WWW.PROGRAMMA.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Учебные и рабочие программы
 


Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 17 |

«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2010 ТРУДЫ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной ...»

-- [ Страница 4 ] --

Рис. 3. Временной ход скользящих коэффициентов корреляции (T = 11 лет) между приземным давлением и числами Вольфа и спектры Фурье коэффициентов корреляции:

а, б для зональных значений давления; в – для значений давления в областях формирования циркумполярного вихря и полярной фронтальной зоны в Северной Атлантике.

0.8 С 0.4

–  –  –

Сопоставление временного хода коэффициентов корреляции в высоких широтах с изменениями повторяемости основных форм крупномасштабной циркуляции по классификации Вангенгейма-Гирса [3] показывает (рис.



4а,б), что смена знака эффектов СА/ГКЛ в начале 80-х гг. может быть связана с резким преобразованием режима макроциркуляции. В тот же период наблюдались изменения в эволюции глобальных магнитных полей на Солнце [4] и N-S асимметрии 11-летних циклов [5]. Также следует отметить, что периоды положительной корреляции давления с числами Вольфа совпадают с периодами уменьшения повторяемости меридиональной формы С и наоборот, при этом в спектре частоты повторяемости данной формы также обнаруживается доминирующая гармоника ~60 лет (рис. 4в).

Таким образом, результаты исследования показывают, что пространственная структура эффектов СА/ГКЛ определяется их влиянием на эволюцию основных элементов крупномасштабной циркуляции атмосферы (циркумполярный вихрь, планетарная фронтальная зона, циклоны и антициклоны). Наблюдаемая 60-летняя периодичность эффектов СА/ГКЛ обусловлена, по-видимому, сменами эпох макроциркуляции атмосферы, которые в свою очередь могут быть связаны с процессами на Солнце.

Работа частично поддержана программой ОФН Y1-15 и грантами РФФИ 07-02-00379, 09-02-00083, 10-05-00129.

Литература

1. Kalnay, E. et al. // Bull. Amer. Meteorol. Soc., 1996, 77, 437-472.

2. Mean Sea Level Pressure, Climatic Research Unit, UK, ftp://ftp.cru.uea.ac.uk.

3. Вангенгейм Г.Я. // Труды Арктич. научно-исследоват. института, 1952, 34, 314 с.

4. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д. // Письма в Астрон. Журнал, 2009, 35, 279-285.

5. Наговицын Ю.А. // Известия ГАО, 1998, 212, 145-153.

A.F. Ioffe Physical-Technical Institute, St.-Petersburg, Russia Changes of the photospheric magnetic field are studied using Kitt Peak synoptic maps for 1976-2003. Wide range of magnetic fields correspond to various manifestations of the solar activity. Magnetic fields of different magnitudes display either 11-year or 22-year periodicity. Latitudinal distribution of magnetic fields changes sharply according to the field magnitude.

Различающиеся по величине группы магнитных полей соответствуют различным проявлениям активности Солнца. Солнечные пятна, полярные факелы и другие явления имеют различные временные и пространственные характеристики [1–3]. Нами на основе синоптических карт Китт Пик были рассмотрены распределения фотосферных магнитных полей по поверхности Солнца и их временные изменения (1976–2003 гг.).

Наряду с общим магнитным потоком, раздельно рассматривались временные изменения магнитных полей разной величины (B 10 Гс и B 100 Гс). На рис. 1а приведены изменения положительного и отрицательного потоков для северного полушария по всему интервалу значений магнитного поля. Видно, что потоки обеих полярностей изменяются синхронно, следуя 11-летнему циклу солнечной активности (СА). Очевидно, что в общем потоке определяющую роль играют поля активных областей. Вследствие биполярной структуры этих областей положительный и отрицательный потоки почти компенсируют друг друга. Разность положительного и отрицательного потоков (рис. 1б) изменяется с 22-летним периодом и связана, по-видимому, с глобальным магнитным полем. Смена знака разности происходит вблизи от переполюсовки глобального магнитного поля. Разность максимальна в минимумах СА и имеет ту же полярность, что и глобальное магнитное поле в данном полушарии (знак глобального магнитного поля в северном полушарии указан на рисунке). Для южного полушария были получены те же основные особенности временных изменений.

–  –  –

+ + 0,0

–  –  –

Рис. 1. Потоки фотосферного магнитного поля. Слева – положительный Bpl и отрицательный Bmin потоки: а) все значения магнитного поля; в) сильные магнитные поля;

д) слабые магнитные поля. Справа – разность положительного и отрицательного потоков: б) все значения магнитного поля; г) сильные магнитные поля; е) слабые магнитные поля. Треугольниками отмечены максимумы СА () и минимумы СА (). Черные кружки – переполюсовка глобального магнитного поля Солнца.





Сильные магнитные поля (B 100 Гс) показывают отчетливую 11летнюю периодичность (рис. 1в), причем в период минимума СА магнитный поток падает почти до нуля (в отличие от полного магнитного потока

– рис. 1а, – где в годы минимума становится заметен вклад слабых полей).

Разность положительного и отрицательного потоков для сильных магнитных полей (рис. 1г) также изменяется с 22-летним периодом, как и для полного потока магнитного поля. Однако, если в случае полного потока разность, связанная с глобальным магнитным полем, достигает максимума в минимуме СА и переходит через ноль в максимуме СА, то для сильных полей экстремумы разности приходятся на максимум СА, а переход через ноль происходит в период низкой СА. Следует отметить, что разность близка к 0 в течение нескольких лет около минимума СА (1983–1987 гг. и 1995–1997 гг.). Для сильных полей разность положительного и отрицательного потоков отражает доминирующую роль ведущих солнечных пятен. Знак разности совпадает со знаком магнитного поля ведущих пятен.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

–  –  –

Рис. 2. Гелиоширотное распределение фотосферных магнитных полей разной величины.

Кривые – результат усреднения за 1976–2003 гг.

Для слабых магнитных полей (B 10 Гс) связь с солнечным циклом утрачивается, и остаются изменения только с 22-летним периодом. Положительный и отрицательный потоки развиваются в противофазе (рис. 1д), достигая экстремальных значений вблизи от минимума СА. Разность положительного и отрицательного потоков ведет себя аналогично, причем знак разности меняется в период переполюсовки общего магнитного поля Солнца (рис. 1е). Разность максимальна в минимумах солнечного цикла и имеет ту же полярность, что и глобальное магнитное поле в данном полушарии. Таким образом, слабые магнитные поля непосредственно связаны с глобальным магнитным полем данного полушария.

Различные проявления магнитной активности привязаны в большей или меньшей степени к определенным гелиоширотам. Мы рассмотрели широтное распределение магнитной активности, разделяя поля на группы в зависимости от их величины. Распределение магнитных полей рассматривалось раздельно для следующих групп полей: 0–5 Гс, 5–20 Гс, 20–100 Гс и B 100 Гс. В каждом пикселе синоптической карты значение магнитного поля заменялось на 1 или 0 в зависимости от того, укладывается величина В в один из указанных интервалов или нет. Подготовленные таким образом синоптические карты, которые содержали в каждом пикселе только 1 или 0, были просуммированы за весь период с 1976 г. по 2003 г. Для каждого интервала значений была получена одна синоптическая карта за весь исследуемый период, т.е. почти за 3 солнечных цикла. Такие синопСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября тические карты показывают области концентрации полей различной величины. Усреднив данные синоптических карт по долготе, мы получили гелиоширотные распределения для указанных групп магнитных полей (рис. 2). Эти распределения показывают процент времени, в течение которого поля данной группы присутствовали на той или иной широте.

Самые слабые магнитные поля 0–5 Гс (рис.2а) избегают как королевские, так и околополярные зоны. Эти поля концентрируются в приэкваториальной зоне 10°, а также от 30° до 60°. Как видно из рис. 2а, на некоторых гелиоширотах слабые поля присутствуют почти 75% времени.

Если рассмотреть значения магнитного поля от 5 до 20 Гс, то они наблюдаются преимущественно на высоких широтах (рис. 2б). На всей остальной части солнечной поверхности такие магнитные поля появляются значительно реже. Что касается полей от 20 до 100 Гс (рис. 2в), а также для сильных полей – больше 100 Гс (рис. 2г), то они занимают королевскую зону. Особенно ярко эти магнитные поля выделяются в диапазоне широт от 10 до 30 градусов.

Для полей 20–100 Гс (рис. 2в) отчетливо видно, кроме области повышенной активности в королевской зоне, также увеличение активности на широтах 70°–80° в каждой из полусфер Солнца. Первая – зона пятнообразования – широты порядка 10°–30°; вторая – околополярная область, зона полярных факелов. Эти результаты согласуются с работами В.И. Макарова [4], где для характеристики высокоширотных областей использовалось число полярных факелов.

Выводы Различающиеся по величине группы магнитных полей соответствуют различным проявлениям активности Солнца. Магнитные поля в зависимости от их величины изменяются с 11-летним или с 22-летним периодом.

Разность положительного и отрицательного потоков всегда изменяется с 22-летним периодом. Для слабых полей 22-летний цикл связан с проявлением глобального поля Солнца. Для сильных полей разность отражает доминирующую роль ведущих пятен.

Пространственное распределение для разных групп полей также существенно различается. Сильные поля занимают две королевские зоны (10°–30°). Средние по величине поля наблюдаются в основном в полярных областях (выше 60°). Слабые поля избегают как королевские зоны, так и околополярные области и концентрируются в приэкваториальной зоне 10°, а также от 30° до 60°.

Литература

1. Miletskii E.V., Ivanov V.G. Astron. Reports 53 (9), 857-862, 2009.

2. Биленко И.А. 2010, настоящий сборник

3. Robrecht E., Wang Y.-M., Sheely N.R., Jr., Rich N.B. Ap.J. 716, 693-700, 2010.

4. Makarov V.I., Makarova V.V. Solar Phys., 163, 267-289, 1996.

A comparisone was made of largescale variations of solar activity with the indeces of creative productivity of Ch. Murrey since 11 AD century. It was revealed, that during Grand Minima this index increases for mathematics and phylosophers [3]. The opposite effect was obtained during longtime Maxima. The influence of Cosmic climate upon cultural dynamics takes place in global scale.

Введение Реконструкция динамики солнечной активности в далеком прошлом [1] и построение индексов социокультурной динамики для больших промежутков времени [2] открывает замечательные возможности для изучения влияния «космического климата» на социальные процессы. Недавно было обнаружено, что экологические изменения, происходящие в эпохи Больших Минимумов солнечной активности в среде обитания, сопровождаются заметным (статистически значимым) возрастанием творческой продуктивности в рациональной сфере [3]. Этот эффект находит свое отражение, в частности, и в том, что Большие Минимумы предшествуют наступлению таких важных событий в культурной эволюции, как появление письменности и возникновение производящего хозяйства. При этом, как оказалось, указанные эпохи не сказываются заметным образом в динамике творческой продуктивности для гуманитарной области.

Для проверки реальности перечисленных закономерностей важно изучить вариации тех же социальных индексов для прямо противоположной экологической ситуации – в эпохи Больших Максимумов солнечной активности. Предварительные результаты такого анализа и являются предметом настоящего сообщения.

Исходный материал и методика обработки В качестве показателей вариаций космического климата использовались реконструированные индексы солнечной активности Наговицына и др. [1]. Можно напомнить, что использованные также индексы творческой «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Важнейшие результаты На рис. 1 Б показан ход творческой продуктивности (суммы рангов за десятилетние интервалы) для представителей изобразительного искусства.

Справа – N – число событий. Для азиатских регионов (гистограмма) и Европы (кружки) ход индексов – однотипный. Если суммировать все данные (кресты), то депрессия в зоне Максимумов значима на уровне Р = 0,05 (шкала для полной суммы рангов R10). Цифры под графиком – средние для данного интервала с их стандартными отклонениями, R – средние индивидуальные рейтинги – для зоны максимумов – уменьшаются.

Рис. 1 В, построенный в этом же формате для литераторов (N = 520), показывает ту же закономерность. Она имеет место также для математиков-философов (Рис. 2 Б), но определенно нарушается для европейских композиторов (рис. 2 А). Рис. 3 показывает аналогичный паттерн, но для совершенно особого случая: здесь показатели для всех творческих специальностей (N = 94) отложены для реперного пункта, найденного для данных Нового Света – пика культурных достижений древних Майя (770±50 г; реальный максимум – 755 г.).

–  –  –

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Наконец, на Рис. 4 статистика творческих достижений для естествознания сверстана для 11-летнего цикла солнечной активности (отдельно для четных и нечетных циклов; использованы годичные числа Вольфа [1]).

Как видно, депрессия творческой продуктивности для эпохи максимума имеет место также для короткой шкалы времени.

Рис. 4.

Обсуждение. Выводы Рис. 2 Б, где для философов-математиков депрессия в эпоху максимумов обнаруживается и для средних индивидуальных рангов, может рассматриваться как подтверждение реальности эффекта Больших Минимумов: для них характерна, напротив, концентрация «гениев» [3]. Зависимость эффекта от типа творческой активности, наиболее явно наблюдается для музыкантов-композиторов и математиков (рис. 2 А, Б), хорошо согласуется с тезисом [3] о различии влияния космических агентов на нейрофизиологические процессы правого-левого полушариев. Рис. 3 является, повидимому, первым прямым указанием на синхронизм социокультурной динамики в Старом и Новом Свете (глобальный характер влияния космического климата на социальную психологию подробно обсуждается в [4]).

Литература

1. Yu.A. Nagovitsyn et al, ESAI database and some properties of solar activity in the past, Solar physics, 2004, v. 224, №, pp. 103–112.

2. Ch. Murray, Human Accomplishment: the pursuit of excellence in the arts and sciences, Harper Collins Publ., NY, 2003, 668 p.

3. Б.М. Владимирский, Большие минимумы солнечной активности и социодинамика культуры, Геофизические процессы и биосфера, 2010 (в печати).

4. Б.М. Владимирский, Космическая погода и глобальные вспышки творческой активности, в кн. Ноосферология: наука, образование, практика, Таврический Университет им. В.И. Вернадского, Симферополь, 2008, с. 306–340.

Quantum superfluid (QS) is a specific sate of matter which is found in cryogenic temperature experiments or in experiments with intensive optical pumping of plasma. QS has an ability to form long-lived spin clusters – structures with magnetic field. Although QS is questionable for the conditions of the Sun, we propose here that QS could appear within specific regions on the boundary of the radiative core. These regions could be conditioned by the endothermic nuclear reaction of decay of 7Li with production of tritium. Spin clusters could be formed locally under quasi-coherent radiative transfer. These spin clusters should start the dynamo in solar convective zone. Total cycle is likely to be modulated by tritium half-live (12.3 yr).

Введение Как известно, магнитные поля на Солнце сосредоточены, главным образом, в активных областях. Формирование полоидального поля последующего цикла в конвективной зоне является одним из проблемных мест кинематической схемы динамо, которое оперирует средними полями. Совершенно не ясно, как усреднять полоидальные магнитные поля предыдущего и следующего циклов, притом, что локальные поля превышают средние на 3 порядка величины. Попытка создать схему динамо, более соответствующую наблюдениям, приводит, с одной стороны, к рассмотрению перколяционных моделей [1], а с другой стороны – к рассмотрению процессов диффузии поля в глубоких слоях Солнца – в тахоклине и в ядре [2– 4]. Существование поля в ядре решило бы ряд последующих модельных трудностей, таких как, например, поддержание дифференциального вращения Солнца [3]. Поле в ядре, однако, не может быть связано с токами или конвекцией, так как конвекция в ядре подавлена лучистым переносом.

Нам представляется разумным, поэтому, рассмотреть в настоящей работе возможность поддержания магнитного поля в ядре не за счет движения плазмы (конвекции), а за счет формирования локальных спиновых кластеров, образование которых связано с локальным охлаждением плазмы эндотермической ядерной реакцией.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Спиновые кластеры Магнитные поля в природе не обязательно обусловлены круговыми электрическими токами. Например, магнитные поля ферромагнетиков обусловлены квантовомеханическим спином внешних электронов атомов, находящихся в кристаллической решетке. Электроны в полупроводниках, выбитые из локализованных состояний циркулярно поляризованным светом, сохраняют свой спин и соответствующее магнитное поле довольно продолжительное время, что дает надежду на разработку сверхбыстрых электронных приборов. В плазме при обычных условиях время сохранения спина чрезвычайно мало. Исключением является космическая разреженная плазма и лабораторная плазма при сверхнизких температурах или интенсивной оптической накачке [5]. Последние эксперименты представляют для нас наибольший интерес, т.к. в них удается замагнитить дейтериевую плазму до полей 2.2 кГаусс, что, как известно, примерно соответствует величине напряженности магнитного поля в солнечном пятне.

Рис. 1. Схема локального формирования «протопятна» на границе лучистого ядра.

Область 1 – продукты эндотермической реакции размываются в конвективной зоне.

Линия 2 – условная изотерма, соответствующая эндотермической реакции. Линия 3 – фигура вращения. Область 4 – место пересечения изотермы и фигуры вращения. Область 5 – продукты эндотермической реакции остаются в ядре.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Предположим, что в ядре, где конвекция запрещена, а химический состав стратифицировался за миллиарды лет, атомы находятся в оптических ловушках. Акты переизлучения в такой ситуации сведутся к перескокам электронов из локализованных состояний в свободные и обратно, что приведет к существованию нескомпенсированной спиновой поляризации и возможности образования спиновых кластеров. Время жизни кластеров, однако, будет зависеть от температуры как ~T-3, и более устойчивая намагниченность сможет существовать при более низких температурах. Хотя температура в недрах Солнца, очевидно, далека от 0, высокое давление и запрещенная конвекция в сочетании с пониженной температурой, возможно, переводят плазму в состояние квантовой супержидкости. Эта логика, в целом, соответствует наблюдаемой более холодной замагниченной плазме солнечных пятен, однако, чтобы подкрепить ее, мы должны найти эффективную эндотермическую реакцию на границе ядра.

Эндотермические реакции Как правило, эндотермические реакции учитывают энергетически в общей цепочке реакций синтеза, который происходит в ядре Солнца, и вклад их невелик. Тем не менее, учитывая стратификацию элементов, мы можем ожидать, что на границе лучистого ядра эндотермические реакции могут внести существенный вклад в кинематику вышележащих конвективных слоев Солнца. Из стандартной модели [6] следует, что на границе ядра выгорают изотопы Li и Be, так что в более высоких слоях преимущественно находятся изотопы водорода.

Наиболее известна эндотермическая реакция превращения лития в тритий при бомбардировке его быстрым нейтроном.

–  –  –

He + 7Li 4He + 4He + T – 2.0 Кинетика этих реакций достаточно сложна, притом что это, очевидно, лишь малая часть реакций, которые могут происходить в системе Li-Be-H.

Общий подход в таком случае может быть заимствован из описания кинетики реакций горения, где эндотермические реакции подавляют экзотермические, например [7]. Колебания в таких системах известны, но в нашем случае существует ряд особенностей, которые определяют кинетику.

Схематическое описание кинетики Вращение Солнца приводит к тому, что поверхность изотермы, которая определяет кинетику реакций и поверхность изогравы (равновесия центробежной и гравитационной сил), которая определяет границу ядра и конвективной зоны, пересекаются по линии (Рис. 1). Низкоширотная окреСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября стность этого пересечения – то место, где продукты и холод, произведенный эндотермической реакцией, накапливается в ядре, в высокоширотной же зоне область существования реакции переносится в конвективную зону, где ее исходные реагенты рассеиваются. Таким образом, когда в месте пересечения накапливается определенная концентрация 7Li, необходимая для запуска реакции, образовавшийся холодный тритий снижает температуру окружающей плазмы, переводя ее в состояние квантовой супержидкости.

Спиновые кластеры намагничиваются противоположно остаточным полям предыдущего цикла по схеме, аналогичной [4]. Магнитное поле на границе ядра замагничивает плазму в конвективной зоне, и она всплывает в виде холодного пятна. Далее продукты более низкоширотной реакции диффундируют к границе ядра и образуют следующие пятна. Остывание плазмы и расход 7Li локально останавливают реакцию. Процесс замагничивания останавливается с распадом охлаждающего агента – трития, имеющего период полураспада 12.3 года.

Выводы

• Предложенный механизм дает непосредственную интерпретацию ряду труднообъяснимых фактов, в числе которых: формирование крупномасштабного полоидального поля в каждом цикле, большая длительность цикла, удержание магнитной силовой трубки под фотосферой перед всплыванием, локальность фотосферных магнитных полей, низкая температура солнечного пятна.

• Необходимо построение численной модели и более детальное описание механизма Работа выполнена при содействии РФФИ 10-02-00391, ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России», а также Государственной программы поддержки ведущих научных школ НШ-3645.2010.2.

Литература

1. Schatten, H. Modeling a Shallow Solar Dynamo. Solar Physics, 225, 3–38, 2009.

2. Dikpaty, M., Gilman, P. A. and K. B. MacGregor. Penetration of dynamo-generated magnetic fields into the sun’s radiative interior. Astrophys. Journal, 638, 564–575, 2006.

3. Kitchatinov L.L., Pipin, V.V., Rdiger G. Turbulent viscosity, magnetic diffusivity, and heat conductivity under the influence of rotation and magnetic field. Astronomische Nachrichten, 315, 157–170, 1994.

4. Гудзенко и др. Модель циклической активности Солнца. Тр. ФИАН, 90, 154–207, 1976.

5. Coulter K.P. et al. A High field optical pumping spin exchange polarized optical source.

Phys. Rev. Lett. 68, 174–177 (1992).

6. Brun A.S., Zahn J.-P. Influence of the Tachocline on Solar Evolution. Annals of the New York Academy of Sciences, 898,113–121, 2000.

7. Gray, B.F., Kalliadasis, S., Lazarovici, A., Macaskill, C., Merkin, J.H. and S.K. Scott. The suppression of an exothermic branched-chain flame through endothermic reaction and radical scavenging. Proc. R. Soc. Lond. A (2002) 458, 2119–2138.

It is known that tree ring radiocarbon content is closely related to solar activity variations. Radiocarbon diffuses into the ocean and other carbon reservoir in a regular way. Unfortunately accuracy of radiocarbon measurements and ill-posed inverse problem for restoration of solar cycles limit our ability to determine the shape of 11-year cycles from this data.

Here we show the possibility to determine most of minimum epochs for 11-year cycles if appropriate model is chosen for radiocarbon diffusion. We solve inverse heat-diffusion problem for the global data by Stuiver et al. (1998) and for local data by Miyahara et al. (2003) to calibrate the model and partly identify historical minima during (1420–1700 yrs).

–  –  –

При калибровке (Рис. 1, 1700–1950) с использованием МНК относительно площадей пятен [4] были найдены следующие значения констант a = 1063.7, = 0.056, k = 377.5; E = 1.2. Для вычисления производных до n = 3 использовалась аппроксимация сплайнами.

Таким образом, положения минимумов воспроизводятся на калибровочном интервале с надежностью 80–90%. Можно ожидать некоторого уменьшения надежности для данных [3], что потребует дальнейшего сравнения найденных минимумов (Рис. 1, вертикальные линии) с независимыми данными (полярные сияния и пятна, видимые невооруженным глазом).

Работа выполнена при содействии Фонда поддержки отечественной науки, РФФИ 09-02-00083, 10-02-00391, ФЦП «Научные и научнопедагогические кадры инновационной России», а также Государственной программы поддержки ведущих научных школ НШ-3645.2010.2.

Литература

1. Бек, Дж., Блакуэлл, Б, и Ч. Сент-Клэр мл. Некорректные обратные задачи теплопроводности. М.: Мир. 1989, 312 с.

2. Stuiver, M., P.J. Reimer and T.F. Braziunas. High-Precision Radiocarbon Age Calibration for Terrestrial and Marine Samples. // Radiocarbon 40, 1127–1151 (1998).

3. Miyahara H., Masuda K., Furuzawa H., Muraki Y., Nakamura T., Kitagawa H. and Arslanov Kh. Variation of the Radiocarbon Content of Tree Rings during the Spoerer Minimum // Proc. 28th International Cosmic Ray Conference,2003 p. 4139–4142.

4. Nagovitsyn Yu.A. To the Description of Long-Term Variations in the Solar Magnetic Flux:

The Sunspot Area. // Astronomy Letters, vol. 31, No. 8, p.557–562. 2005.

We present a modified method of inferring the IMF polarity from geomagnetic records measured at polar stations (Sitka, Sodankyla, Godhavn, Thule, Vostok). Our technique is based on the Svalgaard-Mansurov effect. The accuracy of inferring is around 83% for the set of Godhavn, Sitka and Sodankyla (since 1926) and near 90% for all stations (since 1958).

In this work we also get the following results: (1) the Rosenberg-Coleman rule is clearly seen from the data, so reversals of the global solar magnetic field were really occurred within last eight solar cycles, for the period 1906–1925 the success rate of inferring polarity is too low and the R-C rule is difficult to detect; (2) during the descending phase of solar cycle 16 a twosector structure of IMF is observed similarly to the next even solar cycles.

1. Введение Межпланетное магнитное поле (ММП) в плоскости эклиптики образует секторную структуру полярности ММП. С помощью эффекта Свальгарда-Мансурова (С-М) [1–3] её можно восстановить по геомагнитным данным [4]. Такие работы были реализованы авторами [2, 5–7]. Но [2] и [7] задействуют данные лишь с 1958 года, когда заработала станция Восток, поэтому только два каталога полярности ММП [5, 6] включают длительный период доспутниковых данных.

2. Данные В нашей работе мы используем те же станции, что и [6], а также полярную станцию южного полушария Восток (таблица 1). Этот набор станций отличает наиболее длительный период наблюдений в интересующую нас доспутниковую эпоху. Для проверки полученных результатов восста

–  –  –

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября новленной полярности используются спутниковые данные By компоненты ММП в системе GSM по OMNI базе NSSDC.

3. Метод восстановления полярности Токовая система DPY сосредоточена в основном в полуденной части ионосферы в определенном интервале широт, а её интенсивность изменяется в течение года. Поэтому эффект С-М локализован по времени и изменяется соответствующим образом. Нам важны интервалы времени, где эффект имеет наибольшую амплитуду и отличим от мелкомасштабных вариаций. Для этого строим диаграммы распределения С-М эффекта в течение года и в течение суток (рис. 1). Они представляют собой усредненную за несколько десятилетий амплитуду наземного эффекта DPY токов. Последняя считалась как разность между скользящими средними суточных кривых, полученных для положительных и отрицательных значений By ММП. Затем производилась нормировка с помощью сигмоидной функции, и мы получали набор весовых коэффициентов Wst,doy (h ) (рис. 1), используемых для выделения искомых интервалов времени.

Рис. 1. Распределение амплитуды эффекта С-М (слева) и весовых коэффициентов (справа) для станции Годхавн.

Следующий этап – расчет суточной кривой Sc st,doy (h ), соответствующей ходу геомагнитного поля при By = 0. Она не всегда должна совпадать со спокойной суточной кривой, поскольку также геоэффективны Bz компонента ММП и скорость солнечного ветра. Учесть эти параметры мы попытались введением отбора магнитограмм по АА-индексу геомагнитной активности. Для каждой станции (st) и каждого месяца (m) подбирался оптимальный (чтобы точность восстановления полярности была максимальной) интервал дней Lm,st, и среди них затем для каждого часа отбирались значения поля при AA (AAX ± AAm,st ), где AAX – значение АА-индекса в исследуемый день. Полученные для каждого часа наборы значений усреднялись, а кривая сглаживалась.

Подсчёт полярности для каждой станции можно представить следующей формулой:

h = 24

–  –  –

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября здесь H st,doy – H или Z компонента геомагнитного поля, doy – порядковый номер дня в течение года. Общая полярность находится суммированием Pst,doy по всем доступным станциям. Посчитанная таким образом величина характеризует не только знак, но и амплитуду вариаций, вызванных DPY токами, то есть чем она больше, тем с большей вероятностью полярность верна.

Используем этот факт при сглаживании бартельских 27-дневных диаграмм. Значение полярности в каждой ячейке такой диаграммы сравниваем с взвешенной суммой соседних ячеек, и если их знаки противоположны, а модуль суммы больше значения в данной ячейке, то последнее меняет знак. Пример результата сглаживания диаграммы за 2000–2005 гг. – на рис.2.

Рис. 2. Полярность P 0 – серый оттенок, P 0 – черный, до сглаживания слева, после по центру, справа – то же самое для данных ByGSM по OMNI базе данных.

–  –  –

Проанализировав данный каталог полярности ММП за период 1906гг. на предмет преобладания тех или иных секторов в периоды равноденствия (правило Розенберга-Коулмана [8]), мы получили следующий график – рис. 3. Правило Р-К отчетливо наблюдается, то есть переполюсовка глобального магнитного поля Солнца действительно происходила в течение последних восьми циклов. В более ранний период 1906–1925 гг.

точность восстановления слишком мала для подобных выводов.

Литература

1. Svalgaard, L. Sector structure of the interplanetary magnetic field and daily variations of the geomagnetic field at high latitudes, Geophys. Paper R-6, Danish Meteorol. Inst., Charlottenlund, Denmark, 1968.

2. Мансуров, С.М. Новые доказательства связи между магнитными полями в космическом пространстве и Земли, Геомагнетизм и аэрономия. 1969. Т.9, № 4. 768–770.

3. Friis-Christensen, E., and J. Wilhjelm. Polar cap currents for different directions of the interplanetary magnetic field in the Y-Z plane, J. Geophys. Res., 80, 1248–1260, 1975.

4. Russell, C.T., and R.L. Rosenberg. On the limitation of geomagnetic measures of interplanetary magnetic polarity, Sol. Phys., 37, 251–256, 1974.

5. Svalgaard, L. Interplanetary magnetic sector structure 1926–1971, J. Geophys. Res., 77, 4027– 4034, 1972.

6. Vennerstroem, S., B. Zieger, and E. Friis-Christensen. An improved method of inferring interplanetary sector structure, 1905-present, J. Geophys. Res., 106, 16011–16020, 2001.

7. Berti, R., M. Laurenza, G. Moreno, and M. Storini. Interplanetary magnetic field polarities derived from measurements of the northern and southern polar geomagnetic field, J. Geophys. Res., 111, A06109, doi:10.1029/2005JA011325, 2006.

8. Rosenberg, R.L., and P.J., Jr., Coleman. Heliographic latitude dependence of the dominant polarity of the interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 74, 5611–5622, 1969.

9. Hiltula, T., and K. Mursula. Long dance of the bashful ballerina. Geophys. Res. Lett. 33, L03105, doi:10.1029/2005GL025198, 2006.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

–  –  –

We compare observations of two large limb flares (23.10.2003 and 14.07.2005 г.) carried out with Mars Odyssey and RHESSI. Near the maximum both flare are similar to each other beside the stronger magnetic fields during the first event hold the plasma in low loops.

Weak burst at the final stage of the second flare is a direct evidence for post-eruptive ebergy release in the corona.

На космическом аппарате Mars Odyssey был установлен детектор нейтронов высоких энергий HEND (High Energy Neutron Detector), разработанный в ИКИ РАН под руководством И.Г. Митрофанова. Эта аппаратура предназначена для изучения нейтронного и гамма-излучения с поверхности Марса. Как при полете к Марсу, так и на околомарсианской орбите, с 24 октября 2001 г, HEND регистрировал жесткое излучение солнечных вспышек [1, 2]. В простейшем варианте этот прибор для солнечных исследований мог использоваться как рентгеновский и гамма- фотометры с полосами чувствительности около 80 кэВ и 330 кэВ. Временные профили регистрировались с разрешением 0,25 секунды и 1 секунда – рентгеновскими и гамма-фотометрами соответственно. Кроме того, каждые 20 секунд получались спектры излучения во всем диапазоне от 30 кэВ до 2 МэВ. Данные HEND дополняют имеющийся по наблюдениям на околоземных орбитах материал по жесткому излучению солнечных вспышек, заполняя лакуны и давая возможность изучать вспышки и активность групп на невидимой с Земли стороне Солнца. Всего с 2001 года было зарегистрировано около 50 больших событий, 30 из которых были отождествлены со вспышками с рентгеновским баллом выше М3.

В этой статье обсуждается вопрос о корональном источнике ускорения частиц. Данные Mars Odyssey свидетельствуют о том, что излучение в основаниях петель является более жестким, чем на корональных высотах.

Это следует из анализа восхода и захода источников. Сравнительно недавСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября но опубликованы результаты изучения рентгеновских источников, части которых близ основания петель находились за диском Солнца. Это исследование [3] основано не только на временных профилях, но и на анализе рентгеновских изображений. Источники на больших высотах наблюдались до энергий 50 кэВ, в то время как в областях близ основания петель возникали и более высокоэнергичные фотоны.

–  –  –

Рис. 1. а) Профили вспышки 23.10.2003 г. по данным Mars Odyssey и RHESSI

б) Изображение вспышки 23.10.2003 г. по RHESSI в диапазонах 12–25 кэВ за лимбом и 50–100 кэВ на диске (изолинии на уровне 50% и 90% от максимального потока).

Первый случай относился к октябрю 2003 года, когда большая группа пятен 10486 вышла из-за восточного края. На аппарате Mars Odyssey эта активная область наблюдалась более чем за сутки до ее выхода на лимб для земного наблюдателя. На рис. 1а [2] приведен временной профиль вместе с регистрациями RHESSI в двух диапазонах. Наблюдения RHESSI охватывали только заключительную стадию события. Эта мощная X 5.4 вспышка наблюдалась вплоть до энергий более 300 кэВ (в гамма-фотометре тоже). Для последнего слабого всплеска по данным RHESSI построено изображение вспышки, на котором на диске видны два источника в диапазоне 50-100 кэВ и более мягкий корональный источник – петли с максимальным свечением в их вершинах на высоте более 25000 км (рис. 1б [2]).

Аналогичное сопоставление потоков излучения, зарегистрированных на двух аппаратах в лимбовой вспышке X 1.2 14 июля 2005 г, приведено на рис. 2а. Наблюдения основного всплеска 10:30–11:00 UT на RHESSI отсутствовали. На Mars Odyssey зарегистрирована вся вспышка, с несколькими максимумами. Последний из них после 11:00 UT отмечен стрелкой – «ступенька» на рис. 2в. На RHESSI излучение этого небольшого всплеска продолжается не 5, а 10 минут, и его временной профиль заметно отличается от данных Mars Odyssey. Кроме мощного теплового излучения, в спектре (рис. 2б) при энергиях, превышающих 30 кэВ, отчетливо проявляется нетепловое излучение. Для слабых вспышек на диске такой спектр встречается очень редко.

Рис. 2. а) Профили вспышки 14.07.2005 г. по данным Mars Odyssey и RHESSI;

б) Спектр вспышки 14.07.2005 г. по данным RHESSI 11:02 – 11:03 UT. Показано разделение тепловой и нетепловой компонент с =2.3. в) Фрагмент профиля рис. 2а по Mars Odyssey; г) Изображение RHESSI -25-100 кэВ (изолинии) на фоне EIT, 195 А.

Радионаблюдения позволяют убедиться в реальности существования данного явления и указывают на причину отмеченных различий. На рис. 3 после 11:00 UT характерная «ступенька» видна на частотах 5-15 ГГц. Она отчетливо проявляется в данных Mars Odyssey, в то время как на RHESSI лучше выражена вторая часть всплеска. Действительно, возмущение на дециметровых волнах началось в 10:50, и уже в метровом диапазоне всплеск значительно усилился после 11:05 UT. Изображение, построенное по RHESSI в 11:08:36 – 11:09:36, показывает, что источник располагался на высоте около 30 000 км. Система постэруптивных арок наблюдалась еще несколько часов в районе активной области, а затем постепенно возникла еще одна система арок, протянувшаяся от того места расположения источника (рис. 2г) на юге активной области к самой южной части нейтральной линии крупномасштабного магнитного поля.

Таким образом, в обеих рассматриваемых мощных вспышках наблюдались серии быстрых жестких всплесков. В какой-то мере, события были типичными для мощных явлений по их проявлениям во внеатмосферных данных и радионаблюдениях. Они различались, по-видимому, тем, что в первом событии магнитные поля были более сильными и удерживали плазму внизу, препятствуя распространению процесса в корону. ПоследРабота поддержана грантами РФФИ 08-02-00872 и 09-02-92610-KO.

Литература

1. М.А. Лившиц, В.А. Чернетский, И.Г. Митрофанов и др. 2005, Астрон. журн., 82, 1025.

2. Л.К. Кашапова, М.А. Лившиц. 2008, Астрон. журн., 85, 1129

3. S. Krucker and R.P. Lin. 2008, Astrophys. J., 673,1181

4. М.А. Лившиц, Л.К. Кашапова. 2010, доклад на этой конференции Больше чем полвека тому назад Гневышев установил, что у всех солнечных циклов имеется два максимума: один появляется раньше и на всех широтах, второй – позже и только на низких широтах. Автор предполагал, что эти два максимума обусловлены различными физическими механизмами, и что наблюдаемое движение к экватору зоны пятнообразования (закон Шпёрера) является суперпозицией изменяющейся относительной величины этих двух максимумов. Данное предположение ставит под сомнение не только закон Шпёрера, но и теорию солнечного динамо, рассматривающую закон Шпёрера как следствие крупномасштабной меридиональной циркуляции на Солнце – основу теории динамо. Здесь мы рассматриваем двойной максимум Гневышева с точки зрения динамо теории и показываем, что он находит в этой теории естественное объяснение и, более того, является ее подтверждением.

Introduction

As first noticed by Carrington, in the beginning of the solar cycle sunspots appear at higher latitudes and move toward the equator as the cycle approaches minimum. This is now known as Sprer's law, and is explained by the fluxtransport dynamo theory [1, 2].
According to it, the solar toroidal field is generated from the poloidal field at the base of the convection zone because of the differential rotation which stretches the dipolar field lines in east-west direction [3]. The buoyant magnetic flux-tubes emerge piercing the solar surface in two spots with opposite polarities – sunspots. Due to the Coriolis force acting upon the rising field tubes, the leading polarity sunspots are at lower heliolatitudes than the trailing polarity sunspots. Late in the solar cycle the leading polarity sunspots diffuse across the equator and cancel with the leading polarity sunspots of the opposite hemisphere. The trailing polarity sunspots and the remaining sunspot pairs are carried toward the poles where the excess trailing polarity flux first cancels the flux of the old solar cycle and then accumulates to form the poloidal field of the new cycle with polarity opposite to the one in the preceding cycle.

This “flux-transport” dynamo mechanism includes a large-scale meridional circulation in the solar convection zone which carries the remnants of sunspot pairs poleward at the surface. For mass conservation, the poleward circulation must be balanced by a deep counterflow at the base of the convection zone carСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября rying the poloidal field equatorward to transform it into toroidal field which emerges as the sunspots of the next cycle [4]. Sporer’s law stating that the sunspot appearance zone moves from higher to lower latitudes as the sunspot cycle progresses, is a direct consequence of the existence of this deep meridional circulation carrying like a conveyor belt the flux from high to low latitudes.

Many sunspot cycles are double-peaked. Gnevyshev [5] studied the evolution of the intensity of the coronal line at 5303 in different latitudinal bands during the 19th cycle, and found that there were actually two maxima in the 19th cycle: the first one during which the coronal intensity increased and subsequently decreased simultaneously at all latitudes, appeared in 1957; the second maximum appeared in 1959–60 and was only observed at low latitudes, but below 15° it was even higher than the first maximum. Antalova and Gnevyshev [6] checked whether this is a feature of the 19th cycle only, or of all cycles. They superposed the sunspot curves from 1874 to 1962, and got the same result, that there are always two maxima in the sunspot cycle: the first one applies to all latitudes and appears simultaneously at all latitudes, and the second one occurs only at low latitudes. According to Gnevyshev [7] these two maxima result from different physical processes, and their existence means that there is no gradual displacement of the sunspot occurrence zone to the equator but the apparent equatorward movement is due to the superposition and changing relative importance of the two consecutive maxima. The latter suggestion not only contradicts Sprer’s law but casts doubt on the flux-transport dynamo mechanism from which Sprer’s law follows, because it excludes the meridional circulation which is an important ingredient of this mechanism.

The goal of the present study is to check whether the double-peaked sunspot cycle can be explained by the flux-transport dynamo mechanism, or whether the mechanism should be reconsidered.

Factors determining the way the solar dynamo operates The two most important parameters in the dynamo mechanism ruling the period and amplitude of the sunspot cycle are the speed of the meridional circulation and the diffusivity in the solar convection zone. Unfortunately, both parameters are largely unknown. Different authors have assumed different speeds of the surface and deep meridional circulation, and different values and radial distribution of the turbulent diffusivity, and based on the same flux-transport model, have obtained drastically different forecasts for the forthcoming solar cycle 24 [8].

We have proposed a method to evaluate the speed of the surface and deep meridional circulation from geomagnetic data [9]. Here we extend this method to estimate also the diffusivity in the upper and lower parts of the solar convection zone.

If the diffusivity is very low, the flux will make one full circle from sunspot latitudes to the poles, down to the tachocline at high latitudes and back to sunСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября The sunspot cycle in moderately diffusion-dominated regime If the solar dynamo operates in moderately diffusion-dominated regime in the upper part of the convection zone, the sunspot cycle will be a superposition of two surges of toroidal field: generated from the poloidal field diffused across the convection zone, and from the poloidal field advected by the meridional circulation. To check this we have plotted the total sunspot area as a function of time and latitude (from http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml) for each sunspot cycle from 12 to 23. Fig.4 demonstrates the two peaks in cycle 16.

The first one is centered at Carrington rotation 965 and appears simultaneously in a wide latitudinal range between 26.1 and 18.7° heliolatitude, the second one moves from 16.3° in Carrington rotation 981, 13.9° in rotation 1003, 9.2° in rotation 1018, to 4.6° in rotation 1024. We identify the first peak with the flux diffused in a wide latitudinal area across the convection zone, and the second one – with the flux advected all the way to the poles, down to the tachocline and back equatorward to sunspot latitudes.

–  –  –

The diffusion generated peak appears earlier and at higher heliolatitudes in all cycles from 15 to 19. The order is reversed in cycles 12–14 and 20–23: first the advection generated peak at higher latitudes, then the diffusion generated peak at lower latitudes. An example (cycle 21) is shown in Fig.5. In all cases the diffusion generated peak is higher. Fig.6 demonstrates the relation between the order in which the two peaks occur and the secular solar cycle. It seems that the order changes either in ascending and descending phases of the secular cycle, or, if cycle 20 is indeed already on the ascending branch of the next secular cycle «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября [13, 14] – in consecutive secular cycles. At present it is difficult to understand the reason for this, but it obviously has a connection with the long-term variations in solar activity and can give additional information about solar dynamo.

–  –  –

References

1. Babcock, H.W., ApJ 133, 572, 1961.

2. Leighton, R., ApJ 156, 1, 1969.

3. Parker, E., Astrophys.J., 122, 293, 1955.

4. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr., Nash, A.G., ApJ, Part 1, 383, 431, 1991.

5. Gnevyshev, M.N., Sov. Astron. 7(3), 311, 1963.

6. Antalova A., Gnevyshev M.N., Astron. Zh. 42, 253, 1965.

7. Gnevyshev M.N., Solar Phys. 1 (1), 107, 1967.

8. Hathaway D., Space Sci. Rev. 144 (1-4), 401, 2009.

9. Georgieva K., Kirov B., J. Atmos. Solar-Terr. Phys. doi:10.1016/j.jastp.2010.03.003, 2010.

10. Wang, Y.-M., et al., ApJ 580, 1188–1196. 2002.

11. Jisng J., et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. 381 (4), 1527, 2007.

12. Hotta H., Yokoyama T., ApJ 709:1009–1017, 2010.

13. Choudhuri A.R., Astroph. Space Sci. Proc. Part 4, doi: 10.1007/978-3-642-02859-5_66, 2010.

14. Yoshimura H., ApJ, Part 1, 227, 1047, 1979.

15. M. Kopecky, BAICz. 42, 158, 1991.

The low frequency (decadal) length-of-day (LOD) variations and amplitude and phase variations of chandlerian (CW) wobbles of polar motion were detected by the longest series of the Earth’s orientation parameters from IERS site. The weak additional CW component was extracted in the frequency band 0.78-0.91 cycle per year. The structural features of the amplitude variations of this component have a good compliance with the moments of geomagnetic jerks as well as phase change of CW.

The LOD variations were compared with secular variations of speed of the geomagnetic field (SV). The annual geomagnetic data of geomagnetic observatories with long observation history ( 10 years) were averaged over regions and over the both hemispheres.

There was revealed 7-8 yearth mean offset of LOD sets relative to SV one (LOD set is behind of SV). This is a problem because the usual their interaction is expected as inverse one.

1. Самыми низкочастотными вариациями в скорости вращения Земли являются декадные вариации с периодами от десятков лет и больше и амплитудами, достигающими единиц миллисекунд времени. В этих колебаниях сосредоточена основная энергия неравномерного вращения Земли. Причины этих вариаций продолжительности суток (ПС) приписывают различным механизмам взаимодействия мантии и ядра [Lambeck, 1980], а также гляциологическим и климатическим вариациям [Сидоренков, 2002].



Pages:     | 1 |   ...   | 2 | 3 || 5 | 6 |   ...   | 17 |
 
Похожие работы:

«АСТРОНОМИЯ I. ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ В соответствии с образовательным стандартом учебного предмета «Астрономия» целями его изучения являются овладение учащимися основами систематизированных знаний о строении Вселенной, обучение учащихся способности познавать закономерности развития природных процессов, их взаимосвязанность и пространственно-временные особенности, формирование понимания роли и места человека во Вселенной. К основным задачам изучения учебного предмета «Астрономия» на III ступени общего...»

«Федеральное государственное образовательное бюджетное учреждение высшего профессионального образования «МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ИНСТИТУТ МЕЖДУНАРОДНЫХ ОТНОШЕНИЙ (УНИВЕРСИТЕТ) МИД РОССИИ» «УТВЕРЖДАЮ» Председатель Приемной комиссии Ректор МГИМО (У) МИД России академик РАН А.В. ТОРКУНОВ Программа вступительного экзамена для поступления в магистратуру МГИМО (У) МИД России по направлению «Зарубежное регионоведение» МОСКВА 2015 Порядок проведения вступительного экзамена по дисциплине «Основы...»

«УТВЕРЖДАЮ Заместитель Министра образования Республики Беларусь _В.А. Будкевич «25»июня 2014 г. Инструктивно-методическое письмо Министерства образования Республики Беларусь «Об организации образовательного процесса при изучении учебного предмета «Астрономия» в учреждениях общего среднего образования в 2014/2015 учебном году» I. ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ В соответствии с образовательным стандартом учебного предмета «Астрономия» целями его изучения являются овладение учащимися основами систематизированных...»

«ФизикА.СПб Тезисы докладов Российской молодежной конференции по физике и астрономии 28–30 октября 2014 года Санкт-Петербург Издательство Политехнического университета ББК 22.3:22.6 Ф 50 Организатор ФТИ им. А. Ф. Иоффе Спонсорами конференции ежегодно выступают Российский фонд фундаментальных исследований Российская академия наук Администрация Санкт-Петербурга Программный комитет Аверкиев Никита Сергеевич (ФТИ им. А. Ф. Иоффе) — председатель Арсеев Петр Иварович (ФИАН) Варшалович Дмитрий...»

«УТВЕРЖДАЮ Заместитель Министра образования Республики Беларусь _В.А. Будкевич «25»июня 2014 г. Инструктивно-методическое письмо Министерства образования Республики Беларусь «Об организации образовательного процесса при изучении учебного предмета «Астрономия» в учреждениях общего среднего образования в 2014/2015 учебном году» I. ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ В соответствии с образовательным стандартом учебного предмета «Астрономия» целями его изучения являются овладение учащимися основами систематизированных...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО НАУЧНЫХ ОРГАНИЗАЦИЙ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Институт автоматики и процессов управления Дальневосточного отделения Российской академии наук» (ИАПУ ДВО РАН) «СОГЛАСОВАНО» «УТВЕРЖДАЮ» Руководитель направления Заместитель директора по научноподготовки аспирантов 03.06.01 образовательной и инновационной «Физика и астрономия», д.ф.-м.н. деятельности, д.ф.-м.н. _ Н.Г. Галкин _ Н.Г. Галкин « » сентября 2015 г. « » сентября 2015...»

«ТУРИЗМ КАК ФАКТОР СОЦИАЛЬНОЭКОНОМИЧЕСКОГО РАЗВИТИЯ ТЕРРИТОРИЙ ГАСТРОНОМИЧЕСКАЯ СОСТАВЛЯЮЩАЯ РЕГИОНАЛЬНОГО ТУРПРОДУКТА Абрамкина Т.Н., Иркутский государственный университет, г. Иркутск Гастрономический туризм в последнее время стремительно набирает обороты во всём мире. Однако если за рубежом данный сегмент довольно хорошо развит, то в России этот вид туризма только начинает зарождаться. Актуальность исследования обусловлена тем, что на сегодняшний день выбор гастрономических туров по России...»

«ISSN 0552-58 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ XIX ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2 ТРУДЫ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на XIX Всероссийскую ежегодную конференцию по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2015» (5 – 9 октября 2015 года, ГАО РАН, Санкт-Петербург). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией РАН при поддержке...»

«РАЗРАБОТАНА УТВЕРЖДЕНО Центром функциональных магнитных Ученым советом Университета материалов (заседание ЦФММ от 28.08.2014 г., от «22» сентября 2014 г., протокол протокол № _5_) №1 ПРОГРАММА КАНДИДАТСКОГО ЭКЗАМЕНА ПО СПЕЦИАЛЬНОЙ ДИСЦИПЛИНЕ в соответствии с темой диссертации на соискание ученой степени кандидата наук Направление подготовки 03.06.01 Физика и астрономия Профиль подготовки Физика конденсированного состояния Астрахань – 2014 Программа кандидатского экзамена составлена в...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО НАУЧНЫХ ОРГАНИЗАЦИЙ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Институт автоматики и процессов управления Дальневосточного отделения Российской академии наук» (ИАПУ ДВО РАН) «СОГЛАСОВАНО» «УТВЕРЖДАЮ» Руководитель направления Заместитель директора по научноподготовки аспирантов03.06.01 образовательной и инновационной «Физика и астрономия»,д.ф.-м.н. деятельности, д.ф.-м.н. _ Н.Г. Галкин _ Н.Г. Галкин « » сентября 2015 г. « » сентября 2015 г....»

«Международная общественная организация «Астрономическое Общество» XII отчетно-перевыборный съезд НАУЧНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ «АСТРОНОМИЯ ОТ БЛИЖНЕГО КОСМОСА ДО КОСМОЛОГИЧЕСКИХ ДАЛЕЙ» Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга 25 – 30 мая 2015 г. Сборник резюме докладов Редакторы – проф. Н.Н. Самусь, В.Л. Штаерман Москва, 2015 Содержание Пленарные доклады Секция «Астрометрия и небесная механика» 13 Секция «Астрономические...»

«ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО НАУЧНЫХ ОРГАНИЗАЦИЙ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК (САО РАН) ПРИНЯТО УТВЕРЖДАЮ решением Ученого совета Директор САО РАН, САО РАН № _322_ член-корр. РАН от «_16_» сентября 2014 г. Ю.Ю. Балега «_»_ 2014 г. ОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ ПРОГРАММА ПОДГОТОВКИ НАУЧНО-ПЕДАГОГИЧЕСКИХ КАДРОВ В АСПИРАНТУРЕ 03.06.01 ФИЗИКА И АСТРОНОМИЯ Направление подготовки 01.03.02 АСТРОФИЗИКА И ЗВЕЗДНАЯ Направленность...»

«Федеральное государственное образовательное бюджетное учреждение высшего профессионального образования «МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ИНСТИТУТ МЕЖДУНАРОДНЫХ ОТНОШЕНИЙ (УНИВЕРСИТЕТ) МИД РОССИИ» «УТВЕРЖДАЮ» Председатель Приемной комиссии Ректор МГИМО (У) МИД России академик РАН А.В. ТОРКУНОВ Программа вступительного экзамена для поступления в магистратуру МГИМО (У) МИД России по направлению «Зарубежное регионоведение»     МОСКВА 2015 Порядок проведения вступительного экзамена по дисциплине «Основы...»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ С МЕЖДУНАРОДНЫМ УЧАСТИЕМ СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 20 ТРУДЫ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на XVIII Всероссийской ежегодной конференции с международным участием «Солнечная и солнечно-земная физика – 2014» (20 – 24 октября 2014 года, ГАО РАН, Санкт-Петербург). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией...»

«Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение гимназия г. Гурьевска Рабочая программа учебного предмета астрономия_ в 10 классе (профильный уровень) (наименование предмета) Составил Ковбасюк А. Н., учитель физики и астрономии Гурьевск 2015 г. Пояснительная записка Астрономия как наука о наиболее общих законах природы, выступая в качестве учебного предмета в школе, вносит существенный вклад в систему знаний об окружающем мире. Для решения задач формирования основ научного мировоззрения,...»



 
2016 www.programma.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Учебные, рабочие программы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.