Күндегі және планета аралық кеністіктегі бейстационар процестердің мультифракталдық сипаттамалары

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Дипломдық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 65 бет
Таңдаулыға:

КҮНДЕГІ ЖӘНЕ ПЛАНЕТА АРАЛЫҚ КЕНІСТІКТЕГІ БЕЙСТАЦИОНАР ПРОЦЕСТЕРДІҢ МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ

ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС

Тақырыбы: «КҮНДЕГІ ЖӘНЕ ПЛАНЕТА АРАЛЫҚ КЕҢІСТІКТЕГІ БЕЙСТАЦИОНАР ПРОЦЕСТЕРДІҢ МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ»

РЕФЕРАТ

Дипломдық жұмыс 63 беттен, 63 формуладан, 38 суреттен, 30 қолданылған әдебиеттер тізімінен тұрады.

Термин сөздер: күн белсенділігі, күн жарқ етуі, факель, протуберанц, күн дағы, информациялық энтропия, фрактал, мультифрактал, рекуренттік процесс.

Жұмыстың өзектілігі: Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары энергиялы бейстационар процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды. Күн белсенділігінің табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің себептерін айқындау теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып табылады. Расында да, күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы факторлар әсер ететіндіктен, оның динамикасы өте күрделі сипатқа ие болғандықтан, осы күнге дейін КБ табиғатына байланысты көптеген сұрақтар әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса, күн белсенділігінің өзгермелілігі планетааралық кеңістікте, Жер магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті мен қойнауында түрлі процестерді қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауа райы мен глобальды климаттың ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық белсенділікке әсер етуі мүмкін, т. с. с.

Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды жасауға болады.

Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.

Зерттеу әдістері WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.

ГЛОСАРИЙ

Күн белсенділігі (КБ) - күн атмосферасындағы және оның жоғарғы бетіндегі бейстационар энергиялардың бөліну құбылыстарының жиынтығы.

Факел - Фотосферада өзін қоршағаннан көрі жарықтау аймақтар да бақыланады, олар шырақтар (факелдер) деп аталады. Олар көптеген жіңішке жолақтар, жарық нүктелер мен түйіншектерден (факелдік түйіршіктерден) тұрады. Факелдердің пайда болуы да магнит өрісімен байланысты.

Күн дағы - Күн бетінде жиі дақтар көрінеді. Телескоп арқылы жарықтау ала көлеңкемен қоршалған қараңғы овалды (оны дақ көлеңкесі деп атайды) айыруға болады. Дақтың сипатты өлшемі ≈ 35000 км, көлеңкесі шамамен екі есе кіші болады.

Протуберанец - сиретілген тәжде ¹ / ₃ дейін жайылып жататын, не қозғалатын салыстырмалы суық және тығыз (n = 10 ¹⁰ -10 ¹¹ см- ³ . Т ~ 10 ⁴ K. ) газ бұлттары болып табылатын күн протуберанецтер де оранласады. Олардың пішіні таң қаларлық болады (диффуздық түзілістер, доғалар, воронкалар, т. с. с. ), оларда өте күрделі түрдегі қозғалыстар бақыланады.

Күн желі бимодиальды сипатқа ие, ол баяу, тыныш және тез, жылдам ағындардың қоспасы.

Тыныш күн желі - тәждік стриммерлардың үстіндегі күн плазмасының тұрақты ағыны. Тыныш күн желінің жылдамдығы 300 - 500 км/с, тығыздығы 10 - 15 см ^-3 .

Қысым - күн желі плазмасының жылдамдығы мен тығыздығы көбейтілген шама және төмендегідей формуламен өрнектеледі

Р= 1. 6726 · 10 ^-6 · n · V ² ,

мұндағы Р - қысым [нПа], n - бөлшектердің тығыздығы [см ^-3 ], V - бөлшектердің жылдамдығы [км/с] .

Күн желінің квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағыны тәж тесігінің бетінде бақыланған рекурентті геомагнитті ауытқуына жауап береді. Мұнда жылдамдық 700 - 1000 км/с дейін өскен, тығыздық түскен (3 - 4 см ^-3 ) . 27 - күн периодты рекуренттік ағындар бұрын М - аймақ (осыдан күн желінің М - аймағы) деп аталатын Күннің белгілі аймақтарымен байланыстырылған, ал қазір оны тәж тесігі деп атайды.

Күн белсенділігінің минимумында күн желінің осы екі ағыны кеңістікте екіге бөлінеді: Күн желінің стриммеры мен тыныш ағыны экватор жаықтығына жақын бақыланады, ал тәж тесіктері 70 ° жоғары полюстарға қарай ығысқан. Осы көрініс орбитасы эклиптика жазықтығының үстінен өткен KA ULISUS бақылауларынан көре аламыз.

Дегенмен тәж тесіктері негізінде полюст орналасқан болса да, бірақ магниттік белсенділікке экватордан полюсқа созылған тәж тесіктері әсер етеді. Әсіресе олардың белсенділігі циклдың құлау мезетінде артады.

Жылдамдығы үлкен ағын баяу ағынға жеткен жерінде соққы толқыны пайда болады, онда бөлшектердің тығыздығы және магниттік өрістің кернеулігі ағынның басқа бөліктеріне қарағанда жоғары. Жоғары жылдамдықты күнжелінің рекурентті ағыны Күнді бірнеше 27 - күн айналғанға дейін болғандықтан және бойлық бойымен таралған 2 - 4 ағындар біруақытта өмір сүретін болғандықтан күн желінде бінеше фронтты секторлы құрылым деп аталаты құрылады, олар Жерге жеткенде рекурентті магниттік ауытқуды тудырады - суббурь немесе бірыңғай магниттік борандар түрді.

Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар - құрылу құрылымының аз уақытты және күрделілігіне байлансты, спорадикалы магнитосфералық жауапты, және оларға үлкен магниттік борандар байланысты.

Спорадикалы ағында күн желінің жылдамдығы 1200 км/с; артқы фронтта және оның алдында соққы толқыны пайда болады, мұнда энергиясы бар бөлшектрдің үдетілуіне алып келетін көптеген процесстер жүреді. Ұзақ уақыт бойы күн желіндегі спорадикалы ағындар күн жарқ етуімен түсіндіріледі деп есептелген, ал қазіргі уақытта көзі ретінде массаның тәждік тасталындысын (CME, Coronal Mass Ejection) қабылдайды, дегенмен күн жарқ етуінің әсер етуін толығымен алып тастауға болмайды.

Планетааралық кеңістіктік - күн желінің плазмасы үлкен өткізгіштікке ие болғаны соншалық планетааралық кеңістікте күн тәжінің магнитті күштік сызықтары онымен планетааралық кеңістікке шығарылады. Плазманың динамикалық қысымы магниттік қысымнан (немесе энергияның тығыздығы) әлдеқайда жоғары, соның салдарынан магниттік өріс Архимед спиралы түрінде созылады.

Фрактал - геометриялық обьект сызықтар, жазықтықтар, қатты бөлшектенген формадағы кеңістік денелері және олардың өзіне тән қасиеттері бар. Фрактал сөзі латын тілінен аударғанда «fractus» бөлшек деген мағынаны білдіреді.

МАЗМҰНЫ

КІРІСПЕ 6

1 МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ 7

Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер 7

1. 2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі 8

1. 3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер 8

1. 4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер 12

1. 5 Күндегі жарқ етулер 13

1. 6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері 16

1. 7 Үлкен гелиоцентрлік қашықтықтардағы күн желі 22

1. 8 Күндегі белсенді аймақтардың мультифракталды қасиеттері 28 2 КҮРДЕЛІ СИГНАЛДАРДЫ ТАЛДАУДЫҢ ЖАҢА ӘДІСТЕРІ 34

2. 1 Информациялық энтропия туралы түсінік 34

2. 2 Фракталдар мен мультифракталдар 36

2. 3 Фракталдық өлшемділік 37

2. 4 Корреляциялық өлшемділік 38

2. 5 Мультфракталды спектрлік функция F( α ) 39

2. 6 Күрделі жүйелер динамикасын айқындаудың Таккенс әдісі 41

3 НӘТИЖЕЛЕР ЖӘНЕ ОЛАРДЫ ТАЛДАУ 45

3. 1 Эксперименттік мәліметтер 45

3. 2 Күн белсенділігін Паккард-Таккенс әдісімен зерттеу нәтижелері 47

3. 3 Күн белсінділігін рекурренттік талдау әдісімен зерттеу нәтижелері 54 ҚОРЫТЫНДЫ 61

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ 62

КІРІСПЕ

Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары энергиялы бейстационар процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды. Күн белсенділігінің табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің себептерін айқындау теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып табылады. Расында да, күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы факторлар әсер ететіндіктен, оның динамикасы өте күрделі сипаттқа ие болғандықтан, осы күнге дейін КБ табиғатына байланысты көптеген сұрақтар әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса, күн белсенділігінің өзгермелілігі планетааралық кеңістікте, Жер магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті мен қойнауында түрлі процестерді қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауы райы мен глобальды климаттың ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық белсенділікке әсер етуі мүмкін, т. с. с.

Күн белсенділігінің білінулері болып табылатын барлық құбылыстар (күн дақтары, хромосфералық жарқ етулер, протуберанецтер, т. б. ) Күн қойнауындағы магнит өрістерінің күн бетіне шығуымен байланысты болатыны жақсы белгілі. Сондықтан бұл зерттеу WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.

МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ

1. 1 Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер

Күн атмосферасындағы Күн дақтары, факелдер, флоккулдар, протуберанецтер, хромосфералық жарқ етулер және де сол сияқты құбылыстар КБ - нің білінулері болып табылады. КБ - нің білінулері Күндегі бейстационар процесстерге жатады. Олардың барлығы Күн плазмасының магниттік қасиеттерімен тығыз байланысты. Белсенді аймақтардың көрінулері үнемі кейбір фотосфера аймақтарындағы магнит ағындарының біртіндеп ұлғаюымен басталады да, сәйкесінше хромосферадан кейін сутегі мен кальций сызықтарының жарықтылығының өскені бақыланады. Осындай аймақтар флоккулдар деп аталады. Шамамен Күн фотосферасындағы осындай аймақтан (яғни кейбір тереңдіктерде) тағы да ақ жарықты - факелді байқауға болады. Энергия артқан сайын, магнит өрісінің кернеулігінің бірнеше ондаған эрстедқа дейін өсуі факел және фоккул аймақтарында көрінеді.

Белсенді аймақтардағы флоккулалар көрінгеннен 1-2 күннен кейін Күн дағында көрінерлік кішкентай қара нүктелер - бос қуыстар пайда болады. Олардың көбі тез арада жоғалып кетеді, тек кейбір бос қуыстар 2 - 3 күн ішінде үлкен қара түрге айналады. Күн дағының өлшемі бірнеше ондаған мың километрге жетеді және бөлшектің қараңғы орталығында - көлеңкелер және талшықты ала көлеңкелер түзіледі. Дақтың негізгі маңыздылығы - оларда көлеңке аймағының кернеулігі ең үлкен бірнеше мың эрстедке жететін күшті магнит өрісінің бар болуы . Тұтастай алғанда хромосфералық тордың бірден немесе бірнеше ұяшықтарын түгелімен толтыратын барлық дақтың магнит өрістерінің күш сызықтары фотосфераға түтік арқылы кіретіндей көрінеді. Түтіктің жоғарғы бөлігі кеңейңді де, ондағы күш сызықтары шашырайды. Сондықтан көлеңкенің айналасында магнит өрісінің күш сызықтарына горизонтқа жақын бағыттыр алынады. Дақтағы толық қосынды қысым магнит өрісінің қысымымен және қоршаған фотосфераның қысымымен теңеседі, сондықтан дақтағы газ қысымы фотосферадағы қысымнан әлде қайда аз болады. Деседе магнит өрісі дақ ішінде кеңейген болады. Сонымен қатар магнит өрісі жоғары тереңдіктен энергияны тасымалдайтын газдың конвективті қозғалысын жылдамдатады. Осының әсерінен дақ аумағында температура шамамен 1000 Кельвинге кіші болады. Дақ күн фотосферадағы салқын және магнит өрісі шырмалған шұңқыр сияқты.

Дақтардың көп бөлігі, екі үлкен даққа бөлінетін бүтін топтардан тұрады. Үлкен емесі біреуі батысқа қарай, ал басқа кішірегі шығысқа қарай орналасады. Олардың арасында және айналасында ұсақ дақтардың көпшілігі жиі болады. Дақтың осындай тобы биполярлы деп аталады, себебі екі үлкен дақтың магнит өрісінің полярлығы әрқашанда қарама - қарсы. Олар бір - бірімен терең қабаттарда бақыланбай қалған, фотосфера астынан сүзіп алынған, аса ірі тұзақтар түріндегі магнит өрісі күш сызықтарынаң түтіктерімен байланысқандай көрінеді. Магнит өрісіндегі дақтардың фотосферадан шығуына сәйкес келетін күш сызықтары солтүстік поляр, ал фотосфераға кері кіретін күш сызықтарының аумағы оңтүстік поляр болып табылады.

КБ-нің ең күшті білінуі - ол жарық етулер. Олар хромосфера мен тәжге салыстырмалы үлкен емес аймақта өтеді және дақ топтарының бетінде орналасады. Жарық етудің маңыздылығы - ол күн плазымасының кенет ығысуынан жарылыс пайда болады. Ығысу магнит өрісінің қысымы астында өтеді және бауға немесе шиыршықталған ұзын плазмаға айналады. Оның ұзындығы он тіпті жүз мыңдай километрді құрайды. Ерекше жарылыс кезінде, жалпы энергия санының күшке тәуелділігі 10 ²³ нен 10 ²⁵ Дж құрайды. Жарық ету аймағының ортасындығы 1гр. заттың энергия бөлу қуаты тұтас күндегі 1гр заттың энергия бөлу қуатынын 10 есе көп. Бұл дегеніміз, жарық етудің энергия көздерін Күннің барлық энергия көздерінен айыруға болады. Физикалық құбылыстарда, жарық етудің пайда болуының әлі толық зерттелмеуі олардың электромагниттік қасиеті екені анық. Негізгі шиыршықталған жарық ету әдетте магнит өрісінің нейтралды күш сызықтарының бойымен таралады - әр түрлі полярлы аймақтарға бөлінуімен бағытталған. Кейбір шарттарды орнықсыздық пайда болып, магнит өрісі нейтралды сызықтар маңына қатты жақындайды да, бір - біріне бірігіп жойылады.

1. 2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі

Супергранулалар қарапайым гранулаларға ұқсас конвектиті табиғатқа ие, бірақ көрінерліктей өте үлкен өлшемге (шамамен 35 000 км) ие. Фотосферада көрініп тұратын гранулаларға қарағанда, супергранулалар бізге қозғалып келе жатқан заттан келетін жарықтың толқын ұзындығының осі бойынша көк жағына ығысады, ал бізден шыққан сәулелену қызыл жаққа қарай ығысуына сәйкес, өзі Доплер эффектісі бойынша көрінеді. Сонымен қатар супергранулалар толығымен Күннің бетін жауып тұрады және үздіксіз дамиды. Жеке супергранулалар бір немесе екі күн өмір сүреді және өмір сүрудің өтуінің орташа жылдамдығы шамамен секундына 0, 5 км. Супрегрануланың ішіндегі плазманың конвективті ағыны ұяшықтардың шетіне қарай магниттік өрістердің жолдарын, мұнда бұл өріс хромосфералық торды құрайды.

1. 3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер

Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын көреміз. Осы гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің бейнесінен көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын күн беті жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың шоғыры ретінде көрінеді. Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын көреміз. Осы гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің бейнесінен көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын күн беті жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың шоғыры ретінде көрінеді. Олардың өлшемдері әртүрлі және орташа алғанда ≈ 700 км. Оған қоса, осы суретті жақсылап қарағанда қара контурларда көптеген жарық нүктелер табылған. Осы жарық нүктелердің пайда болып, жойылуы Күннің магниттік циклына тәуелді. Олар Күннің бетінде әрқашанда бар және күн дақтарымен байланысты емес. Алайда жарық нүктелер магниттік өрістердің өскен тығыздығының аймақтары болып шықты. Және де осы нүктелердің жарық болуы магниттік өрістің қысымынан фотосфера қабатының астында ыстығырақ және тереңірек қабаттардың бар болуымен түсіндіріледі. Күн экваторынан шамамен ± 30 алшақ аймақта, грануляцияның тыныш қалпынан басқа, күн дақтары мен факел бақыланады.

1. 1 сурет - Күннің бетіндегі фотосфера қабатындағы күн гранулалары

Күн дағы бізге Күндегі бейстационар процесстердің көрінерліктей үлгісін береді. Ең алдымен ол олардың қарқынды дамуы. Басқа жағдайда фотосфераның “таза” жерінде үлкен дақтың немесе дақтардың үлкен тобы пайда болуына екі - үш күн ғана қажет болады. Ереже бойынша олардың дамуы баяу жүреді және үлкен топтар максимумға 2 - 3 аптадан кейін жетеді. Кішкентай дақтар мен топтар апта бойына пайда болып және жойылып кетеді, ал сол уақытта үлкен дақтар бірнеше айлар бойы бар болады. Бір дақ белгілі, ол 1, 5 жыл бар болған. Жартылай көлеңкесі әлі кішкентай дақ пайда болған кезінде онда ары қарай талшықты түрге енетін фотосфералық грануляция Ганский, Тиссен) көрінеді; талшықтар гранулаларға қарағанда тұрақтырақ. Дұрыс пішінді дөңгелек дақ күн шетіне қарай жақындағанда, ол бізбен проекцияда бақыланады және оның ендігі күн дискісінің радиусына бағыттас қатты кеміген ( пропорционал; 8 суретті қараңыз) . Сол кезде жиі Вильсон эффектісі деп аталатын бақыланады, ол диск шетіне қарай дақтың жартылай көлеңкесі жақсы көрінуімен және диск центріне қарай қаратылған жағынан күшті қысқартылуымен түсіндіріледі. Осындай құбылыс күндағының күн дағының конустық жиырылатын қабырғларымен аса ірі тереңдеуіне геометриялық үйлесіміне рұқсат етеді. Бірақ осы жағдай барлық дақтардан табылмайды. Негізінде дақтар тобы гелиографиялық бойлық (кейбір жағдайларда - 20° дейін және көп) бойынша созылған. Мұнымен бірге күн дағының тобында жиі Күн бетінде аз ғана өзгеше жылдамдыққа ие бөлек жартылай көлеңкелі екі өте үлкен ірі дақтар бақыланады. Шығыс дақты жетекші, ал батыс дағын келесі(артынан жүруші) деп атайды. Жиі осындай қос құралуға бейім бөлек дақтарда бақыланады, көп кішкене дақ - серіктері бар топтарда құралмайды. Дақтың әр түрлі орындарында және оған дейінгі әр түрлі көру бұрышында әр түрлі спектральды сызықтар бойынша сәуле жылдамдықтарын бақылау дақтың жартылай көлеңкесінде күшті (3 км/с) қозғалыстардың бар екенін - оның тереңірек бөліктерінде заттың жайылуын және заттың үлкен биіктікпен ішіне ағылуын көрсетеді. Соңғысы спектрогелиограммада сәулесінде дақтардың үстінде білінген қатты жел құрылымымен дәлелденеді. Осы желдердің бағыты Күннің солтүстік және оңтүтік жартышарларында қарама қарсы және жалғыз дақтарда Кориолис күші қалай ауытқытатына қарай сәйкестендіріліп заттың ағытылуын көрсетеді. Әдетінше жартылай көлеңкенің сыртқы жағында жүйелі қозғалыс та бақыланбайды.

Жоғарыда айтып кеткеніміздей, күн дақтары күшті магниттік өрістеріне ие. Кернеулігі 1000 - 2000 Э қалыпты болып табылады, ал бір топта 1942 жылдың ақпаннының аяғында кернеулігі 5100 Э өлшенді. Дақтың ішіндегі магниттік өрістің бағытын және кернеулігін толық зерттегенде дақтың центрінде магниттік күштік сызықтар дақтың осі бойынша (жоғары немесе төмен) жүретінін, ал дақтың шетіне қарай жақындауынан олардың нормальдан бетке қарай ауытқитынын, жартылай көлеңкенің шетіне қарай 90° жақын, көрсетті. Сол кезде магниттік өрістің кернеулігі максимумнан нөлге жуық түсіп кетеді.

Дақтың өлшемі үлкен болған сайын, әдеттегінше оның мгинтті өрісі де күштірек, бірақ ірі дақ максималды өлшемдеріне жеткеннен кейін кішірейе бастайды, оның магниттік өрісінің кернеулігі өзгеріссіз қалады, ал ал толық магниттік ағын дақтың ауданына пропорционал кемиді. Оны былай түсіндіреміз, дақ беттң астында ұзақ уақыт бар болатын агниттік өрісті тек қана сыртқа шығаруға себепші болатындай. Айтылған сөздер сонымен қатар магниттік өріс дақ жоқ болып кетсе де жоқ болып кетпейді, бірақ ол дақтың болған аймағында бола береді және тура сол аймақта қайта пайда болған дақта қайтадан күшейеді. Мұнда перманентті факелдық өрістрдің болуы, сол жерде тұрақты белсенді аймақтар бар екенін көрсетеді.

Екі үлкен дақты топтарда бастапқы және келесі (артынан жүріп отырушы) дақтар қарама қарсы магниттік полярлыққа ие, осындай топтарды униполярлы топтарға қарама қарсы, оған жалғыз дақтарды жатқызады, биполярлы деп атауға болады. Дақтарда минус немесе плюс полярлықтары ретсіз араласып кеткен күрделі топтар да болады. Күн дамуының әрбір циклында дақтың бастапқының және келесінің полярлықтары солтүстік және оңтүстік жартышарларда бір біріне қарама қарсы. Егер Күннің солтүстік жартышарында бастапқы дақтың полярлығы солтүстік (N), ал келесінікі - оңтүстік (S) болса, онда сол уақытта оңтүстік жартышардың батапқы дағының полярлығы - S, ал келсінікі - N болады. Мынадай сирек дақтарда, экватормен қиылысатын, солтүстік және оңтүстік жартышарларда полярлығы қарама қарсы. Бірақ күн қызметі циклінің аяқталуымен, оның минимумы басталған кезінде, әрбір жартышарда биполярлы топтағы дақтарда магниттік өрістіліктің таралуы қарама қарсы бағытта өткен циклда болғанына өзгереді. Осы маңызды шындық Хэйл өзінің қызметкерлерімен 1913 жылы орнатты.

Дегенмен Күннің жергілікті магниттік өрістері өте күшті болады, оның жалпы магниттік өрісі өте әлсіз және күн өрістерінің минимумды жылдарында ғана жергілікті өрістерде әрең көрінеді. Одан басқа, ол өзгереді. 1953 - 1957 жылдарында оның кернеулігі 1 Гс индукциялы дипольға сәйкес, белгісі Жер магниттік өрісінің белгісіне қарама қарсы болған, ал дипольдің осі айналу осімен ұқсас болған. 1957 жылы өрістің белгісі Күннің оңтүстік полярлы облыстарында кері өзгерді, 1958 жылдың соңында - солтүстікте. Соңғы рет өрістің белгісінің өзгеруі 1970 - 1971 жж. бақыланған.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.