Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля icon

Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля



НазваниеДолгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля
Дата конвертации26.08.2012
Размер230.99 Kb.
ТипДокументы

: 523.62-726

ДОЛГОПЕРИОДНЫЕ ВАРИАЦИЙ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ

В.Т. Сарычев

Томский государственный университет, г. Томск

vsarychev@mail.tsu.ru

Поступила в редакцию

Предлагается спектральная модель вариаций межпланетного магнитного поля с длительностью периодов более суток. В качестве исходных данных используются результаты наблюдений космического корабля АСЕ за период с сентября 1997г. по декабрь 2010 г. Показано, что при длине исходного ряда 1742760 отсчетов 63% энергии вариаций обеспечивают 1000 спектральных линий. Из них 6 линиям с периодами близкими к 27 суткам соответствует 18,4% энергии вариаций. Приводится интерференционная картина вариаций ММП, создаваемая этими линиями. Предлагается физическая интерпретация полученных спектров.

1. ВВЕДЕНИЕ

Вращение Солнца было обнаружено Галилеем в начале 17 столетия. Спустя четыре века космический аппарат Imp1 обнаружил крупномасштабные квазистационарные структуры ММП, вращающиеся вместе с Солнцем [Wilcox et al.,1965]. Так была открыта секторная структура ММП. Оказалось, что секторная структура влияет на вариации геомагнитного поля (эффект Мансурова-Свалгаарда [Мансуров, 1969]). В свою очередь секторная структура является следствием процессов, происходящих на Солнце: знак радиальной компоненты ММП хорошо согласуется со знаком радиальной компоненты источника на поверхности Солнца.

Кроме того, как указывается в работе Аскерова и Обридко [2003], крупномасштабные поля источника и ММП определяются несколькими первыми гармониками. В работе Степанян и др. [2007] приводятся сведения о вращении солнечных структур в верхней хромосфере. Вращениям активных областей соответствуют периоды в интервале 24-30 суток, а периоды вращения корональных дыр расположены в интервале 30-33суток.

В этом году исполняется 400 лет со дня публикации первой работы, посвященной исследованию солнечной активности (СА) (http://www.aip.de/en/news/science/6-2011-sunspots). 27-го февраля 1611 г. И. Фабрикиус наблюдает в телескоп пятна на Солнце. В том же году он публикует работу с названием «De Maculis in Sole observatis». Однако исследования цикличности СА началось лишь в IXX веке. Краткая история этих исследования представлена в статье Eddy [1976]. Серия работ [Cliver, 1994a, 1994a, 1995] отражает более длительный интервал исследований (с 1722 г. по 1993 г.).

Первым, обнаружившим цикличность СА, был Г. С. Швабе. Анализируя появление пятен на Солнце с 1826 по 1843 годы, он заметил, что максимумы и минимумы количества солнечных пятен наблюдаются с интервалами порядка 10 лет [Schwabe, 1844]. За это открытие в 1857 Швабе был награжден Золотой медалью Королевского астрономического общества Великобритании.
В президентской речи по поводу присуждения медали Johnson [1857] указывает на связь открытия Швабе с последующими исследования СА. В частности об уточнении периода цикла СА Вольфом и об обнаруженной Е. Сабине корреляции между вариациями геомагнитного поля и количеством пятен на Солнце. Для оценки СА Вольф ввел в обиход величину, в последствие названную числами Вольфа. Средняя длительность цикла СА согласно Вольфу равна 11.1 лет.

Е. Сабине в течение 6 лет публикует серию из 3-х статей с общим названием On periodical laws discoverable in the mean effects of the larger magnetic disturbances [Sabine,1851,1852,1856].

1 сентября 1859 г. Р. К. Кэррингтон наблюдает мощную вспышку на Солнце, следом за которой на Земле разыгралась мощнейшая магнитная буря [Carrington, 1859]. Кэррингтон, а за ним Г.Шперер обнаруживают зависимость скорости вращения пятен от широты. Отчет о своих наблюдениях солнечных пятен c 1853 по 1861 годы Кэррингтон публикует в книге объемом 600 страниц [Carrington, 1863]. В этой работе он приводит методы наблюдений, результаты наблюдений в виде таблиц и копий фотопластинок с изображением пятен.

В начале прошлого века Э. У. Маундер опубликовал серию статей с результатами своих исследований. Статьи [Maunder, 1904c, 1905] из этой серии посвящены исследованиям распределения пятен по гелиошироте за период с 1874 по 1903 годы. Первые две «бабочки Маундера», по-видимому, выпорхнули на странице второй из этих работ (plate 16).

Другие три статьи [Maunder, 1904a, 1904b, 1924] , рассматривающие связь геомагнитных бурь с появлением солнечных пятен, вызвали острую дискуссию. Например, Cortie [1905] указывает на отсутствие убедительных аргументов в пользу гипотезы, что причиной возникновения магнитных бурь являются солнечные пятна. С его точки зрения допустимо предположение, что существует общая причина возникновения солнечных пятен и геомагнитных бурь.

Шустер А. возражал против мнения Маундера, что непосредственным источником геомагнитных бурь является Солнце. По его оценкам, если бы это было так, то энергия необходимая для генерации подобной бури Солнцем должна быть немыслимо большой ~ 1039эрг. (Шустер указывает, что подобные оценки делал, но не публиковал лорд Кельвин). Учитывая, что бури наблюдались чаще вблизи экватора, а вариации вектора магнитного поля в различных местах Земли не были параллельными, Шустер делает вывод, что источником энергии бури может быть кольцевой ток, возникающий в атмосфере Земли [Schuster, 1905].

В отличие от Маундера, определяющего периоды вращение солнечных пятен путем непосредственного наблюдения движения конкретной группы, Шустер решает эту задачу, используя разработанный им метод периодограмм [Schuster, 1906a, 1906b]. Однако все эти исследования касались лишь движения пятен – они совершенно не вскрывали их физическую природу.

Первым, обнаружившим и измерившим магнитное поле пятен, был Дж. Э. Хейл. Для наблюдения Солнца он изобрел спектрогелиограф, который позволял ему фотографировать хромосферу вне затмений. Использование спектрографа позволило Хейлу открыть новую страницу исследований Солнца. Во-первых, им было обнаружено, что температура пятен заметно ниже температуры фотосферы вне пятен [Hale et al., 1906, 1907]. Во-вторых, установлено, что солнечные пятна обладают магнитным полем, и измерена напряженность поля пятна [Hale, 1908]. В третьих, перед минимумом полярности униполярных пятен и ведущего в биполярной группе пятна совпадают, причем эти полярности имеют противоположные знаки в различных полушариях Солнца. В новом цикле знаки полярности пятен меняются на противоположные [Hale et al., 1919].

В работе Hale [1924]. подводит итоги своих исследований солнечных пятен. Он разделяет их на три класса; униполярные, биполярные, комплексные (или мультиполярные). Формулирует закон полярности пятен и представляет его графически. График охватывает интервал времени с 1903 по 1934 гг. Определяет магнитный sun-spot период длительностью 23 года. В настоящее время принято считать длительность цикла Хейла 22 года.

Хотя полный цикл совершается в среднем за 22 года, но попытки обнаружить этот период по оценкам спектра чисел Вольфа приводят к разочарованию – амплитуда линии с периодом 22 года на порядок ниже амплитуды колебания с периодом 11 лет. Чтобы учесть закон Хейла можно ряд чисел Вольфа сделать знакопеременным. В работе Сарычева [2003] из чисел Вольфа формируется знакопеременный ряд: интервалам с нечетным номером цикла соответствуют положительные значения, а для четного цикла берутся числа Вольфа с отрицательным знаком. Подобное «обратное детектирование» приводит к существенному обеднению спектра. В спектре доминируют две линии с периодом 22.24 г. и 18.09 г.. Амплитуда линий, соответствующих одиннадцати летнему циклу, на два порядка ниже доминирующих линий. Особенности алгоритма оценки спектра позволяют пролонгировать исходный ряд далеко за пределы окна наблюдения. Прогноз, сделанный в начале 2003 г., указывал дату минимума 23 цикла на середину 2008 г. Другие прогнозы давали более ранние даты. Полный алгоритм, согласно которому проводился расчет, приведен в статье Сарычева [2010а]

Поскольку значения компонент ММП и общего магнитного поля (ОМП) знакопеременны, можно предположить, что в их спектрах должен проявится цикл Хейла. С 1968 года в Крымской астрофизической обсерватории ведутся регулярные наблюдения ОМП [Котов, 1989, 2009].

В данной работе исследуется вариации ММП с целью установления соответствия спектров вариаций периодам вращений солнечных структур и спектрам ОМП.

В работе Сарычева [2003] указывается, что стандартные процедуры, например, быстрое преобразование Фурье (БПФ), позволяют получать лишь грубые оценки спектров. Даже, если спектр сигнала состоит из небольшого количества линий, то стандартные процедуры, во-первых, обладают ограниченной точностью в определении частоты этих линий, а во-вторых, из-за наличия боковых лепестков они существенно увеличивают число спектральных линий.

Существует ряд методов, позволяющих аппроксимировать исходную последовательность ограниченным набором монохроматических колебаний с произвольными значениями частоты. К ним относятся: метод Прони, метод Писаренко, метод инвариантных подпространств, ангармоническое спектральное разложение (АСР). Описание методов можно найти в работах [Кей и Марпл, 1981], [Сарычев, 1981, 2004].

^ 2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И СПОСОБЫ ИХ ОБРАБОТКИ

2.1 Исходные данные и их предобработка

Для получения качественных спектральных моделей требуются длинные исходные ряды данных с минимальным количеством пропусков. В работе исходными данными служили ряды значений компонент ММП при периоде дискретизации 4 минуты в интервале [2.09.1997÷3.12.2010гг.] (http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/level2/lvl2DATA_MAG.html). Описанием проекта измерение ММП кораблем АСЕ приводится в статье Smith et al. [1998].

Доля пропусков в рядах составляла 0.3%. Всего было пропущено 70 интервалов с длительностью от 4 мин. до 6 суток. Самый длинный пропуск (6 суток) был в единственном числе. 60 интервалов имели длину пропуска мене 7 часов. Поскольку основная цель работы заключалась в исследовании долгопериодных вариации (более суток), то в пределах этих интервалов для устранения пропусков использовалась линейная аппроксимация. 10 оставшихся длинных пропусков устранялись аппроксимацией данных гармоническими колебаниями, частота которых обеспечивала минимальную невязку модельных и исходных рядов. Исходный ряд брался в 10 раз длиннее восстанавливаемого интервала.

Для расчетов использовались данные в координатной системе RTN. Наиболее сильное влияние вращение Солнца оказывает на компоненту вектора ММП , что было показано ранее Сарычевым [2007] и подтверждено предварительными расчетами спектров в настоящих исследованиях. В связи с этим при расчетах использовалась система RTN, повернутая по часовой стрелке на 45о. Соответственно оценка спектров проводилась для компонент B-, и BN.

2.2 Описание алгоритма спектрального оценивания

Спектры оцениваются методом ангармонического разложения [Сарычев, 1981]. Для исходного временного ряда X=(X(t1), X(t2), …, X(tN)) предлагается модель:



где представляет окрашенный шум, а компоненты векторов sk и ck определяются следующими выражениями:



Когда значения частот колебаний k известны, коэффициенты Ak и Bk находятся методом наименьших квадратов (минимизируется функционал). Поскольку все параметры модели (Ak, Bk, k и p) – неизвестны, их поиск проводится методом покоординатного спуска на основе следующей процедуры:

  1. Вычисляется БПФ спектр и определяется значение частоты 1’, для которой амплитуда максимальна. 2) Сканированием по частоте с шагом существенно меньшим дискрета частоты БПФ находятся значения A1, B1 и , для которых функционал F имеет наименьшее значение. 3) Модельный ряд вычитается из исходного: 4) Процесс повторяется с пункта 1) до пункта 3), только сканирование по частоте ведется методом покоординатного спуска в пространстве частот p. Счет прекращается, когда амплитуда последнего найденного колебания окажется ниже выбранного порога или количество спектральных линий достигнет заранее выбранного значения.

Полоса частот, в пределах которой находятся значения p, в данной работе ограничивалась интервалом [0÷1 d-1]. За единицу времени берутся сутки (обозначение d), соответственно частота равна количеству колебаний за сутки (размерность d-1).

^ 3. СПЕКТРЫ КОМПОНЕНТ B-, B+ и BN

3.1 Предварительный анализ исходных рядов

Исходные ряды содержали по 1742760 значений каждой из компонент поля. Средние значения и среднее квадратов были следующими:

< B->=0.05 нТл, <B+ >=-0.06 нТл и N>=0.006 нТл;

< B-2>=23.8 нТл2, <B+2 >=10.4 нТл2 и N2>=12. нТл2.

Не смотря на малость средних значений компонент ММП, отклонения их от нуля являются значимыми при указанных средних значений квадратов и объеме выборки.

Поскольку целью работы являлось исследование спектров вариаций с периодами более суток, то для каждой из компонент вычислялся БПФ спектр, а затем по первым спектральным компонентам в полосе [0÷1 d-1] производилось обратное Фурье преобразование. Количество спектральных линий в данном случае равнялось 4841. Алгоритмом АСР в этой же полосе проводилась оценка квадратур 1000 линий.

Ниже приводятся значения средних для временных рядов, вычисленных по полученным на основе БПФ спектрах:

< B->=0.05 нТл, <B+ >=-0.06 нТл и N>=0.006 нТл;

< B-2>=18 нТл2, <B+2 >=4.8 нТл2 и N>=4.3 нТл2.

Поскольку спектр БПФ содержит “колебание” с нулевой частотой (среднее), то значения средних совпадают с выше приведенными. Средние значения квадратов несколько ниже соответствующих значений компонент исходных рядов. В процентном отношении они следующие: 75 %, 46% и 36%.

3.2. Спектры компонент B+ и BN

На рис. 1 приведены амплитуды линий спектра компонент B+ (левая панель) и BN (правая панель). У спектра компоненты B+ максимальная амплитуда (0.18 нТл) наблюдалась для колебания с периодом 9.38 суток. У компоненты BN линии с максимальной амплитудой (0.14 нТл) соответствовал период 3.8 суток.



Рис. 1

В целом, спектры этих компонент не содержали интересных деталей. Исключение составляет область спектра компоненты B+ в окрестности периода колебаний 27 суток. Этот участок спектра представлен на рис. 2.

Энергия вариаций, представляемых интерференцией 1000 линий, составляла 25.4% для компоненты B+ и 17.9% для компоненты BN. Рис. 2

3.3. Спектр компоненты B-

На рис. 3 приведены оценки спектров компоненты B-, реализованные стандартной процедурой БПФ (левая панель) и алгоритмом АСР (правая панель). Уровень амплитуды за пределами частоты 0.5 d-1 не превосходил 0.13 нТл, интересных деталей спектра здесь не наблюдалось. Поэтому на графиках спектр в этом интервале не представляется. Количество линий в указанной полосе спектра для БПФ равнялось 2420 и 812 для АСР. Этим линиям соответствовало 66.5% (БПФ) и 60.2% (АСР) энергии вариаций.



Рис. 3

Масштаб рисунка позволяет лишь отметить различие уровней гармоник с периодами кратными периоду вращения Солнца. Однако это не единственное различие. На рис.4 представлены амплитуды спектральных линий с периодами от 21 до 35 суток. В этом интервале содержится 92 линий БПФ и 58 линий АСР; им соответствует 27% энергии вариаций. Разность уровней объясняется «просачиванием» энергии в БПФ оценках из основных лепестков в боковые. Для сравнения крестиками приведены интенсивности периодограмм солнечных пятен из работы Schuster [1906a], рассчитанные за период наблюдений с 1986 по 1900 гг..



Рис. 4

В спектре наблюдается 5 линий, амплитуда которых более 1 нТл. Значения частот у этих линий следующие: 0.036686 d-1 (период Т=27.26 d), 0.036939 d-1 (Т=27.07 d), 0.037309 d-1 (Т=26.8 d), 0.037565 d-1 (Т=26.62 d) и 0.037829 d-1 (Т=26.43 d). Линии обеспечивают 16.8% энергии вариаций.

В спектрах мощности ОМП Солнца [Котов, 2009] в этом же диапазоне доминируют 4 линии с периодами 26.69d, 26.89d, 27.16d и 27.32d. Учитывая различия в алгоритмах оценки спектров и способах измерений ОМП и ММП, можно отметить удовлетворительно согласие значений периодов линий ОМП и ММП.

Первые четыре линии из спектрального квинтета ММП можно рассматривать как два дублета, возникающие при модуляция быстрого процесса, имеющего частоту 1’,медленным процессом с частотой. Результатом подобной модуляции является дублет со значениями частот 1=1’- и 2=1’+. Отсюда частота модулирующего процесса .определяется как полуразность частот 1 и 2 ( 0=(2-1)/2), а частота модулируемого процесса 1’ - полусуммой этих же частот.

На рис.5 представлена интерференционная картина, образованная различными комбинациями спектральных линий: а) ­­представляет интерференцию первых двух линий из указанной выше группы, b) – третья и четвертая линия, c) ­ интерференция 6 линий (квинтет превращен в секстет включением линии с амплитудой 0.5 нТл и частотой 0.037132 d-1), d) – интерференция 58 линий, представленных на рис.4, e) –интерференция 1000 линий АСР алгоритма, расположенных в полосе частот[0÷1 d-1], f) представляет исходный временной ряд компоненты B-.

Интерференционная картина 5а) фактически представляет колебание с частотой 1’=0.0368127 d-1 (период T1’=27.16d), которое модулировано колебанием с частотой 0=0.0001264 d-1 (период T1’=7911.4 d=21.66 y).

Рис. 5b) представляет колебание с частотой 1’=0.0374369 d-1 (период T1’=26.71d) модулированное колебанием 0=0.0001278 d-1 (период T1’=7824.7 d=21.42 г ).

Минимумы амплитуды колебания с периодом 27.16 d приходятся на конец сентября 1998 г. и середина августа 2008 г. (Рис. 5 а). Первый минимум амплитуды колебания с периодом 26.71 d наблюдается в середине августа 1996 г. (для его нахождения интерференционная картина рис. 5 b пролонгировалась за пределы окна наблюдения в обратном направлении). Таким образом, первый минимум колебания с периодом 26.71 d приходится на начало 23 цикла, а второй минимум колебания с периодом 27. 16 d приходится на конец этого цикла.

3.4 Вариации компоненты B- с периодами порядка года и более

В спектрах мощности суточных значений ОМП Солнца за 1968-2008 гг. самой интенсивной в области долгопериодных вариаций (год и более) оказалась линия с периодом 1.036 г. [Котов, 2009]. Линии с периодом 1 год не наблюдалось. На рис. 6 приведены амплитудные спектры ММП, построенные алгоритмами БПФ и АСР. В спектре АСР присутствует линия с периодом 1.038 г., а линия с периодом 1 г. тоже не наблюдается. На этом сходство заканчивается – наблюдается 6 более интенсивных линий. Линия с периодом 16.52 г., возможно, определяется 22 летним циклом, но длина исходного ряда (13 лет) не обеспечивает достаточной точности для оценки частоты этой линии. Значения частоты следующих 2-х линий - 0.13656 г-1. и 0.2812 г-1. Если первое значение разделить на 3, а второе на 6, то получим колебания с периодами 21.97 г. и 21.34 г.. Следовательно, эти линии могут представлять 3-ю и 6-ю гармоники 22-х летнего цикла активности Солнца. Рис. 6


Линия 1.038 г. образует дублет с линией 0.942 г. . Если дублет является результатом модуляции вариаций ММП, возникающих вследствие годичного движения корабля АСЕ, то значение периода модулирующего процесса, соответствующее расстоянию между линиями, равно 20.43 г. . Таким образом, спектры долгопериодных вариаций компоненты ММП B- в основном определяются вращением Солнца и 22 летним циклом его активности.

^ 4. АНАЛИТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ СПЕКТРА ПЛОТНОСТИ МОЩНОСТИ “ОСТАТКОВ”

Как указывалось выше, энергия вариаций компонент ММП, представляемых интерференцией 1000 линий, составляет лишь долю полной энергии: 63%, 25 % и 18% для компонент B-, B+ и BN, соответственно. Если из исходного ряда вычесть вариации, определяемые этими линиями, то остаток будет представлять некий случайный процесс, для которого может быть найдена аналитическая модель спектральной плотности мощности (СПМ).

Вообще может быть предложено много различных аналитических моделей СПМ. Из простых моделей часто используются показательная и экспоненциальная модели спектра:



В этих выражениях неизвестными являются значения параметров W и . Для их нахождения сначала с помощью процедуры БПФ вычисляются эмпирические значения СПМ P’() для всех значений , расположенных в интервале [0, 180 d-1] (значение 180 d-1 в данном случае равно половине частоты дискретизации). Затем находятся значения W и , которые минимизируют функционал средней квадратичной невязки, определяемой выражением



Расчёты показали, что экспоненциальная модель СПМ предпочтительней показательной. Невязка показательной модели была ~10%, тогда как для экспоненциальной она составляла доли процента. Значения W,  экспоненциальной модели СПМ остатков компонент ММП были следующими: W=3.79 нТл2d,  (B-) W=3. 9 нТл2d,  (B+ ) и W=2.477нТл2d, 13 (BN). Значения относительной невязки модельной и исходной СПМ не превосходили 0.2% для всех компонент поля.

^ 5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Оценка спектров сама по себе не является самоцелью любых исследований. В данном случае интерес представляет природа магнетизма. Считается, что магнитные поля планет, Солнца и звезд генерируются механизмом гидромагнитного динамо. Полного единодушного признания справедливости этого мнения не наблюдается. Все существующие модели динамо кинематические – до сих пор не создана динамическая самосогласованная теория механизма гидромагнитного динамо. Северный [1966] высказывает сомнения в возможности реализации механизма динамо в звездах. Указанные им более полувека назад две проблемы звездного магнетизма: происхождение и механизм изменения магнитного поля звезд – до сих пор остаются актуальными и нерешенными.

Для работы динамо требуется источник энергии. Полагается, что источником является дифференциальное вращение Солнца и конвективное движение плазмы. В свою очередь, конвективное движения является следствием реакция термоядерного синтеза, происходящей в ядре Солнца. По крайней мере, этой точке зрения придерживается подавляющее большинство астрофизиков. Тем не менее, уже после того, как Эддингтон выдвинул гипотезу термоядерного синтеза как основного источника энергии звезд, Ландау [1937] предлагает альтернативу: аккреция вещества на нейтронное ядро, расположенное в центре Солнца. Через сорок лет был обнаружен первый пульсар, а год спустя астрофизики пришли к мнению, что пульсарами являются нейтронные звезды.

Считается, что рождение нейтронное звезды является гибелью нормальной звезды. Как пишут Шапиро и Тьюколски [1985], у звезды иссекает ядерное горючее, и её термодинамическое давление оказывается не в состоянии противостоять силам гравитации. Далее в зависимости от массы она может превратиться в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Так ли уж бесспорно мнение авторов указанной работы, разделяемое большинством физиков и астрофизиков? Существует ли альтернатива? Возможно – да. Дело в том, что теория вырожденных электронов и нейтронов является следствием принципа неопределенности, который является одним из основополагающих постулатов квантовой механики. Не ясно – какая физика скрывается за этим постулатом? Более того, не существует физической модели даже свободных электронов, да и других частиц микромира, в которой бы учитывалась роль гравитации.

В конце 19-го века Лорентц [1956] предлагает модель электрона. Согласно этой модели электрический заряд электрона с равномерной плотностью распределен по поверхности сферы, радиус которой в дальнейшем стал именоваться классическим радиусом электрона. Возникает вопрос – какие силы удерживают заряд на сфере? Для ухода от ответа на этот вопрос Dirac [1938] предлагает точечную модель электрон. Точечная модель предполагает наличие сингулярности. По мнению Дирака сингулярность может быть устранена введением бесконечно большой отрицательной массы. В квантовой механике от сингулярности избавляются перенормировкой массы, т.е. опять формализм без физики..

В работе Сарычева [2010б] предлагается рассматривать электромагнитное и гравитационное поля как комплексное поле, поведение которого описывается нелинейным уравнением Максвелла. В этом уравнении роль источников играет тензор энергии-импульса комплексного поля. Таким образом, только комплексное поле предлагается считать первичным, а все другие формы материи вторичными. Сферически симметричное решение уравнения можно рассматривать как простейшую модель электрона. В этой модели у электрического поля отсутствует сингулярность, а гравитационное поле имеет интегрируемую особенность типа r-1. Корпускулярный мир исчезает – его заменяют сгустки комплексного поля.

Для понимания магнитной активности Солнца и звезд необходимо знать их устройство и эволюционный путь. Общепризнанной считается следующая эволюционная схема. Из газо-пылевого облака силы гравитации создают протозвезду. Дальнейшее сжатие протозвезды создаёт условия, когда может начаться термоядерный синтез. Далее эволюция определяется количеством ядерного топлива.

На основе гипотезы комплексного поля может быть предложена альтернативная схема возникновения и эволюции звезд. До Большого Взрыва существовало компактное устойчивое образование комплексного поля (законсервированная Вселенная). Внешнее воздействие нарушило устойчивость. Произошел Большой Взрыв, в результате которого компактное образование стало делиться на фрагменты более мелких пространственных масштабов и масс: протогалактики, протозвезды, частицы микромира. Этап сверхновых – это не гибель, а рождение звезд. Взрыв сверхновой сопровождается возникновением планетарных систем вокруг центрального объекта, превращающегося в `нормальную` звезду. Крабовидная туманность – пример подобного явления.

Устройство нормальной звезды можно представить следующей схемой. Как у Ландау, [1937] ядром звезды считается компактный объект, оставшийся после взрыва сверхновый. Этот объект обладает массой, угловым и магнитным моментом (ротатор Dicke [1982]). Далее располагается облако более мелких объектов, имеющих макроскопические размеры, массы, угловые и магнитные моменты. Из этих объектов формируются солнечные пятна. Наружный слой (фотосфера) в основном состоит из частиц микромира. Динамическое равновесие звезды поддерживается магнитным давлением облака гипотетических объектов, расположенных под фотосферой. В 1984 г. такая модель была депонирована в ВИНИТИ (6517-84) автором. Модель обеспечивает равновесие звезд, планет гигантов. Объясняет наличие в них магнитных полей. В работе рассматривалась и предлагалась интерпретация коронального выброса масс (КВМ), наблюдаемого 15 февраля 1967 г. космическими кораблями «Вела-3А» и «Эксплорер-33». Гипотеза механизма КВМ более детально представлена в статье Сарычева [2002].

Котов [2010] предлагает считать Солнце «… единым объектом с неразличимыми – для наблюдателей – квантовыми свойствами». Это высказывание нуждается в расшифровке и разъяснении. Прежде всего необходимо сознавать, что аппарат квантовой механики разработан для оценки вероятностей тех или иных событий, и только. На вопрос – почему этот аппарат работает? – квантовая механика не отвечает. Надежду, что ответ может быть получен, подаёт работа Gardner, et al. [1967]. Авторы этой знаменитой работы предлагают находить асимптотические решения нелинейного уравнения, путем решения соответствующего уравнения Шредингера. Они показывают, что дискретный спектр собственных значений уравнения Шредингера соответствует решениям нелинейного уравнения, представляющих солитоны. Напрашивается вывод – аппарат квантовой механики позволяет находить асимптотические решения неизвестного нелинейного уравнения. Не является ли упомянутое выше нелинейных уравнений Максвелла этим таинственным уравнением? Возможно на его основе можно будет построить физическую модель ядра Солнца Дикке или «конденсата» Котова.

В формулировке проблемы Северным « о происхождение магнитных полей» имеет смысл термин «происхождение» заменить «природе». Происхождение предполагает генерацию, т.е. наличие токов в правой части уравнений Максвелла. Если же считать, что электромагнитное и гравитационное поля являются компонентами единого комплексного поля, а это поле считается первичным и его поведение описывается нелинейным уравнением Максвелла, то говорить о генерации магнитного поля не приходиться. Можно ли например говорить о генерации магнитного поля свободным электроном, если сам электрон является сгустком электромагнитного и гравитационного полей. Масса, электрический заряд, механический и магнитный моменты электрона – это всего лишь интегральные характеристики этих полей. Электрон поля не генерирует – он ими является.

То же имеет место и в звездах. Поля в них не генерируются – они в них существуют изначально в форме макроскопических элементарных частиц. Зоопарк элементарных частиц не исчерпывается микромиром. Существование таких частиц позволяет снять пелену таинственности со многих проявлений активности Солнца. Северный [1966] сообщает, что в КРАО еще в шестидесятых проводилось компьютерное моделирование магнитного поля группы пятен магнитными диполями. Но что скрывается за диполями?

Выше приводилась схема устройства звезды из макро и микрочастиц. Можно объяснить дифференциальное вращение Солнца и 22-х летний цикл характером движения макрочастиц внутри Солнца. Во-первых, все облако макрочастиц вращается. Причем угловая скорость растет по мере приближения к центру. Во-вторых, частицы наружной области облака участвуют в двух типах колебательного движения: вдоль по долготе и по радиусу. Период этих колебаний близок к 22 годам. Эта часть облака играет роль своеобразного фрикциона между центральным ротатором и фотосферой. Колебания по долготе совершаются в пределах средних широт, поэтому эта область фотосферы вращается быстрее полярных широт.

Считается, что дифференциальное вращение и конвективное движение плазмы поставляют энергию для генерации магнитного поля. Однако по оценкам Северного для сохранения магнитного поля Солнца энергии дифференциального вращения хватит лишь на 10000 лет. Дифференциальное вращение и конвективная зона действительно существуют на Солнце, но не они поддерживают напряженность магнитных полей. Скорее наоборот – движение в солнечной плазме макрочастиц, обладающих дипольным магнитным моментом, приводит к возникновению дифференциального вращения и конвекции.

При движении диполя в плазме его магнитное поле капсулируется в шнуре вдоль траектории движения. В зависимости от полярности поля в шнурах они могу или притягиваться или отталкиваться. Притягивающиеся шнуры образуют пятна. К сожалению, пока не создана полевая модель макрочастиц, преждевременно говорить о создании аппарата для описания движения и взаимодействия гипотетических частиц.


6. ВЫВОДЫ

1. Дифференциальное вращение является функцией не только широты, но и радиуса: ближе к центру Солнца – короче период вращения структур, являющихся источником магнитного поля.

2. Только у 6 из 1000 линий в спектре компоненты B- амплитуда превосходит 1 нТл. Этим линиям соответствуют следующие синодические периоды: 13.54, 26.43, 26.62, 26.8, 27.07 и 27.26 суток.

3. 4 из 6 указанных линий являются дублетами, представляющими модуляцию колебаний с периодами 26.71 и 27.16 суток. Периоды модулирующих колебаний: 21.42 и 21.66 лет.

4. Колебание с периодом год представлено дублетом из линий с периодами: 1.038 г. и 0.942 г. Эти линии возникли из-за модуляции годичных вариации колебанием с периодом 20.55 лет.

Работа выполнена при поддержке ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России на 2009–2013 гг.», ФЦП «Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2007–2012 гг.», АВЦП Минобрнауки.

^ СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Аскеров А.Б., Обридко В.Н. Магнитное поле в солнечном ветре: сравнение с классической моделью// Геомагнетизм и Аэрономия. т. 47. № 3. С. 303-308. 2003

Кей С.М., Марпл С. Л. Современные методы спектрального анализа: Обзор//ТИИЭР. № 11. С.5-51. 1981.

Котов В.А.. Вращение Солнца и вращение его общего магнитного поля// Изв. Крымской Астрофиз. Обс. T.77. С. 39-50. 1987.

Котов В.А.. Сорок лет измерений общего магнитного поля Солнца, Взгляд из сегодня// Изв. Крымской Астрофиз. Обс. T.105. № 1. С. 75-90. 2009.

Котов В.А.. Минимум 2008 г., или “квантовое” Солнце-2// Изв. Крымской Астрофиз. Обс. T.106. № 1. С. 202-223. 2010.

Ландау Л.Д. Об источниках звездной энергии//ДАН СССР. Т.17. № 8. С.301-302. 1937.

    .– Лорентц Г.А. Теория электронов и её применение к явлениям света и теплового излучения. М.: Изд-во технико-теоретической литературы. 472 с. 1956.

Мансуров С.М. Новые доказательства связи между полями космического пространства и Земли// Геомагнетизм и Аэрономия. Т. 9. № 4. С. 768 –770. 1969.

Степанян Н.Н., Андреева О.А., Зелык Я.И. Вращение солнечных структур в верхней хромосфере// Изв. Крымской Астрофиз. Обс. T. 103. № 1. С. 70-89. 2007.

Сарычев В.Т. Дискретное ангармоническое преобразование Фурье// Изв. вузов. Радиоэлектроника. N 8. С.102-104. 1981.

Сарычев В.Т. Спектральное оценивание методами максимальной энтропии. Томск. Изд. ТГУ. 255 с. 1994.

Сарычев. В.Т Регрессионная модель солнечного ветра// Геомагнетизм и Аэрономия. т. 42. № 4. С. 435-447. 2002.

Сарычев. В.Т Спектральные оценки вариаций межпланетного магнитного поля// Геомагнетизм и Аэрономия. т. 43. № 4. С. 453-460. 2003 .

Сарычев. В.Т Спектральный анализ численности солнечных пятен и их прогноз// "Актуальные проблемы физики солнечной и звёздной активности", конференция стран СНГ и Прибалтики. Сб. докл. в 2-х томах. Н-Новгород. т.2. С.477-480. 2003.

Сарычев. В.Т . Тренды и секторная структура межпланетного магнитного поля// Геомагнетизм и Аэрономия. т. 46. № 3. C. 309-316. 2006 .

Сарычев. В.Т Анизотропия и полимодальность распределения флуктуаций межпланетного магнитного поля // Геомагнетизм и Аэрономия. т. 47. № 1. C. 15-22. 2007.

Сарычев. В.Т. Информация Кульбака спектральных оценок//Радиотехника. №11. С. 4-10. 2010 а.

Сарычев. В.Т. Обобщение уравнений Максвелла// Изв. вузов Физика. № 9/2. С. 40-41. 2010 б.

Северный А.Б. Магнитные поля солнца и звезд// Успехи физических наук. Т. 88. вып.1. 1966.

– Шапиро С., Тьюколски С.. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. В двух частях. М.: Мир. Часть 1. 254 с. 1985.

Carrington R. C. Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 19. P. 13-16. 1859.

Carrington R. C Observations of the spots on the sun from November 9, 1853, to March 24, 1861, made at Redhill. London, Edenburg. 600 p. 1863.

Cliver, E. W., Solar activity and geomagnetic storms: The first 40 years// Eos, Transactions American Geophysical Union. Vol. 75. P. 569-577. 1994a.

Cliver, E. W., Solar activity and geomagnetic storms: The corpuscular hypothesis//Eos, American Geophysical Union. Vol.75. P.609-618. 1994b.

Cliver, E. W., Solar Activity and Geomagnetic Storms: From M Regions and Flares to Coronal Holes and CMEs. //Eos. Transactions American Geophysical Union. Vol. 76. P. 75- 83. 1995.


Cortie S. J Magnetic Storms and associated Sun-spots.// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 65. P. 197-205. 1905.

Dicke, R. H. A magnetic core in the sun? The solar rotator // Solar Physics, V. 78. P. 3-16. 1982.

    Dirac P. A. M.// Proc. R. Soc. Lond. A. V. 167. P. 148-169. 1938.

Eddy John A. The Maunder Minimum//Science, New Series, V. 192, 1976, pp. 1189-1202.

    Gardner C.S., Greene J.M., Kruskal M.D., and Miura R.M. Metod for solving the Korteveg-deVries equation//Phys. Rev. Letters. V.19. № 19. 1967.

Johnson M. J. Address delivered by the President, M.J. Jhonson, Esq., on pesentingthe Medal of the Society to M. Schwabe//Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 17. P.126-134. 1857.

Hale, George E.Adams, Walter S.Gale, Henry G. Preliminary Paper on the Cause of the Characteristic Phenomena of Sun-Spot Spectra // The Astrophysical Journal. V 24. pp.185-213. 1906.

Hale, George E.Adams, Walter S. Second Paper on the Cause of the Characteristic Phenomena of Sun-Spot Spectra // The Astrophysical Journal. V. 25. P.75-94. 1907.

Hale, George E., On the Probable Existence of a Magnetic Field in Sun-Spots// The Astrophysical Journal. V. 28. P. 315-343. 1908.

Hale, G.E., F. Ellerman, S.B. Nicholson, & A.H. Joy, The Magnetic Polarity of Sun-Spots// The Astrophysical Journal. 1919. vol. 49, pp. 153-178.

Hale, George E. & Seth B. Nicholson, The Law of Sun-Spot Polarity// The Astrophysical Journal. V.62. P. 270-300. 1925.

Maunder, E. W. The "great" magnetic storms, 1875 to 1903, and their association with sun-spots// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 64. P.205-222. 1904a.

  • Maunder, E. W. Futher note on the "great" magnetic storms, 1875 to 1903, and their association with sun-spots// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 64. P. 222-224. 1904b.

Maunder, E. W. Note on the distribution of sun-spots in heliographic latitude, 1874-1902// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 64. P.747-761. 1904c.

Maunder, E. W. Magnetic Disturbances, 1883 to 1903, an recjrded at the Royal Observatory, Greenwich, and their Association with Sun-spots.// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 65. P.2-19. 1905.

Maunder, E. W. & Maunder, A. S. D The rotation period of the sun as derived from magnetic storms// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 84. P.610-615. 1924.

  • Sabine, Edward, On periodical laws discoverable in the mean effects of the larger magnetic disturbances// Philos. Trans. R. Soc.London. V. 141. P. 123-139. 1851;

Sabine, Edward, On periodical laws discoverable in the mean effects of the larger magnetic disturbances// Philos. Trans. R. Soc.London. V. 142. P. 103-124. 1852;

Sabine, Edward, On periodical laws discoverable in the mean effects of the larger magnetic disturbances// Philos. Trans. R. Soc.London. V. 146. P. 357-374. 1856.

.Schwabe, M. Sonnenbeobachtungen im Jahre 1843 //Astronomische Nachrichten. V. 21. P.233-234. 1844.


Schuster A. Sun-spots and Magnetic Storms// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, V. 65. P.186-197. 1905.

Schuster A. On the Periodicities of Sanspots// Phylos. Trans. R. Soc. London. Ser.A. V. 206. P.69-100. 1906a.

Schuster A. The Periodicity of Sanspots// The Astrophysical Journal..V. 23. N 2. P.101-109. 1906b.

Smith C. W., J. L'Heureux, N. F. Ness, M. H. Acuna, L. F. Burlaga and J. Scheifele, The ACE Magnetic Field Experiment // Space Science Reviews. V. 86. P. 613-632. 1998.

– Wilcox J.M., Ness N.F. Quasi-Stationary Corjtating Structure in the Interplanetary Medium//Journal of Geophysical Research. V. 70, № 23. P. 5793-5805. 1965.









Похожие:

Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconФизика шаровой молнии
В зависимости от числа слившихся бессиловых ячеек энергия и размеры шаровой молнии могут изменяться в широких пределах. Во внешней...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconФизика шаровой молнии
В зависимости от числа слившихся бессиловых ячеек энергия и размеры шаровой молнии могут изменяться в широких пределах. Во внешней...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconФизика шаровой молнии
В зависимости от числа слившихся бессиловых ячеек энергия и размеры шаровой молнии могут изменяться в широких пределах. Во внешней...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconСамостоятельная работа «Сила Ампера. Магнитный поток»
Определите индукцию однородного магнитного поля, если на проводник длиной 20 см действует сила 50 мН. Проводник перпендикулярен силовым...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconIii электрическое смещение. § 45. Общая характеристика электромагнитных процессов
В предыдущих главах мы коснулись одной стороны электромаг­нитных явлений, а именно, рассмотрели некоторые общие свойства магнитного...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconВидимый свет Работа выполнена: Емельяновой Марией Новичёнок Яной Лобынцевым Юрием Обуховской Анной
Свет – это электромагнитное излучение с векторами напряженности электрического поля и напряженности магнитного поля, перпендикулярными...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля icon§14. Анализ случая больших скоростей*
Мы изучили отклонение этих лучей под влиянием поля электростатического и поля магнитного, созданного электромагнитами, то есть нейтральными...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconОпыт ученика Николаева Олега Средне Кушкетская средняя школала Действие магнитного поля на проводник с током
Приборы и материалы: источник питания, ключ, соединительные провода, алюминиевая фольга, дугообразный магнит
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconI. Магнитный поток. § Общая характеристика магнитного поля
Фарадей, один из творцов современного учения об электри­ческих и магнитных явлениях, своими открытиями и опытными исследованиями,...
Долгопериодные вариаций межпланетного магнитного поля iconО скалярном потенциале магнитного поля
В этой статье мы рассмотрим некоторые конкретные параметры такого влияния и постараемся показать, что их последовательный учёт в...
Разместите кнопку на своём сайте:
Документы


База данных защищена авторским правом ©podelise.ru 2000-2014
При копировании материала обязательно указание активной ссылки открытой для индексации.
обратиться к администрации
Документы

Разработка сайта — Веб студия Адаманов