Статистические свойства и физическое моделирование солнечных пятен

• Автор: Олемской, Сергей Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 110 с. : ил.

Глава 1. АКТИВНЫЕ ДОЛГОТЫ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

1.1. Понятие активных долгот и их основные особенности

1.2. Метод

1.3. Результаты и обсуждения

1.4. Приложение: распределение вероятностей долготной изменчивости для случайных событий с однородным распределением по долготе
1.5. Выводы

Глава 2. МЕРИДИОНАЛЬНАЯ ЦИРКУЛЯЦИЯ, ОПРЕДЕЛЯЕМАЯ ПО ТРАССЕРАМ

2.1. Собственные движения солнечных пятен

2.2. Определение меридионального течения по движениям трассеров

2.3. Метод

2.4. Результаты и обсуждения

2.5. Выводы
Глава 3. МГД МОДЕЛЬ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
3.1. Обоснование модели
3.2. Основные уравнения и параметры модели
3.3. Результаты и обсуждения
3.3.1. Равновесие
3.3.2. Распад
3.4. Выводы
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

Солнечные пятна являются, по всей видимости, наиболее известным проявлением солнечной активности. Они были первыми из имеющихся на Солнце структур, обнаруженных в наблюдениях. Не случайно первые телескопические наблюдения Солнца, проведенные в 1611 г. почти одновременно Фабрициусом, Галилеем, Шейнером и Гарриотом [6] были посвящены именно пятнам.
Солнечные пятна являются наиболее ярким элементом цепочки иерархически связанных проявлений солнечной активности: активная область — комплекс активности — активная долгота. С одной стороны, статистические свойства пятен дают возможность судить об особенностях пространственно-временного распределения звеньев этой цепочки. С другой стороны, солнечные пятна непрерывно изменяются и перемещаются меридиональными потоками и вращением Солнца по его диску, что служит источником сведений о характере этих упорядоченных подфотосферных движений вещества.
Солнечные пятна представляют собой область фотосферы с пониженными температурой, излучением и газовым давлением в результате локальной концентрации магнитного поля. В этом смысле пятно представляет собой область экстремальных значений физических параметров.
Внешне солнечное пятно выглядит как часть фотосферы с существенно меньшей яркостью, чем окружающие участки. Развитое пятно состоит из темного овала — так называемой тени пятна (рис. 1 (зона А)), окруженного более светлой волокнистой полутенью (зона В). При переходах от тени к полутени и полутени к фотосфере (зона С) интенсивность излучения изме-

Рис. 1. Солнечное пятно наблюдаемое на гелиоцентрическом расстоянии 61°. Буквами А, В и С обозначены соответственно тень пятна, полутень пятна и окружающая пятно фотосфера Солнца [109].
няется почти скачкообразно, внутри тени она приблизительно постоянна, а внутри полутени менее постоянна [3].
Тень в среднем занимает 15-25% общей площади пятна. Яркость тени составляет в видимом свете 5-15% яркости фотосферы в зависимости от длины волны и не зависит от размеров тени. В тени наблюдаются участки, различающиеся по яркости. При высоком разрешении выясняется, что тень пятен состоит из относительно холодной среды с вкраплением более горячих элементов. Большую часть (90-95%) составляет холодная среда с Тй 4000АГ

популяции (по Куклину), обладающими более сильным магнитным полем и доминирующими в минимуме векового цикла. Деятельность ак-тивных долгот с Р ^ 27 сут. связана с пятнами первой популяции, характеризующимися более крупными площадями и доминирующими в максимуме векового цикла.