Краткое содержание по главам. Приводятся основные, выносимые на защиту, положения и сведения об апробации
жүктеу/скачать 27,75 Kb.
|
1 2
Байланысты:калачева 10в
|
ИССЛЕДОВАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО ДАННЫМ КОСМИЧЕСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ Автор: Живанович Иван Должность: кандидат физико-математических наук. Место работы: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Физико-тех- нический институт им. А. Ф. Иоффе Российской академии наук» (ФТИ им.Иоффе), 196140, г. Санкт-Петербург, ГАО РАН, Пулковское шоссе 65/1 Контактные данные: www.gaoran.ru Литература: 1. Adams, W., & Tang, F., Differential rotation of short-lived solar filaments // Solar Physics, 1977. – V. 55(2) – P. 499-504. 2. Allen, K. Astrophysical Quantities // Moskva: Mir, 1977. – 279 p. 3. Baranyi, T., Győri, L., & Ludmány, A., On-Line Tools for Solar Data Compiled at the Debrecen Observatory and Their Extensions with the Greenwich Sunspot Data // Solar Physics, 2016. – V. 291(9-10) – P. 3081-3102. 4. Beckers, J., & Schröter, E., The Intensity, Velocity and Magnetic Structure of a Sunspot Region. III: On the Origin of the Apparent π Component in Sunspot Umbrae // Solar Physics, 1969. – V. 10(2) – P. 384-403. 5. Biermann, L., Der gegenwärtige Stand der Theorie konvektiver Sonnenmodelle // Vierteljahresschrift der Astronomischen Gesellschaft, 1941. – V. 76 – P. 194-200. Аннотация: Исследование дифференциального вращения Солнца по мелкомасштабным магнитным структурам. Распределение напряженности магнитного поля в солнечных пятнах, которое играет важную роль в понимании природы солнечных пятен. Рассматривается ещё один важный для физики солнечных пятен вопрос о диссипации солнечного пятна. Посвящена изучению зависимости интенсивности в континууме от напряженности магнитного поля в тени пятна. Введение: в Солнце протекает множество разнообразных физических процессов, объединенных единым понятием солнечной активности. Из всего комплекса явлений солнечной активности издавна известны солнечные пятна и протуберанцы. Следует отметить, что хоть эти явления известны с древних времен, исследования физики этих процессов началось не так давно, с появлением и развитием магнитной гидродинамики и физики плазмы в XX веке, и по сей день остается одной из важнейших задач физики Солнца. Дается общая характеристика проблемы ИССЛЕДОВАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО ДАННЫМ КОСМИЧЕСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ, указывается цель работы, обсуждается ее актуальность, теоретическая и практическая значимость, перспективность проводимых исследований. Дается общая характеристика работы, се краткое содержание по главам. Приводятся основные, выносимые на защиту, положения и сведения об апробации. Цель и объект исследования: Основная цель данной диссертации состоит в исследовании магнитных структур различных пространственных масштабов на Солнце, особенностей их движений и внутреннего строения с использованием данных солнечных обсерваторий, таких как Solar Dynamics Observatory (SDO) (Schou, et al., 2012) и Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) (Domingo, Fleck, & Poland, 1995). Актуальность: Стремительное развитие космических обсерваторий в течение нескольких последних десятилетий приводит к быстрому увеличению базы наблюдательных данных. Одна из важных проблем физики Солнца – исследование солнечных пятен. Существование пятна, его эволюция и распад непосредственно обусловлены магнитным полем. Еще одно преимущество работы с данными космических обсерваторий высокого пространственного разрешения – это возможность исследовать мелкомасштабные структуры (факелы, спикулы), наблюдаемые в разных диапазонах (например, данные в видимом диапазоне спектра, в линиях железа в ультрафиолете, магнитном поле и т.д.). Новизна: При исследовании кривой дифференциального вращения важно учитывать особенности тех способов обработки и тех трассеров, на основе которых эта кривая строится. Получаемые ранее кривые дифференциального вращения требовали длительных рядов наблюдений – несколько дней. Для описанного в диссертации метод определения скоростей дифференциального вращения достаточно серии наблюдений длительностью не более двух часов. В используемом методе в качестве меры времени были использованы периоды артефакта p2p (Efremov, и др., 2018). Суть самого артефакта заключается в том, что вследствие движения объекта в плоскости CCD-матрицы приемника наблюдается изменение интенсивности сигнала при переходе его максимального значения с пикселя на пиксель. Так как характерное время перехода с пикселя на пиксел составляет 3 – 10 минут, то для однозначного и достоверного отделения периодов артефакта достаточно использовать серии наблюдений длительностью 2 часа. В конечном итоге, полученное время, за которое трассер перемещается с пикселя на пиксель, нетрудно пересчитать в угловую скорость вращения трассера на Солнце. Имея обширный набор таких трассеров можно построить кривую дифференциального вращения Солнца. Практическая часть (результаты: теоретические, эксперименты и эмпирические; выводы): Диссертация Глава первая: Исследование кривой дифференциального вращения Солнца по мелкомасштабным магнитным структурам и оценка глубины залегания ячеек суперконвекции 1.1 Эффект p2p 1.2 Используемые данные и проявление артефакта p2p в данных 1.3 Построение временных рядов напряженности магнитного поля и координаты экстремального отсчета, методы определения периодов артефакта p2p 1.4 Кривые дифференциального вращения 1.5 Оценка глубины залегания ячеек суперконвекции по кривой дифференциального вращения Солнца 1.6 Выводы к главе Глава вторая: Радиальное распределение напряженности магнитного поля в солнечных пятнах 2.1 Исследования и модели солнечных пятен 2.2 Образование солнечного пятна и модель мелкого солнечного пятна 2.3 Радиальное распределение магнитного поля в солнечном пятне 2.4 Построение радиального профиля магнитного поля в солнечных пятнах по данным космических обсерваторий 2.5 Выводы к главе. жүктеу/скачать 27,75 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|
1 2