Физические характеристики экстремальных состояний солнечной и гелиосферной активности

• Автор: Яковчук, Олеся Станиславовна
• Шифр специальности: 01.04.08
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 118 с. : ил.

Основные положения, выносимые на защиту

Глава 1 Экстремально низкая солнечная активность

1.1 Уточнение моментов времени для минимумов циклов солнечной

активности

1.2 Правило Вальдмайера и гипотеза о потерянном солнечном цикле

1.2.1 Данные

1.2.2 Правило Вальдмайера для различных индексов

1.2.3 Потерянный цикл в начале минимума Дальтона

1.3 Выводы

Глава 2 Экстремально сильные возмущения

2.1 Введение

2.2. Формирование базы данных экстремальных событий
2.2.1 Реконструкция экстремальных событий на основе
связи Ар и Аа индексов геомагнитной активности
2.3 Статистические свойства экстремально сильных возмущений
2.4. Статистика времени рекуррентности экстремальных событий
2.4 Выводы
Глава 3 Экстремальные события в 23м солнечном цикле
3.1 Солнечные и гелиосферные причины геомагнитных возмущений на
фазе роста 23-его солнечного цикла
3.1.1. Данные и анализ
3.1.2. Выводы
3.2 Экстремальные события октября-ноября 2003 года
3.2.1. Ретроспективное сравнение рассматриваемых событий
3.2.2. Характеристика сильных геомагнитных и ионосферных бурь в октябре-ноябре 2003 года
3.2.3. Солнечные и гелиосферные явления, ответственные за сильные геомагнитные возмущения в 2003 году
3.2.4. Выводы
3.3 Экстремальные события 2004 года
3.3.1. Солнечные наблюдения

3.3.2 Динамика солнечной активности по данным наблюдений комплекса СПИРИТ на ИСЗ КОРОНАС-Ф
3.3.3. Наблюдения гелиосферы
3.4 Отдельные события 2003-2006 годов
3.5 Глобальная асимметрия в период экстремальных проявлений солнечной активности
3.6 Выводы
Заключение
Список литературы

Уровень Солнечной активности, солнечный ветер, магнитосфера, ионосфера и термосфера существенно влияют на функционирование и надежность космических и наземных техногенных систем, воздействуют на нашу жизнь и здоровье [1,2].
Известно, что солнечная активность и связанные с ней процессы в ближнем космосе испытывают некоторые циклические изменения, на которые бывают наложены сильные и трудно предсказуемые спорадические возмущения. Наиболее хорошо исследованы одиннадцатилетние циклы, которые прослеживаются на протяжении многих столетий.
Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных проявлений солнечной активности, т.е. всей совокупности наблюдаемых изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Самым долговременным индексом солнечной активности считаются солнечные пятна. Ещё в 1848 году Вольф показал, что относительные числа солнечных пятен, претерпевают циклические колебания, причём средняя длина этого цикла составляет 11,1 года. Несмотря на то, что периодичность солнечных циклов обнаружена довольно давно, остаётся открытым вопрос о том, что считать минимумом солнечного цикла. В течение времени наблюдений солнечных пятен существуют несколько необычных периодов пониженной солнечной активности. Один из таких периодов - минимум Дальтона на стыке XVIII - XIX столетий, с которым связана так называемая фазовая катастрофа в солнечных циклах. Экстремально низкие значения максимумов трех циклов этого периода привели даже к дискуссии о «потерянном цикле» [3-5], инициированной в значительной мере фрагментарностью наблюдений за эти годы. Косвенные данные указывают, что экстремально низкая активность проявлялась, по меньшей мере, несколько раз в форме так называемых СгаиД-минимумов (Маундера, Шперера, Вольфа). Самым известным из них является ближайший по времени Маундеровский минимум (1645-1715гг.), приходящийся на эпоху ранних телескопических наблюдений [6].
В настоящее время изучение Солнца и солнечно-земных связей ведется как наземными, так и космическими средствами наблюдений. При этом за последние годы наиболее значительные результаты достигнуты здесь благодаря новым
также являются значимыми, но порой трудноразличимыми на фоне более сильных спорадических изменений.
В качестве диагностических признаков на Солнце обычно рассматривают активные и исчезающие волокна, видимые на диске в линии поглощения На (DSF). Соответствующие синоптические карты Солнца публикуются различными
обсерваториями. Традиционно используются наблюдения солнечных вспышек (SF), активных областей (AR), корональных дыр (СН), расчетные положения
гелиосферного токового слоя (HCS), а в последнее время - регулярные наблюдения корональных выбросов массы (СМЕ).
Для работы ограничимся отбором некоторых из этих “кандидатов”,
расположенных в так называемой зоне влияния около центра диска ±30° по долготе и широте от него. Такой выбор обусловлен естественными геометрическими соображениями, связанными с угловыми размерами наблюдаемых СМЕ (30°-40°), кривизной поверхности Солнца и радиальной диаграммой направленности солнечного ветра. Большинство (но не все) возмущений за пределами этой зоны влияния проходит мимо Земли. Подчеркиваем, что такой выбор не учитывает всей реальной сложности геометрии солнечных и гелиосферных возмущений, что должно явиться предметом дальнейших исследований для локализации источников и причин наблюдаемых явлений. Были отобраны все кандидаты с учетом возможного запаздывания на 2-5 дней в процессе распространения солнечного ветра. Фильтрация и дальнейший отбор кандидатов проводились по оценке времени их запаздывания с учетом реально наблюдаемой скорости солнечного ветра на спутниках АСЕ, WIND, IMP. Типичное время запаздывания - 3 дня.
Гелиосферный токовый слой всегда присутствует в «зоне влияния» для всех анализируемых событий. Остальные кандидаты на роль диагностических признаков статистически распределились так, как это показано на рис. 22. Как видно, большинство событий может быть связано со сложными составными потоками из области коронарных дыр, солнечных вспышек и исчезающих волокон в различных комбинациях этих признаков вблизи центра солнечного диска. В этом состоит основной вывод данного исследования.