращающихся звезд/Пер. с англ. — М.: Мир, 1982
[55] Сайт Крымской астрофизической обсерватории:
http://solar.crao.crimea.ua/rus/
[56] Архив наблюдений Кисловодской Горной астрономической станции: http://www.solarstation.ru/archive
[57] Объединенная база данных магнитных полей солнечных пятен: http://www.gao.spb.ru/database/mfbase/
[58] Гринвичский - USAF/NOAA каталог солнечных пятен http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml
[59] Бюллетень «Солнечные данные» http://www.gao.spb.ru/english/database/sd/indt
[60] JSOC Data Export http://jsoc.stanford.edu/ajax/exportdata.html


Работу высылаем на протяжении 30 минут после оплаты.

Пожалуйста, укажите откуда вы узнали о сайте!



© 2008-2021 Cервис помощи студентам в выполнении работ
.