2009 год

 

Лаборатория физики Солнца

Отчет за 2007 -  2009 г.

Научно-исследовательская радота по теме «СФЕРА»,

«Общие и локальные характеристики Солнца»

  

должность

подпись

Ф.И.О.

разделы отчета

1.             

Руководитель НИР, Зав.лаб

Д. ф.-м.н.,проф.

 

Н.Н.  Степанян

 

Введение, 1-3,5-7, Заключение, оформление отчета

2.                      

В.н.с. д.ф-м.н.

 

Котов В.А.

1,2,5,7

3.                      

В.н.с. д.ф-м.н.

 

Цап Т.Т.

3.4.6,7

4.                      

В.н.с. д.ф-м.н.

 

Рачковский Д.Н.

3,6,7

5.                      

В.н.с. к.ф.-м.н.

 

Барановский Э.А.

2-7

6.                      

В.н.с. к.ф.-м.н.

 

Бабин А.Н.

1-7.

7.                      

С.н.с., к.ф-м.н

 

Коваль А.Н

2,3,5-7

8.                         

С.н.с., к.ф-м.н

 

Таращук В.П.

2-4,6,7

9.                      

Н.с.

 

Андреева О.А

2,3,6,7

10.                  

Н.с.

 

Ханейчук В.И.

1-7

11.                  

Н.с.

 

Шаховская А.Н.

1-3,6,7

12.                  

М.н.с.

 

Малащук В.М.

2-7

13.                  

М.н.с.

 

Жигалкин Р. К.

2-7

14.                  

М.н.с

 

Штерцер Н.И.

2-4,6,7

15.                  

В.инж

 

Суница Г.А.

1,2,5

16.                  

М.н.с.

 

Долгополов А.В.

5

17.                  

Инж

 

Долгополова Е.В.

5

18.                  

В.инж

 

Русак Н.П

1,2,5

19.                  

Инж

 

Борисенко А.В.

2,5

20.                  

Инж II кат

 

Перебейнос В.А.

2,6

21.                  

Инж II кат.

 

Ахтемов З.С.

2,3,5-7

22.                  

Ст. лаб.

 

Стрельник Т.М.

2

23.                  

Ст. лаб

 

Суница Н.Г.

3

24.                  

Лаб

 

Штерцер А.В.

2

25.                

Лаб

 

Ефанов Н.Н.

5

 

 

СОДЕРЖАНИЕ

 

№ раздела

Название раздела                  

Страница

Введение                                                

6

1

Телескопы

6

1.1

Башенный солнечный телескоп БСТ-1

6

1.2

Башенный солнечный телескоп БСТ -2

7

1.3

Внезатменный коронограф КГ-1

8

1.4

Внезатменный коронограф КГ-2

8

2

Наблюдения Солнца

9

2.1

Наблюдения отдельных солнечных образований.

9

2.1.1.      

Спектральные наблюдения солнечных образований с ПЗС-камерой на телескопе БСТ-2.

9

2.1.2.

Монохроматические, спектральные и поляриметрические наблюдения солнечных образований на телескопе КГ-2.

10

2.2

Мониторинг солнечных образований.

10

2.2.1.      

Измерения Доплер эффекта в центральной зоне диска Солнца на   БСТ-1.

10

2.2.2.

Измерение общего магнитного поля Солнца (ОМП) фотосферы по спектральным линиям с разными факторами Ланде на  БСТ-1

10

2.2.3.

Измерения максимальной напряженности магнитного поля солнечных пятен на БСТ-2.

10

2.2.4.

Получение изображений Солнца в линии НеI l 10830 A.на БСТ-2.

11

2.2.5.

Монохроматические  наблюдения на телескопе КГ-1 в линии Нa

12

2.3

Базы данных. 

12

2.3.1.

Каталог общего магнитного поля Солнца как звезды(ОМП) 

12

2.3.2.

Многолетний ряд измерений Доплер эффекта в центральной зоне диска Солнца.

12

2.3.3.

База данных “Максимальные напряженности магнитных полей солнечных пятен”.

13

2.3.4.

База  данных “Изображения Солнца в линии Не I 1083 нм».

13

2.3.5.

База  данных “Изображения Солнца в линии H-alpha".

13

2.3.6.

База данных «Синоптические карты Солнца».

14

2.3.7.

База данных «Относительные числа солнечных пятен».

15

3

Характеристики всего Солнца и отдельных проявлений солнечной активности.

15

3.1

Внутреннее строение и магнетизм Солнца по измерениям глобальных колебаний и общего магнитного поля Солнца.

15

3.2 

Тонкая структура магнитного поля Солнца.

21

3.2.1.

Тонкая структура магнитного поля фотосферы

21

3.2.2.

Быстрые изменения магнитного поля солнечного пятна  по данным одновременных измерений в КАО и КрАО

24

3.3

Эволюция магнитных полей на Солнце

26

3.3.1.

Дифференциальное вращение солнечных магнитных полей.

25

3.3.2.

Дисбаланс магнитных полей на Солнце.

33

3.3.3.

Широтный дрейф дисбаланса солнечных магнитных полей

47

3.3.4.

Эволюция дисбаланса магнитных полей на Солнце

63

3.3.5.

Закономерности роста фоновых магнитных полей

69

3.3.6.

Корональные дыры и фоновые магнитные поля

76

3.4         

Связи корональных дыр, активных областей и волокон.

78

3.4.1.

Движения и магнитные поля в волокнах и корональных дырах

78

3.4.2.

Связь движения вещества в корональных дырах с их эволюцией

91

3.4.3.

Структура магнитного поля корональных дыр и ее связь с активными областями

100

3.5

Динамические процессы   во вспышках и других активных образованиях.

116

3.5.1.

Динамика и структура магнитных полей во вспышках.

116

3.5.1.1.

Динамика и структура сильных магнитных полей во время вспышки балла 1В/М2.2.

116

3.5.1.2.

Проведено сравнение некоторых наблюдательных характеристик двух белых вспышек, которые значительно различаются по мощности вспышечного процесса.

121

3.5.1.3.

Динамика и структура поля скоростей во вспышке балла 2В/М2.3.

123

3.5.1.4.

Линейная поляризация Н-альфа излучения вспышек

134

3.5.2.

Вспышки и корональные выбросы  масс

135

3.5.2.1.

Зависимость постэруптивной фазы солнечных вспышек от характеристик  коронального выброса массы.

136

3.5.2.2.

Корональные выбросы массы в июле 2005 года и необычное гелиосферное явление.

136

3.5.2.3.

 Корональные выбросы массы, ассоциированные с солнечными рентгеновскими вспышками различной длительности.

137

3.5.3.

Развитие солнечных  вспышек в различных диапазонах длин волн.

144

3.6

Построение моделей вспышек.

144

3.6.1.

Магнитные поля в солнечных вспышках: данные спектрально-поляризационных измерений и полуэмпирические модели.

144

3.6.2.

Моделирование фотосферы и хромосферы двух мощных вспышек  (28.10. 2003 и   1. 09.1990).

145

3.7

Поведение линии лития 6708 A в солнечных  пятнах.

145

3.8

Эффект Ханле в турбулентном магнитном поле Солнца.

146

4  

Внеплановые работы.

160

4.1

Влияния солнечной активности на  некоторые процессы на Земле. 160

4.1.1.  

Исследование показаний штормгласса.

160

4.1.2.

Влияние космофизических факторов на работу фотоэлемента с медным катодом.

163

4.2

Моделирование хромосферы звезды.

163

4.3

Кометы и астероиды.

164

4.3.1.

Изучение  комет в Крыму (к 100-летию исследований).

164

4.3.2. 

Астероиды и кометы - исследование малых тел в Крыму.

165

4.3.3. 

Спектрофотометрическое исследование кометы Вест 1975n (1976 VI).

165

4.4  

Фотометрия солнечной короны.

167

4.5

Обзор « Служба Солнца» с 1932г. и до  2008г..

167

4.6

Анализ данных геофизического мониторинга.

168

5

Новые методы исследования и модернизация оборудования.

168

6

Публикации участников проекта.

172

7

Внешние связи.

178

7.1 

Конференции.

178

7.1.1.

Организация и проведение конференций.

178

7.1.2.

Доклады, сделанные участниками проекта на  конференциях.

178

7.2

Ведение WWW-страницы  ЛФС НИИ «КрАО».

181

7.3

Сотрудничество с другими организациями.

182

7.4

Популяризация научных знаний.

182

7.5

Повышение квалификации и награды.

183

Заключение.

183

 

Список основных результатов.

185

Принятые сокращения

ОМП –  общее магнитное поле Солнца

КД       корональная дыра

АО         активная область

                                             

                     Ответственный астроном н.с. В.И. Ханейчук, ответственный инженер вед. инж. Г.А. Суница

              БСТ-1 –крупнейший в СНГ солнечный телескоп.

  Наблюдения на телескопе в 2007-2009 гг. проводились по двум программам:

·         Измерение общего магнитного поля Солнца (ОМП) фотосферы по спектральным      линиям с разными факторами Ланде.

·         Измерение Доплер-эффекта в центральной зоне солнечного диска

1.2        Башенный солнечный телескоп БСТ-2

 

Ответственный астроном - завлаб Н.Н. Степанян, ответственный инженер - вед.инж. Г.А. Суница



Целостатная группа телескопа БСТ-2.

     

На телескопе в 2007-2009 гг проводилось несколько видов наблюдений:

  • Измерения максимальной напряженности магнитного поля солнечных пятен.
  • Получение изображений Солнца в линии НеI l 10830 A
  • Определение относительного числа солнечных пятен
  • Построение синоптических карт Солнца по измерениям напряженности магнитных полей солнечных пятен  и изображениям Солнца в линии НеI l 10830 A
  • Спектральные наблюдения солнечных образований в оптической и ИК  областях спектра с ПЗС-камерой..

              

 

1.3       Телескоп - коронограф КГ-1

Ответственный астроном – н.с. А.Н. Шаховская, ответственный инженер - инж.1 кат В.И. Лопухин.

 На телескопе ведутся  наблюдения активных областей и лимба Солнца в линии H-альфа с помощью интерференционно - поляризационного фильтра Халле и цифровой камеры. Описание телескопа дано в Приложении 1.



                                                                                                                   Телескоп КГ-1

 

1.4       Телескоп - коронограф КГ-2

Ответственный астроном в.н.с. А.Н. Бабин, ответственный инженер - вед.инж. Г.А. Суница

На телескопе проводятся  спектральные, поляризационные  и монохроматические наблюдения активных образований на Солнце.


  Телескоп КГ-2

                                                                                                       

2.  Наблюдения Солнца

 

2.1       Наблюдения отдельных солнечных образований

 

2.1.1.      Спектральные наблюдения солнечных образований с ПЗС-камерой на телескопе БСТ-2.

                 (Э.А. Барановский, В.П. Таращук)

        В 2007 году  выполнена серия наблюдений  линий лития, натрия и др. в пятне и центре диска Солнца для определения содержания лития и необходимых для этого расчетов моделей пятна и фотосферы. Размер участка регистрируемого спектра  составлял 16А. Подбор режима регистрации спектров и плоского поля в условиях реального времени обеспечил экспозиции от нескольких до 10 сек для спектров и  до 30 сек для плоского поля.  Контроль осуществлялся по сравнению полученных контуров для  линий натрия и кальция в центре диска в невозмущенной фотосфере с линиями из атласа спектральных линий. Результаты представлены в докладах и статье.

       На рисунке представлены спектральные линии лития, полученные в результате усреднения нескольких записей за несколько минут, что позволило учесть небольшие дефекты на поверхности матрицы.

       В марте 2008 г. выполнены наблюдения спектров  пятна, получено несколько десятков спектров для разных участков спектра. Полученные данные использованы для расчета моделей пятна.


Рис.2.1. Спектральные линии лития

 

 2.1.2.       Монохроматические, спектральные и поляриметрические наблюдения солнечных образований на телескопе КГ-2

                  (А.Н. Бабин, А.Н. Коваль)

Ввиду глубокого затяжного минимума солнечной активности и отсутствия в этот период на Солнце вспышек (кроме самых слабых) на телескопе КГ-2 проводились монохроматические и спектральные наблюдения появляющихся активных областей с целью изучения  особенностей их развития в минимуме солнечной активности и взаимосвязи между различными проявлениями активности.

 

2.2       Мониторинг солнечных образований

 

2.2.1.     Измерения Доплер эффекта в центральной зоне диска Солнца на БСТ-1

                   (В. И. Ханейчук, В. А. Котов, Н. П. Русак)

Измерения колебаний дифференциальной («центр минус край») лучевой скорости фотосферы Солнца как звезды выполнены в течение 191 дня. Новые данные добавлены к предыдущему крымскому массиву доплеровских измерений Солнца, в итоге получен единый массив 1974 - 2009 гг., включающий 2126 дней наблюдений.

 

2.2.2.     Измерение общего магнитного поля Солнца (ОМП) фотосферы по спектральным линиям с разными факторами Ланде на БСТ-1

                (В. И. Ханейчук, В. А. Котов, Н. П. Русак)

ОМП Солнца как звезды регулярно измерялось одновременно в двух спектральных линиях железа l525.0 нм и l524.7 нм (с факторами Ланде g = 3 и 2 соответственно). За 2007-2009 гг получено 262 + 224 + 240 = 726 суточных значений ОМП. Данные наблюдений оперативно выставляются на сайте ЛФС  http://solar.craocrimea.ru

 

2.2.3.       Измерения максимальной напряженности магнитного поля солнечных пятен на БСТ-2

     (Ответственная: Н.И. Штерцер. Участники: О.А. Андреева, З.С. Ахтемов, Р.К. Жигалкин, В.М. Малащук, В.А. Перебейнос,   Н.И. Штерцер).

Наблюдения магнитных полей солнечных пятен в КрАО ведутся с 1955 г. по 1957 г. в линии Fel 6173. Начиная с 1957 года и до настоящего времени наблюдения максимальных напряженностей магнитных полей (м.н.м.п.) солнечных пятен и пор основаны на измерениях магнитного расщепления спектральных линий атомов в магнитном поле. На БСТ-2 наблюдения м.н.м.п. производятся визуально в IV порядке спектра с поляризационной насадкой по линии поглощения FeI l630.25 нм, которая является простым триплетом Зеемана с большим магнитным расщеплением (фактор Ланде  g =  2,5, магнитная чувствительность линии   gl2 = 100* 10-10(cм2)). Все данные наблюдений своевременно обрабатываются. С 1998 года наблюдения магнитных полей оперативно выставляются на www-странице НИИ КрАО по адресу: http://solar.craocrimea.ru

                                                             Рис.2.2  Пример записи измерений напряженности магнитныхполей солнечных пятен.

 

             С 1января 2007 года по октябрь 2009 года было проведено 406 дней наблюдений в 67 группах:

2.2.4.     Получение изображений Солнца в линии НеI l 1083 нм.  

           (Ответственная: В.М. Малащук. Участники: О.А. Андреева, З.С. Ахтемов, Р.К. Жигалкин, В.М. Малащук, В.А. Перебейнос,   Н.И. Штерцер).

           На телескопе  БСТ-2 с помощью Универсального спектрофотометра (УСФ) ежедневно получаются изображения всего Солнца и его отдельных частей в линии НеI l 1083 нм. Изображение Солнца  после необходимой обработки с помощью соответствующих компьютерных программ   выставляется на www-странице Лаборатории физики Солнца НИИ  «КрАО» http://solar.craocrimea.ru  в виде двух изображений: непосредственно полученного с помощью УСФ и нормированного к интенсивности центра диска (с убранным потемнением к краю диска). Пример выставляемых данных приведен на рис. 2   За 2007-2009 гг проведено 187 дней наблюдений, в течение которых  получено 577 изображение Солнца. Из них 520  изображений полного диска Солнца 187 изображений полного диска Солнца выставлены на www-странице НИИ КрАО.

Рис. 2.3  Пример изображения Солнца в линии НеI, выставляемого в INTERNET.

 

2.2.5.        Монохроматические наблюдения на телескопе КГ-1 в линии Н-альфа

                (Ответственная  А.Н. Шаховская, Исполнители: А.Н. Шаховская, Т.М. Стрельник, З.С. Ахтемов).

           На телескопе КГ-1 регулярно проводятся монохроматические  наблюдения активных областей, волокон, солнечных вспышек и протуберанцев. Наблюдения выполняются Шаховской и, данные обрабатываются  и выставляются в на сайте ЛФС КрАО http://solar.craocrimea.ru. Всего обработано и выставлено в 2007 году 99 дней наблюдений, в 2008  ­118 дней, в 2009 году  выставлено 57 дней. Всего 274 дня.

 

2.3       Базы данных

 

2.3.1.     Каталог общего магнитного поля Солнца как звезды(ОМП)

                                                                                                      (В. И. Ханейчук, В. А. Котов)

          Новые ОМП-измерения добавлены к предыдущим мировым данным. Получен обновленный, полный каталог ОМП за 1968 – 2009 гг., содержащий около 20 тыс. суточных значений ОМП. Он основан на измерениях, выполненных за последние  42 года в шести обсерваториях: КрАО, Маунт-Уилсон, Стэнфорд, Иркутск, Бирмингем и  Китт-Пик.  

Данные по ОМП за 1968-1976,1991,1993-1997,2005 годы размещены на сайте ЛФС КрАО.

 

2.3.2.        Многолетний ряд измерений измерения Доплер эффекта в центральной зоне диска Солнца

(В. И. Ханейчук, В. А. Котов)

 Новые данные за 2007-2009 гг добавлены к предыдущему крымскому массиву доплеровских измерений Солнца. В итоге получен единый массив 1974 – 2009 гг., содержащий 2126 дней наблюдений. 

 

2.3.3.       База данных “Максимальные напряженности магнитных полей солнечных пятен”

(Н.И. Штерцер)

           База содержит измерения напряженности магнитных полей солнечных пятен с 1955 г. Данные 1955-1997  хранятся на твердых носителях. С 1998 данные представлены в электронном виде. База  была пополнена данными за 2007-2009 гг.

 

2.3.4.      База  данных “Изображения Солнца в линии Не I 1083 нм»

(В.М. Малащук)

         База, содержащая изображения Солнца в линии Не I 1083 нм с 1998 г., пополнена данными наблюдений за 2007-2009 гг.

 

2.3.5.      База данных «Изображения Солнца в линии H-alpha

(А.Н. Шаховская, З.С. Ахтемов)

Из архива наблюдений, полученных  на КГ-1, создана база данных. Было просмотрено 554394 фотографии, полученных в 2002-2009 годы и выбрано 4189 изображений, как наилучшие. Обработано и выставлено в Интернете 3096 изображений.

           Для каждого дня наблюдения с помощью  соответствующей  программы   определялся  угол  между суточной параллелью и экватором   Солнца. Файлы, содержащие выбранные изображения, были переименованы из вида DSCXXXX.JPG(XXXX-порядковый номер изображения)  в вид:  ггммдд_ччммссa.JPG  или  ггммдд_ччммссl.JPG (a-активная область на поверхности Солнца, l-изображение области на лимбе диска Солнца).  Для изображений  активных  областей с помощью данных на сайте:     http://www.solarmonitor.org/search.php?date=20071226

ftp://ftp.bbso.njit.edu/pub/archive/ и http://www.solobskh.ac.at/halpha2k/был определен номер соответствующей активной области и по времени момента наблюдения  вычислены   её координаты на поверхности Солнца  для нашего  изображения, в некоторых случаях  для этого использовался журнал наблюдений на КГ-1.

        Для изображений областей на лимбе  диска Солнца  координаты определялись при обработке  изображения  при помощи программы CorelDRAW.

        С помощью программы CorelDRAW 12  соответствующим образом обработаны и выставлены на сайте КрАО  1586 изображений.

        В связи с приобретением новой камеры Canon_EOS-1000D в интернете  были взяты программы  dcraw, DeepSkyStacker,  RegiStax 5,  Iris а также инструкции и мануалы для работы с ними. Обработка  фотографий, полученных на КГ1 в 2009 году, проводилась с помощью программы IRIS.

                        Рис.   2.4  Пример изображения лимба Солнца с протуберанцем, полученного на КГ-1 и обработанного программой IRIS.

 

2.3.6.      База данных «База данных «Синоптические карты Солнца».

(В.А. Перебейнос, З.С. Ахтемов)

 

          База содержит синоптические карты, включающие данные о положении и размерах групп солнечных пятен и сведения с изображений Солнца в линии НеІ 1083 нм (Области, занятые изофотами (0.9 и 1.02). Карты выставлялись на сайте КрАО http://solar.craocrimea.ru.

          Всего база данных синоптических карт насчитывает 82 карты. Обороты №№ 1958, 1959, 2012, 2055, 2056 сделаны без изображения диска Солнца в  линии  He I.

         Разработаны и отлажены программы трехцветного варианта синоптической карты. Примеры на следующих  рис.2.4.

        В 2007-2009 гг подготовлены 34 карты. Всего база данных карт содержит 82 синоптические карты. Обороты  № 1958, 1959, 2012  сделаны без изображения диска Солнца в линии  He I.

            Рис. 2.5    Примеры цветного представления синоптических карт. На верхнем рисунке желтый цвет - области, занятые изолиниями 0.9, коричневый – изолиниями  1.02.

           На нижнем рисунке оранжевым цветом показаны  области, занятые изолиниями 0.9 (активные области), голубым – изолиниями 1.02 (Корональные дыры). Прямоугольники на обеих картах – группы пятен.

 

2.3.7.          База данных «Относительные числа солнечных пятен» 

                                                                          (А.В. Борисенко).

         База создана в 2007 г. Для всех дней наблюдений   проводилось определение относительных чисел солнечных пятен на БСТ-2 и размещение на сайтах ЛФС КрАО  http://solar.craocrimea.ru и SIDC (Sunspot Index Data Center) http://sidc.be/WOLF.

С 2007-2009 год на БСТ-2 было проведено 485 измерений относительных чисел солнечных пятен.

 

3.   Характеристики всего Солнца и отдельных проявлений солнечной активности.

 

3.1         Внутреннее строение и магнетизм Солнца по измерениям глобальных колебаний, общего магнитного поля Солнца.

(В.А. Котов)

Главными целями Проекта (в этой части) являлось:

·                     Получение многолетнего массива измерений ОМП, который положен в основу мирового каталога ОМП за 42 года. На основе этих данных и с привлечением аналогичных измерений других обсерваторий мира – изучение вариаций и вращения поля, связь с 11-летним циклом, выяснение загадочной природы окологодовой периодичности и других периодов ОМП.

·                     На основе данных по ОМП изучить новый феномен переменности Солнца – магнитный разбаланс.

·                     Определить доминирующие периоды вращения ОМП за несколько циклов.

·                     Поставить вопрос об «опытном» - помимо известных нейтринных экспериментов – изучении глубоких солнечных недр по наблюдениям глобальных пульсаций Солнца как звезды.

·                     Продвинуться по пути понимания природы «мистических» пульсаций Солнца с периодами   » 160 мин путем детального анализа данных КрАО за десятилетия и путем сопоставления с переменностью других объектов Космоса (переменные звезды, активные ядра галактик, АЯГ).

·                     На основе совершенно новых экспериментальных данных  -  по многолетним, однородным измерениям эффектов Зеемана и Доплера солнечной фотосферы  (для Солнца, наблюдаемого как звезда) – приблизиться к более объективному пониманию внутреннего строения Солнца, механизмов его активности, выявить природу цикла и, в частности,  установить причину рекордного – за последние 100 или более лет – глубокого и продолжительного минимума пятен 2007 – 2009 гг.

 

До 70-х годов прошлого века наши знания о явлениях на поверхности Солнца, его активности, внутреннем строении и эволюции основывались в основном на теоретических представлениях, некоторых косвенных наблюдательных фактах и изучении поверхностных структур и некоторых нестационарных процессов. Прямой информации о внутрисолнечных условиях получить из наблюдений было невозможно. Тем не менее,   был создан ряд моделей Солнца, пятен, вспышек и других активных явлений, описывающих эволюцию, светимость и другие физические параметры фотосферы, хромосферы и различных явлений в целом Солнца как звезды. Однако около 40 лет назад измерения потока нейтрино от Солнца встревожили астрофизиков: поток оказался существенно меньше, чем предсказывала теория и стандартная модель. Решение проблемы – или в неизвестных свойствах нейтрино, или в радикальном улучшении наших знаний о глубоких солнечных недрах, процессе генерации магнитного поля и механизме его общей переменности. Добавим, что истинная причина 11-летнего цикла Солнца до сих пор до конца не раскрыта.

Предмет исследования – переменность Солнца, связанная с вариациями глобального магнитного поля Солнца как звезды, обусловленная, в свою очередь, вращением, эволюцией поля за сутки-месяцы-годы, 11-летним циклом и глобальными колебаниями. Основные причины, измеряемые и/или анализируемые – ОМП Солнца как звезды, лучевая скорость колебаний фотосферы, связь этих характеристик с внутренним устройством нашей звезды и с циклом, природа глобальных пульсаций Солнца.

             Измерения ОМП и глобальных пульсаций фотосферы – совершенно новый метод изучения Солнца, призванный дать нам качественно новую информацию о солнечной активности, механизмах генерации магнитного поля, о внутреннем строении,  а также лучше понять природу циклической деятельности нашей звезды и построить новую, более реалистичную модель Солнца.

 

Полученные результаты

На основе многолетних доплеровских измерений на солнечном магнитографе телескопа БСТ-1 глобальных колебаний фотосферы и ОМП Солнца как звезды  за 2007-2009 гг были получены следующие научные результаты.

·                     Показано, что в течение 35 лет (1974 – 2008 гг.) Солнце пульсировало с периодом Р1 = 9597.936(24) с и средней амплитудой изменений радиуса 2 км. Вместе с известным колебанием Р0 = 9600.606(12) с  (предположительно космологического происхождения) возникают биения с периодом 399(4) сут, который странным образом совпадает с синодическим периодом Юпитера. Природа этого нового явления, загадочного для физики Солнца, астрофизики и космогонии, неизвестна. Выдвинуто несколько гипотез о происхождении Р1-пульсации. (В. И. Ханейчук, В. А. Котов)

·                     По наблюдениям ОМП на БСТ-1 (с дополнением мировых данных за 41 год) установлено, что главный период вращения Солнца на экваторе, 26.92(2) сут, был устойчив в течение десятилетий, что противоречит теории динамо. Этот период, однако, «раздвоился» в 23-м цикле, что, по-видимому, тесно связано с общей «аномальностью» последнего цикла, а также с наступлением неожиданно глубокого, продолжительного минимума 2007 - 2009 гг., не предсказанного ни теорией, ни прогнозом   ("Солнце в коме: 2007 - 2009 гг."; В. И. Ханейчук, В. А. Котов)

·                     По данным ОМП за 41 год показано, что (а) вращение солнечного экватора с сидерическим периодом 25.12(1) сут находится в тесном резонансе с орбитальным и осевыми вращениями Меркурия, (б) самый мощный длинный период ОМП, 1.036(7) г., неслучайно близок к орбитальному периоду Земли и (в) он совпадает в пределах ошибки со средним синодическим периодом планет-гигантов, (г) ОМП обнаруживает значимый период 1.058(2) г., согласующийся с периодом Венеры 1.60 г., а также (д) периодичность 19.8(2.5) г., связанную с 22-летним циклом. Эти результаты подтверждают предположение о том, что резонансы возникли на ранних стадиях формирования Солнечной системы.

(В. А. Котов)

·                     Найдено, что среднее значение ОМП за 41 год практически нулевое: - 0.018(15) Гс  (с незначительным перевесом S–полярности;   (В. И. Ханейчук, В. А. Котов).

·                     На основе измерений ОМП показано, что цикл № 23 был ненормальным: (1) для пары циклов 22-23 нарушено правило Гневышева–Оля, (2) цикл характеризовался ускоренным на 1.2% вращением экватора, (3) длительность цикла значительно превысила среднюю длительность цикла в XX в.  (В. И. Ханейчук, В. А. Котов)

·                     Проанализированы многолетние измерения ОМП, выполненные за 41 год в КрАО и пяти других обсерваториях мира. Указано, что при таких измерениях Солнце выступает как магнитный стандарт для разных магнитографов. Различия показаний последних, однако, часто выходят за рамки погрешностей. Найдено, что ОМП распределено нормально для данных КрАО, Иркутска и Китт-Пик; распределения же Маунт-Уилсон, Стэнфорда и Бирмингема экпоненциальные. Сделан вывод, что аномальность вызвана техническими особенностями некоторых инструментов. Физически же она обусловлена нелокальностью и неразличимостью фотонов, т.е. квантовой природой света, которую необходимо учитывать при интерпретации измерений света Солнца и звезд, а также при моделировании звездных атмосфер.  (В. А. Котов)

·                     Показано, что степень расхождения показаний разных магнитографов значительно меняется с фазой 11-летнего цикла, что также свидетельствует о влиянии «сцепления» и «неразличимости» фотонов при регистрации их поляризации.  (В. А. Котов)

·                     С целью раскрытия причин продолжительного минимума Солнца 2007 – 2009 гг. рассмотрена переменность ОМП за последние 41 год (данные КрАО и пяти других обсерваторий мира). Обнаружено, что резкие среднегодичные экстремумы отрицательного (S) поля имели место в 1969, 1990 и 2008 гг., причем третий экстремум совпал с минимумом пятен. Этим и объясняются как большая продолжительность минимума, так и рекордное - за последние 100 лет - увеличение цикла Вольфа до 12 или более лет. Экстремумы S-поля следовали с периодом 19.5(1.1) г. – средним между пятенным циклом 22.1 г. и саросом 18.6 г. Выдвинута гипотеза о существовании «второго» Солнца, подчиняющегося законам квантовой механики.  (В. А. Котов)

·                      Для постижения природы 160-минутных пульсаций Солнца выполнен сравнительный анализ орбитальных параметров планет Солнечной системы, а также всех экзопланет. Найдено, что планетные расстояния нашей системы подчиняются L0–резонансу, где L0 = сР0 = 19.24 а.е. – длина волны «космологического колебания» (неизвестной природы), а Р0 – период пульсаций Солнца и, по-видимому, метрики Вселенной. Внесолнечные же планеты не имеют L0–резонанса, что делает более очевидным действие антропного принципа в его сильной формулировке,  локализуя одновременно эффективность принципа (Солнечная система). Это, в свою очередь, делает бесперспективными усилия искателей т. наз. «внеземных цивилизаций».  (В. А. Котов)

·                      На основе нового явления – глобальной пульсации Солнца – и статистического анализа планетных расстояний показано, что Плутон и Эрида  (крупнейший транснептунный объект) - истинные планеты Солнечной системы, а не т. наз. «карликовые планеты», что было неосмотрительно и поспешно принято в новой классификации МАС в Праге в 2006 г. (В. А. Котов)

·                      Для проникновения в природу 160-минутных пульсаций Солнца  произведен статистический анализ частот 6 тыс. тесных двойных звезд Галактики. Найдено, что их распределение модулируется «универсальной» частотой v0 = 104 мкГц, совпадающей с частотой глобальных пульсаций Солнца неустановленной природы (соответствующий период Р0 = 9600 с). Явление по-новому объясняет «провал» взрывных переменных на частоте (pv0)/3 = 109 мгГц. Обращено внимание на замечательную, особую роль числа p в мире двойных и загадку «вездесущего»   колебания v0.  (В. А. Котов). 

·                     На основе измерений ОМП (данные КрАО и всех других обсерваторий) и абсолютной напряженности поля фотосферы Солнца (данные Китт-Пик) найдено, что (а) средняя абсолютная напряженность фотосферы В0 = 8 Гс, что вдвое больше, чем предполагалось раньше, (б) напряженность В0 не показывает никакого медленного тренда в течение последних 40 лет, покрытых ОМП-измерениями, и (в) суммарный магнитный поток пятен и активных областей увеличивает В0 в два раза по сравнению с В0 «спокойного» Солнца.   (В. А. Котов)

·                     Исследовалась природа глобальных пульсаций Солнца. Для этого рассмотрены многолетние измерения Солнца и наблюдения быстрой переменности некоторых внегалактических источников. Показано, что у объектов присутствует периодичность P0 = 9600.61(1) с, причем независимость периода от красного смещения z придает ему статус когерентного космологического колебания, не подверженного эффекту Доплера. Сделан вывод, что P0-пульсация отсчитывает «бег» космического времени Вселенной в понимании Ньютона. Независимость же периода и фазы колебания от взаимного расположения и движения наблюдателя и источника трактуется как проявление квантовых необратимости и дальнодействия света. (В. А. Котов, В. М. Лютый)

·                     Исследовалась природа глобальных пульсаций Солнца а периодом Р0, равным примерно 9600 с. Для этого статистическими методами проанализированы распределения двойных звезд, распределение больших полуосей внесолнечных планет и многолетние измерения быстрой переменности некоторых внегалактических источников. Во всех этих объектах обнаружено присутствие периодичности Р0. Сделан вывод о существовании во Вселенной ньютоновского абсолютного времени. Выдвинута гипотеза, что природа времени неразрывно связана с периодическими P0-флуктуациями вероятности Вселенной, свободными от скорости света `c’. (В. А. Котов)

·                     На основе наблюдений Солнца на телескопе БСТ-1 выдвинуто предположение, что одна из двух глобальных пульсаций фотосферы может индуцироваться планетарным объектом, вращающимся вокруг центра Солнца на среднем расстоянии 0.97R8 (подтверждение и уточнение гипотезы Блинникова и Хлопова, 1983; R8 – радиус Солнца). Такой невидимый «Фантом» состоит из темной материи и имеет сидерический период обращения 9595.024(24) с. (В. А. Котов)

 

Актуальность

(В.А. Котов)

Изучение поверхности и глубоких недр Солнца усложняется эффектами, связанными с вращением и магнитным полем. Широкие возможности для изучения физических свойств Солнца как звезды, его переменности и природы 11-цикла активности предоставляет переменность Солнца на различных масштабах времени, причем не только магнитного поля – основы большинства активных явлений, но и движений (колебаний) фотосферы. При этом переменность Солнца можно разделить на типы:  а) явления активности: пятна, активные области, вспышки, факелы, сопутствующие процессы и др., б) 11- и 22-летние циклы, в) переменность на шкале более 50 лет, г) переменность, обусловленная солнечным вращением, д) колебания фотосферы.

В изучении Солнца и звезд, солнечного магнетизма до сих пор много нерешенных проблем: 1) объяснение 11-летнего цикла, 2) закономерности в смене полярности поля пятен и полюсов, 3) широтный дрейф зоны пятнообразования, 4) генерация магнитного поля механизмом динамо при участии конвекции и дифференциального вращения, 5) вопросы МГД устойчивости, магнитной диссипации и плавучести, - во взаимосвязи с проблемой генерации поля в глубине Солнца и топологией поля на поверхности, 6)  временные вариации ОМП, 7) влияние магнитного поля на колебания, 8) связь с вращением (особенно в глубине, под конвективной зоной), 9) вынос поля из фотосферы, 10) потеря вращательного момента и влияние поля на эволюцию Солнца.

Особый интерес представляют: 1) полярное магнитное поле и его переполюсовки, 2) т. наз. разбаланс (асимметрия) магнитного поля, измеряемого в фотосфере или межпланетном пространстве: перевес одной полярности над другой в N- или S-полусфере или на всем видимом диске Солнца, 3) дуализм магнитного поля Солнца по отношению к вращению: дифференциальное по широте вместе с явными признаками «твердотельного» вращения, 4) природа глобальных пульсаций фотосферы Солнца.

При изучении магнетизма Солнца большое значение имеют измерения интегрального поля Солнца как звезды. Такие измерения впервые в мире были начаты акад. А.Б. Северным с сотрудниками в КрАО в 1968 г., затем продолжены в пяти других обсерваториях мира. В течение последних 36 лет интенсивно развивается гелиосейсмология, главным стимулом для развития которой явилось открытие в КрАО и в Бирмингеме (в 1974 г.) глобальных пульсаций фотосферы с Солнца с «таинственным» периодом 160 мин. Для этого в КрАО был создан эффективный метод регистрации таких колебаний – дифференциальный («центр минус край») метод измерения лучевой скорости фотосферы с применением солнечного магнитографа с чувствительностью примерно 1 м/с при времени интегрирования 5 мин.

Вариации солнечной светимости L (особенно в УФ-области спектра) важны для Земли и ее климата. После 1979 г. беспрецедентные по точности ( » 0.01%) болометрические измерения сделаны на спутниках. Они показали измерения    » 0.1 – 0.3%, обусловленные пятнами и факелами из-за вращения Солнца, а также измерения на  0.1%, связанные с циклом. Некоторые полагают, что часть вариаций обусловлена глобальными осцилляциями и/или температурными флуктуациями фотосферы, а также малыми изменениями внутреннего строения Солнца и магнитного поля под конвективной зоной.

Эти результаты подтверждают старую точку зрения, что механизм цикла кроется в глубине, чуть ниже основания конвективной зоны, ставя под сомнение динамо-теории, в которых основные процессы МГД протекают в конвективной зоне (и где допускается весьма произвольная корректировка параметров турбулентности). Более привлекательными часть астрофизиков считает теории, в основе которых лежит представление о глобальных колебаниях Солнца, контролируемых магнитным полем.

Важное, но мало изученное явление на Солнце –  магнитная секторная структура, с границами секторов, нарушающими закон Хейла (они пересекают экватор), - существование которых противоречит как динамо-теории, так и феноменологической модели цикла, предложенной когда-то Бэбкоком и Лейтоном. При проникновении в суть секторной структуры главную роль играют, безусловно, систематические измерения ОМП.

 

Новизна

(В.А. Котов)

Основная информация о солнечной поверхности, вращении, цикле и различных явлениях солнечной активности получена на основе изучения характеристик, превышающих «шумы»  (пятна, активные области, вспышки, протуберанцы, волокна и т.д.). Задача Проекта в данной части – исследование очень слабых величин по эффектам Зеемана и Доплера (ОМП и глобальные колебания фотосферы), причем для всего Солнца  - Солнца как звезды, свойства и переменность которого может вскрыть новые, неожиданные его стороны. Речь идет о высокочувствительных и систематических – на протяжении десятилетий – измерений степени круговой (зеемановской) поляризации спектральных магниточувствительных линий ~ 10-5 – 3·10-7, что соответствует измерению магнитного поля (ОМП) ~ 1 – 0.01 Гс, - а также лучевой скорости   » 1 – 0.1 м/с.

 

3. 2       Тонкая структура магнитного поля Солнца

 

3.2.1.    Тонкая структура магнитного поля и поля скоростей  в различных тонкоструктурных образованиях  в активных  и невозмущенных областях на  Солнце.

                                    (Т.Т. Цап)

Характерной особенностью солнечных магнитных полей является их тонкая структура, обнаруженная  впервые   А.Б. Северным в конце  50-ых годов прошлого века. Хотя с тех пор получены обширные данные наблюдений и проведен их анализ, наши знания  о величине напряженности тонкоструктурных элементов магнитного  поля, их морфологии, динамике, эволюции и механизме генерации остаются весьма ограниченными. Причиной здесь является то, что мелкомасштабные элементы магнитного потока не разрешаются пока лучшими современными наземными и космическими телескопами. В тоже время мелкомасштабные концентрации магнитных полей имеют фундаментальное значение для физики Солнца и астрофизики в целом. В частности, выявление физической природы тонкой структуры магнитного поля будет способствовать решению таких фундаментальных проблем астрофизики как установление возникновения поля, выявление механизма нагрева различных структурных образований в атмосфере Солнца, выяснение природы солнечной активности и её влияния на земные процессы.

Считается, что солнечные поля возникают в результате действия механизма динамо  в основании конвективной зоны и, возможно, в солнечной фотосфере. Вместе с тем для решения этой проблемы  необходимо улучшить наши знания  о внутреннем строении Солнца и понять механизм генерации магнитного поля. Помимо этого  весьма важным является  дальнейшее изучение характерных особенностей взаимодействия  между потоками магнитного  поля и плазмы. Наличие или отсутствие  систематического движения плазмы внутри силовых трубок  или их окружении является критически важным  для понимания физики силовых трубок магнитного поля, факелов, сетки.

  За отчетный период было продолжено дальнейшую обработку и анализ обширных измерений магнитного поля,  поля скоростей и яркостей, выполненных с высоким пространственным разрешением (1х1) угл. сек. на двойном магнитографе НИИ КрАО в спокойных и активных областях Солнца. Записи продольных магнитных полей велись одновременно с лучевыми скоростями и яркостями в спектральных линиях , FeI 4808, 5233, 5247,5253, 5250, 6302, MgI  5184. Наибольшее число измерений  продольных магнитных полей было выполнено одновременно в линиях FeI 5250 и 5247. Как выяснилось в дальнейшем, именно эти линии являются наиболее пригодными  для изучения субсекундных магнитных полей   методом  отношения  напряженностей в линиях, предложенным Стенфло, позволяющим  по наблюдениям с умеренным пространственным разрешением извлечь информацию об истинной напряженности поля в маломасштабных магнитных элементах.

Основная идея этого метода состоит в сравнении сигналов магнитографа в двух или более спектральных линиях, которые идентичны во всех отношениях, кроме чувствительности к эффекту Зеемана. Этим требованиям удовлетворяют лучше всего линии нейтрального железа 5250 и 5247, которые принадлежат к одному мультиплету, имеют почти одинаковый потенциал возбуждения  нижнего уровня (разница составляет 0,03 эВ), одинаковые силы  осцилляторов, эквивалентные ширины и отличаются лишь чувствительностью к магнитному полю ( для 5250  g=3, 0   , а для 5247 g=2, 0 ). Обе линии формируются  практически в одних и тех же слоях солнечной фотосферы. При наблюдениях сканировались одни и те же участки вблизи центра диска Солнца в трех различных частях, указанных выше линий, а именно: вблизи центра линий, в средней части контуров и крыльях. Размеры щелей обеих фотометров были одинаковы. Для каждой пары записей определялось отношение между напряженностями продольных полей Н в данных линиях – k = Н (5250)/ Н(5247).

Все измеренные отношения  отчетливо показали, что напряженность поля, измеренного в линии 5250, всегда меньше, чем  в линии 5247 и величина отношения напряженностей  убывает по   мере приближения  щелей магнитографа к ядру линий.    

  В результате сопоставления наблюдаемого и вычисленного в рамках теории переноса излучения Рачковского хода отношения сигналов магнитографа k установлено, что имеется  хорошее согласие между данными наблюдений и вычислений для двухкомпонентной  модели магнитного поля – комбинации сильного и слабого магнитных полей. Кроме того, наилучшая ннтерпретация наблюдений достигается, если напряженность фонового поля тем выше, чем больше фактор его заполнения. Найдено,   что напряженность  мелкомасштабных элементов сильного поля локализованного главным образом на границе сетки спокойного Солнца составляет 1200 – 1500Гс  в предположении прямоугольной формы профиля напряженностей. Напряженность слабой компоненты поля близка к 4 Гауссам (Д.Н. Рачковский, Т.Т. Цап, В.Г. Лозицкий).

  Показано, что килогауссовый диапазон напряженностей  в мелкомасштабных силовых трубках следует не только из классического метода  отношения линий, но также из других старых и новых методов (Т.Т. Цап, В.Г. Лозицкий).

  Рассмотрено детально проблему диагностики мелкомасштабных полей вне солнечных пятен с характерным размером Ј 50км. Показано, что заключения Семеля а также Зирина и Камерона о субкилогауссовом диапазоне напряженностей в таких полях являются  не убедительными. Отмечено также, что неучет нелинейности калибровки сигналов поляризации для спектральных линий с большим фактором Ланде и формы бокового профиля элементов поля приводит  автоматически к понижению измеренных напряженностей.   

Приведены дополнительные аргументы свидетельствующие о том, что силовые трубки с килогауссовой напряженностью наблюдаются не только в активных, но и спокойных областях на Солнце (Д.Н. Рачковский, Т.Т. Цап, В.Г. Лозицкий).

  Выполнено сравнительную диагностику мелкомасштабных магнитных полей в солнечной вспышке  и спокойных областях на Солнце. Получено, что величина поля  в мелкомасштабных структурах во вспышке на 400 – 500Гс превышает напряженность

тонкоструктурных элементов поля невозмущенных областей (В.Г. Лозицкий, Т.Т. Цап, О.Б.Осыка).

Как указано выше, за отчетный период проведено также новую обработку и анализ одновременных измерений магнитного поля и поля скоростей, полученных с высоким пространсвенным разрешением на двойном магнитографе в спокойных областях вблизи  центра диска Солнца.

Выполнен критический анализ существующих методов разделения

конвективных и колебательных движений в солнечной атмосфере и показано, что существующие методики требуют дальнейшего усовершенствования.     

Напомним, что основная  трудность в определении направленных вверх и вниз движений плазмы в магнитных элементах состоит в том, что они переналагаются со скоростями   5 – минутных колебаний и могут размазываться гранулярными движениями. Для подавления 5 - минутных колебаний обычно усредняют, полученные  в течение определенного интервала изображения. Очевидно, что трудно переналагать снимки полученные друг за другом с целью исключить влияние 5 – минутных колебаний, так как мелкие детали никогда не будут находиться в одном и том же месте. Возможны  также быстрые изменения структуры магнитных элементов и связанного с ними поля скоростей. К тому же, как известно, 5- пульсации не являются стационарными и т. д.

Для того, чтобы выявить конвективную составляющую скоростей нами предложили метод, идея которого заключается в том, что по одновременным измерениям магнитных полей и лучевых скоростей мы определяли  в местах максимальной напряженности в каждом из магнитных элементов величину и  направление лучевой скорости в точках пиковой напряженности в элементах магнитного поля. Затем по всем измерениям строили  частотное распределение появления скоростей в точках пиковой напряженности в элементах магнитного поля. Очевидно, что при большом числе случаев, скорости пятиминутных колебаний   регистрируются при нашей методике записи с одинаковой вероятностью с всевозможными фазами и амплитудами. Поэтому при достаточно большом числе измерений составляющая скоростей пятиминутных колебаний  будет равна нулю. Анализ указанных выше частотных  распределений убедительно показал, что конвективные движения в магнитных элементах очень подавлены и не превышают 20 – 30м/с. Эти результаты накладывают существенные ограничения на существующие механизмы  формирования маломасштабных элементов магнитного поля и физическую природу супергранул.  

  Результаты указанных выше исследований дают основание заключить:

·         Супергранулы, в отличие от грануляции, нельзя пока объяснить в рамках модели тепловой ячеистой конвекции и физический механизм супергрануляции не понятен.

·         Опускание плазмы  в области магнитных элементов не играет решающей роли в процессе их коллапса и удержания. Магнитные поля высокой напряженности на границе сетки всплывают в основном снизу.

·      Амплитуда  колебаний акустических мод, в местах локализации ярких узелков в хромосфере, подавлена и поглощение ударных волн не является определяющим механизмом нагрева   хромосферы  

.

3.2.2.  Быстрые изменения магнитного поля солнечного пятна  по данным одновременных измерений в КАО и КрАО

( Н.И. Лозицкая, В.М. Малащук, Н.Н. Степанян)

 

Сопоставлены и проанализированы результаты измерений магнитного поля в солнечных пятнах, выполненные визуальным методом в Астрономической обсерватории Киевского национального  университета имени Тараса Шевченко и  в НИИ « ФГБУН КРАО РАН».

Быстрые осцилляции магнитного поля солнечного пятна изучены на материале визуальных измерений Зееман-эффекта в линиях FeI 525.02 и FeI 630.25 в тени наибольшего пятна активной области  NOAA 10953. В течение 27 и 28 апреля 2007 г.  выполнено около 600 измерений на солнечных телескопах Киевской и Крымской обсерваторий, причем 112 измерений сделаны одновременно с точностью до минуты на обоих инструментах. Обработка временных рядов с помощью вейвлет-, спектрального Фурье- и автокорреляционного анализа показала существование периодов в 6-7 мин и 14-16 мин, их амплитуды равны 2±1 сТл и 3±1 сТл, соответственно.

На рисунках 1a, 1c, 2a, 2c виден квазипериодический характер колебаний магнитного поля пятна. Наиболее заметны 6-7 -минутные и 12-15 -минутные периоды. Временные участки „пропадания” осцилляций могут быть обусловлены как ухудшением качества изображения и дискретностью измерений (по техническим причинам бывали перерывы в измерениях на 1-3 минуты), так и реальными процессами в пятне.

Фурье-анализ временных рядов проведен в окне исследуемых периодов 4-20 мин. По спектрам мощности найдено, что амплитуда 12-14-минутных колебаний равна примерно 3 сТл, а 6-7-минутных – около 2 сТл. Ошибка определения амплитуды не превышает 1 сТл.

 

    Рис.3.1. Ряды измерений магнитного поля солнечного пятна 27 апреля 2007 г и их вейвлет-анализ по данным КрАО и КАО с 7 час 17 мин до 11час 06 мин UT (a, b) и КАО с 11час 07 мин до 14 час 56 мин UT (c, d).

 

    Рис. 3.2. Ряды измерений магнитного поля солнечного пятна 28 апреля 2007 г. и их вейвлет-анализ по данным КрАО с 6 час 07 мин до 7 час 36 мин UT (a, b) и КАО с 7 час 32 мин до 9 час 08 мин UT (c, d).

 

          Рис.3.3. Спектральный анализ ежеминутных значений магнитного поля солнечного пятна, измеренных в двух обсерваториях.

          Возможно, причина расхождения не в используемой технике измерений, а в длительности наблюдений. Если колебания происходят “цугами”, на что указывают вейвлет-диаграммы и некоторые автокорреляционные функции, для их регистрации необходим достаточно длительный интервал (2-3 час) наблюдений вектора магнитного поля значительной части ядра крупного пятна.

Продолжение   по теме «СФЕРА» 2007-2009 г.г. следует