UWAGI O WIELKOŚCI WAHAŃ AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ W RÓŻNYCH CYKLACH

J . M E R G E . N T A L E R (Wrocław)

(Otrzymano dnia 24 września 1974)

S t r e s z c z e n i e - Wyliczono średnie różnice pomiędzy kolejnymi średnimi miesięcznymi licz­ bami Wolfa i porównano wyniki z obliczonymi przez E.B. B a l i i i autora średnimi błędam i dla cykli VI-XIX. Zwrócono uwagę na osobliwość XIV cyklu aktywności słonecznej.

’to Jiy K T y A U H H C PE U H EM EC flH H bD C M H CEJl B O J lb O A B P A 3 H > IX UM KJ1AX C O JIH EM H O ft A K T M B H O C T H . f l . M e p r e H T a n e p . C o n e p m a H i i e - BbWHCJieHbi cpeaH H e pa3HHitbi n o c n e - flywuxHx cpeHHeMecaMHbix w c e n BojiwJm fljw 6 - 1 9 u h k jio b c o n H e w o ft aKTHBHocin. Cne/iaH o cpaBHeHHe c o cpeflHHMH ouiHÓKaMH, BŁiMHCJieHHbiMH I,. B a n u h b 1 9 5 5 r o f l y . OrMeneHM o c o 6 c h h o

c t h 14 uHKna.

COMMENTS ON THE MAGNITUDE OF VARIATION OF SOLAR ACTIVITY IN DIFFERENT CYCLES. S u m m a r y - Mean differences between the consecutive monthly averages of Wolf num­ bers were computed and compared with the mean errors computed for cycles V I-XIX by the author and by E.B. B a 11 i. The peculiarity o f the XIV**1 cycle is noted.

Zmiany aktywności Słońca określanej przez liczby Wolfa, można opisywać za pomocą różnych wykresów, parametrów i analiz statystycznych. Dość ciekawą próbę scharakteryzowania różnych cykli za pomocą jednej liczby podał przed blisko 20 laty E. B a 11 i (1955), wyliczając średnie odchył­ ki od średniej krzywej konsekutywnej uzyskanej dla liczb Wolfa. Autor tak definiuje tę wielkość, którą nazywa błędem średnim:

We wzorze tym 5^ jest różnicą pomiędzy obserwowaną średnią miesięczną liczbą Wolfa a średnią konsekutywną, uzyskaną z 13 wartości obserwowanych. Oznaczmy przez R ^ średnią konsekutywną, przez R średnią obserwowaną, wtedy 5^ = - R oraz m jest ilością miesięcy w danym cyklu.

B a l i i wyliczył średnie błędy tak zdefiniowane tylko dla cykli I-X V II. Uzupełniłem te rachunki dla cykli XVIII i XIX, a wartości i dla dziewiętnastu cykli podaję w tabeli 1 wraz z danymi o ich wysokości wobec przypuszczenia, że £ powinno być większe w wyższych cyklach niż niższych.

Dane z tabeli 1 wykreślono na rys. 1, na którym na osi poziomej naniesiono wartości £, a na pionowej wysokość - danego cyklu. Krzyżykami zaznaczono cykle I do V, a następne kropkami.

Rozrzut punktów na wykresie jest znaczny. Częściowo odpowiedzialne za to jest pierwszych 5 cykli, zwłaszcza niezbyt wysoki drugi cykl o największej wartości £ . Jak wiadomo te pierwsze cykle nie były obserwowane zbyt systematycznie, obserwacji nieraz b yło niewiele i nawet średnie miesięczne są często interpolowane. Dlatego to w dalszych rozważaniach pomijam cykle od I do V, ograniczając się do obserwacji po roku 1810. Wśród tych późniejszych cykli zwraca uwagę ten,

5 - Postępy Astronomii - z 1

66

T a b e l a 1

W ahania liczb Wolfa w kolejnych cyklach aktyw ności słonecznej

Nr cyklu P oczątek cyklu _e ^p

max ^A VI 1810,6 9,33 48,7 13,24 VII 1823,3 11,98 71,7 15,30 VIII 1833,9 18,32 146,9 21,71 IX 1843,5 15,46 131,6 18,87 X 1856,0 10,17 97,9 13,83 XI 1867,2 13,33 140,5 16,88 XII 1878,9 11,35 74,6 13,81 XIII 1889,6 10,43 87,9 14,74 XIV 1901,7 14,06 64,2 16,39 XV 1913,6 14,27 105,4 16,84 XVI 1923,6 10,88 72,5 13,0 XVII 1933,8 14,92 119,2 19,05 XVIII 1944,2 18,24 151,8 20,27 XIX 1954,3 16,98 200,8 21,65

Ł (R k-R„)

Rys. 1. Zw iązek m ięd zy w ysokością cyklu i „ b łę d e m średnim ” £

k tó ry oznaczony je s t num erem XIV. Jego b łą d średni jest sto sunkow o d u ży , pom im o niskiej a k ty ­ wności S ło ń c a w pierw szym dziesiątku lat tego w ieku, a w ięc w czasie trw ania czternastego cyklu. Nie jest rzeczą w ykluczoną, że w yliczony przez B a 11 i’ e g o b łą d średni nie określa dobrze d a ­ nego cyklu. Prócz tego dla geofizyków , a także i heliofizyków , m a ło interesujące są o d c h y łk i od dość fikcyjnej średniej k o n sekutyw nej. Bardziej ciekaw e m ogą b y ć obserw ow ane w ahania aktyw ności

Z pracow ni i obserwatoriów 67

z dnia na dzień lub z miesiąca na miesiąc, bez konieczności o d w o ły w a n ia się do lepiej lub gorzej w ygładzonej krzyw ej. W tej myśli w y licz y łem średnie w artości różnic po m ięd zy w artościam i kolej­ nych średnich m iesięczn y ch ,p o m ijając pierw szych 5 cykli, jak o m ało pew ne. W tedy naturalnie w y­ rażenie na średnią różnicę będzie:

A = ±

(R.. 'n+1

i - 1

gdzie: R jes t średnią m iesięczną obserw ow aną, a R . . p o d o b n ą średnią n astęp n ą w czasie. Tak w yliczone wielkości p o d a n o w 4-ej kolum nie w tab. 1. Zw iązek ty ch wielkości z wysokością cykli podano na rys. 2. Ja k w idać cykl XIV m niej w yróżnia się spośród p o z o sta ły c h cykli niższych od /?m ax = ^00. •Jest to z ro zu m ia łe, gdyż cykl ten m ia ł p odw ójne m aksim um , któ re m eto d a średnich k o n se k u ty v n y c h w y g ła d za ła , pow odując zw iększenie o d c h y łe k od uzyskanej krzywej.

R A

200

150

100

50

10 15 20

A (Rn- Rn-0

Rys. 2. Zw iązek m iędzy w ysokością cyklu i średnią różnicą A kolejnych średnich m iesięcznych liczb Wolfa

W yliczono także w sp ó łc zy n n ik i korelacji p o m ięd zy w ielkościam i £ i A, a w ysokością cykli. Uzys­ kano r£ = 0,54 i rA = 0 ,6 0 , a w ięc nieco lepszą korelację p o m ięd zy różnicam i kolejnych średnich m iesięcznych i w ysokością cykli niż p o m ięd zy o d c h y łk a m i od średniej konsekutyw nej i w ysokością.

Pom im o d o ść dobrej korelacji p o m ię d zy w ysokością cykli i o d c h y łk a m i, tak czy inaczej liczonym i, wydaje się, że te o statn ie m ów ią co innego niż liczby określające w ysokość. P rzy k ład em m oże b y ć w łaśn ie cykl XIV. W artość A jest rów nie duża ja k dla w ysokich cykli, a w ięc większa niż dla p o z o stały ch cykli o m aksym alnej liczbie W olfa m niejszej od 100. Być m oże św iadczy to o w iększych i szybszych zm ianach aktyw ności w tym cyklu. B y ło b y ciekaw e spraw dzić, jak p rzed sta w iała »ię

68

w tedy ak ty w n o ść ro z b ły sk ó w , ale - niestety - nie b y ły one w tedy system atycznie obserw ow ane. Pew ną w skazów ką m ów iącą o d o ść znacznej g w ałto w n o ści zm ian emisji korpuskularnej mającej swoje ź r ó d ło g łów nie w ro z b ły sk ac h , m ogą b y ć d o ść znaczne w ahania pola m agnetycznego Ziem i w latach 1 9 0 2 -1 9 1 1 , zw łaszcza składow ej H i Z. Co najm niej nie m niejsze niż w sąsiednich nieco wyższych cyklach XIII i XV. Zagadnienie zw iązku aktyw ności sło n eczn ej z aktyw nością geom agnetyczną nie m oże jed n ak b y ć rozp atry w an e w o p arciu o liczby W olfa, ani o średnie m iesięczne, dlatego nie b ę d ę tu szerzej om aw iał tego problem u.

L I T E R A T U R A

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIII (1975). Zeszyt 1

BADANIE WIEKU ROJÓW METEOROWYCH H. K O R P I K I E W I C Z

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Poznańskiego (O trzym ano dnia 4 czerwca 1974)

S t r e s z c z e n i e - Średnia wartość wzajemnych odległości orbit komety i meteoru może służyć do określania wieku roju. Obliczenia wskazują na kosmogoniczny związek 0Ł - Kapricornidów z kom etą Leksela 1770 I, co zdaje się rozstrzygać spór o pochodzenie tego roju.

HCCJlEflOBAHHE B03PACTA METEOPHTHbIX POEB. K. K o p n m < e B H < ł . C o n e p x a H H e - JJjih onpeneneHHH B03pacTa p o a m ow ho n o jibsoB arboi cpew oow b o / i h m h h o H n a a n M H b i x paccroaHHft opCkT KOMCTbi h MeTeopa. BbmHcneHHH naioT cBH3b cx-KanpHKopHHn h k o m c tu JleK cena 1770 I , oTBenaa Ha Bonpoc o npoHcxoxcneHHH 3Toro p o a .

INVESTIGATION OF METEOR STREAM AGES. S u m m a r y - The average distance between the orbit o f a com et and o f a m eteorite may serve as a stream age indicator. Com putations suggest a genetic relation between the Capricomidae and the Leksel 1770 I comet, which seems to settle the controversy as to the origin o f th a t stream.

Roje meteorowe podczas kolejnych zbliżeń do Słońca tracą coraz bardziej kontakt z orbitą macie­ rzystej kom ety. Jednocześnie rozpraszają się. stając się coraz mniej akty{wne. Aby stwierdzić, czy dana grupa meteorów pochodzi z rozpadu jakiejś kom ety - oblicza się najmniejsze odległości między ich niezaburzonymi orbitami. Jeżeli wśród zbadanej grupy kom et są one dla pewnej komety minimalne -

świadczyć to może o kosmogoniczny m związku tej kom ety z grupą meteorów.

Do obliczeń zastosowano m etodę badania wzajemnych odległości tzw. „wspólnych w ęzłów ” orbit kom ety i meteoru, czyli punktów przecięcia orbity jednego ciała z płaszczyzną orbity drugiego (rys. 1). Zakładam y, że mamy do czynienia z niezaburzonymi, heliocentrycznym i orbitam i meteoru i jądra kom ety, przy czym orbita meteoru odpowiada mom entowi spotkania z Ziemią, a orbita jądra komety - m om entow i jednego z pojawień kom ety. Odległością wspólnych w ęzłów będzie najmniej­ sza różnica promieni wodzących orbit:

Do opracowania w ybrano 568 meteorów strumieniowych należących do rojów: Perseidy (136), Taurydy (170), 0C -K apricornidy (106) i Leonidy (156), zaobserwowanych w Duszanbe w iatach 1 9 3 9 -1 9 6 6 . Jako kryterium wyboru przyjęto jasność m eteoru m < + 2,m0.

Wyniki obliczeń dla rojów i związanych z nimi kom et są następujące: A r = 0,087 dla Perseidów i kom ety Swift-Tuttle 1862 III

A r = 0,232 dla Taurydów i kom ety Enke

A r = 0,501 dla (X-Kapricornidów i kom ety Hondy-Mrkosa-Pajdusakowej 1948 XII, A r = 0,414 dla <x-Kapricornidów i komety Leksela 1770 I,

A r = 0,171 dla Leonidów i komety Tempela-Tuttla 1866 I.

7 0 Z pracowni i obserwatorów

Rys. 1. O kreślenie najm niejszej o dległości o rb it k o m ety i m eteo ru

100

50

e

na

0.5

Rys. 2. Histogram y najm niejszych o dległości n astęp u jący ch o rb it k o m et i rojów m eteorów : a - ko­ m eta S w ift-T uttle 1862111 i Perseidy, b - k o m eta Enckego i T au ry d y , c - k o m eta T em pela-T uttla 18661 i L eonidy, d - k o m eta Hondy-M rkosa-Pajdusakow ej 1948X11 iot-K apricornidy, e - kom eta

Z pracowni i obserwatoriów 71

Dla oc-Kapricornidów obliczono zbliżenia orbit meteorów z kometami Leksela 17701 i Hondy... 1948 XII, ponieważ spór o pochodzenie tego roju nie został jeszcze rozstrzygnięty.

Rysunek 2 przedstawia histogramy wartości A r dla badanych rojów. Okazuje się, że w miarę malenia aktywności rojów - maleje też Ar, a maksimum przesuwa się w prawo na wykresie, co świad­ czy o coraz słabszym związku z macierzystą kom etą i długim wieku roju. A zatem wartość A r może być traktow ana jako miara wieku roju.

Ciekawe wyniki daje porównanie histogramów dla ot-Kapricornidów i kom et 1948 X11 i 17701. Ponieważ w przypadku komety 1948 XII maksimum w yraźnie nie istnieje, a i Ar jest większe niż dla kom ety 1770 I, zdaje się to rozstrzygać spór o pochodzeniu oc-Kapricornidów na rzecz komety Lek­ sela 17701.

L I T E R A T U R A B a b a d ż a n o w , P.B., 1958, Biul. Instyt. Fiz., nr 26, Stalinabad. B a b a d ż a n o w , P.B., 1963, Biul. Instyt. Fiz., nr 36, Duszanbe. B a b a d ż a n o w , P.B., 1955, Trudy Stal. Astr. Obs., t. V, Stalinabad. K a t a s j e w, L.A.,1950, Trudy Stal. Astr. Obs., t. III, wyp. I, Stalinabad.

'

■

s

« « » « ■

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIII (1975). Zeszyt 1