Postępy Astronomii nr 1-2/1985

onmjqg

s

PL ISSN 0032—5414

P O S T Ę P Y

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XXXIII - ZESZYT 1 - 2

STYCZEŃ - CZERWIEC 1985

WARSZAWA — Ł Ó D Ź 1986

tomu X X X III (1985)

„ P O S T Ę P Ó W A S T R O N O M I I ”

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1-2 A R T Y K U Ł Y

0. Nastula, Wpływ procesów geofizycznych na ruch obrotowy Ziemi. Część I ... ' ... 3 G. Bromboszcz, Struktura obszaru aktywnego w koronie słonecznej. Część I. Obserwacje rentge­

nowskie obszarów aktywnych ... ... 29

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

3. Mergentaler, Związek półcienia i cienia grup plam słonecznych ... 45 S. Szutowicz, Przegląd obserwacji pozycyjnych komety Halleya z jej pojawienia w 1835 r. . . . 51 B. Todorovic - Juchniewicz, Metody wyznaczania pozycji planet wewnętrznych ... 59

K R O N I K A

| Stefan Piotrowski] (J. Smak, A. Sołtan) ... 65 P. Flin, R. Juszkiewicz, Krakowska Szkoła Kosmologiczna PTA ... 69 K. Rudnicki, 0 statystyce prac opublikowanych w latach 1975-1983 ... 71

SPIS TREŚCI ZESZYTU 3-4

A R T Y K U Ł Y

K.M. Borkowski, Interferometria więlkobazowa. Część VII. Znaczenie VLBI dla astrometrii, geofizyki i nawigacji ... 79 J. Nastula, Wpływ procesów geofizycznych na ruch obrotowy Ziemi. Część II ... 93 3. Mergentaler, Niektóre powiązania Ziemi ze Słońcem ... 105 G. Bromboszcz, Struktura obszaru aktywnego w koronie słonecznej. Część II. Obserwacje XUV

oraz radiowe obszaru aktywnego ... 115 M.P. Dąbrowski, Czasoprzestrzeń, ogólna teoria względności i najprostsze modele kosmologiczne

Friedmana. Część I ...131

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

B. Rompolt, P. Rudawy, Koronograf 530-milimetrowy Uniwersytetu Wrocławskiego ... 141 P. Rudawy, Profil instrumentalny spektrografu 530-milimetrowego koronografu ... 147 B. Todorovic-Juchniewicz, Wpływ subtelnych efektów dynamicznych na ruch komet i planetoid . . 153

K R O N I K A

Przemówienie prezesa Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, doc. dra Jerzego Stodółkiewicza, podczas otwarcia XXII Jubileuszowego Zjazdu PTA, Wrocław, 17 września 1985 r ... 157 Sprawozdanie z działalności Zarządu Głównego Polskiego Towarzystwa Astronomicznego za okres

od 22 września 1983 do 19 września 1985. (M. Sarna, J. Stodółkiewicz)... 159 Protokół Walnego Zebrania członków Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. Wrocław, 19 wrześ­

nia 1985 r. (M. Królikowska, P. Moskalik)... ; ... ...163 Komunikat • ... .

f

( , / .

... 169

Spis treści tomu XXXIII (1985)

COAEPHAHHE TETPA£H 1-2

C l A I b H

E . Haciyjia, BjmaHHe reo$H3HMecKHX npoueccoB Ha BpaneHHe 3eMra. Hacib 1. r . BpoMfion, CTpyKTypa aKTHBHoft oOjiaciH b coJiHe<iHoft KopoHe. Macit 1 , PeHTre-

HOBCKHe HaSjiiofleHHH aKTHBHHx o ddacie!}... ... . H 3 J I A B O P A T O P H i ł H O B C E P J A I O P H l

3 . YepreHiajiep, Cbhsł njiona.net! TeHH h nooiyTeHH rpynn cojme^Htoc njiaHei . . C . lDyTOBH'i, 063o p no3hiihohhux Hafimo^eHHił KOMeTH rajuiea H3 ee noaBJieaua b 1835 ... ... B. To^opoBHi;-KlxHeBHW, MeTOflu onpe^eaeHHa nosnijHH BHyTpeHHux njiaHei . . . .

X P O H H K A

CieftaH ngQTpoBCKH (K). CidaK, A. Cojitbh) ... n. 'i'jiHK, P. KtaceBH'i, KpaKOBCKaa KOCMOaornqecKaa mKojia H A O ... K. Py^ramcH, O CTaiHCTHKe paSoi onyOjiHKOBaHHŁDc b 1975-1983 rr . . . .

COHEPiKAHHE TETPAJH 3-nł C T A T b H

K . M . E O P K O B C K H , Pa*HOHHTep$epOMeipHa C O CBepXflJJHHHUMH CasaMH. H a C T Ł V I I . P o a b PCflB b acTpoMeipHH, reo$H3HKe h HaBKraąHH ... E. Haciyjw, BjiHHHHe reotfHSH'iecKHX npoqeocoB Ha BpameHae 3eu.ni. Macit I I . . fl. MepreHTaJiep, HeKOToptre ahnema reoaKTHBHocTH Cojmna . . . .

r . B p o M 6 o m , C i p y K r y p a aK TH B H ofi o6j u i c t h b co aH eM H o fl K o p o H e . H a c i b I I . X O V u

pa^HOHaiOJIKIfleHHH aKTHBHOft OfijtaCTH...

M . A o M Ć p o B C K H , n p 0 C T p a H C T B 0 —B p eM H f o 6 mail T e o p H H O T H O C H i e j i b H O C T H H npoCTefl-

rane icocMOJiorHMecKHe MOfleaa 'vpn^Mana. 4acTL I ...

H 3 J I A B O P A T O P H K H O E C E P B A T O P H 0 B. PoMnojibi, n. PyjaBu, KopoHorpa$ 530-mm BpoijjiaBOKoro y H H B e p c H T e i a . . . n. PyaaBH, HHCTpyMeHTajbHbift npo$HJib cneKiporpa$a 530-km KopoHorpaifa . . . B. TOflOpOBHU- fJXHeBH M , BjIHHHHe T O H K H X W H a M X q e C K H X 3<jxJ)eKT0B H a ^ B H T C H H e

KO-«e T u MaJiux ... ... ... ....

X P O H H K.A

BucTynjieHHe Ilpeflce,naTejia nojtbCKoro AcTp0H0MH>jecK0r0 OSmecTBa non. jęp.E.Cio- ^yiKeBHHa no cjiywax o t k p u t h h XXII iOCiuiettHoro Cbe3,w RAO, BponaaB, 17

ceHiadpa 1985 ... . . . . ... O iie i o AeHTejibHOCTH TaaBHoro ynpaBJieHHfl IIosbCKoro AcipoHOUHwecKoro 06mec-

TBa o 22 ceHTHfipa 1983 flo 19 ceHiafipa 1985 r. (M. CapHa, E.CToayaiceBH>i) O n e t 06 06men Co6paHHH noabCKoro AcipoHounwecicoro OÓmecTBa, BpoiwaB, 19ceH-THÓpa 1985 r. (M. KpyjHKOBCKa, n. Mockobhk) ...

Coo6neHne

... .

3 29 45 51 59 65 69 71 79 93 105 115 131 141 147 153 157 159 163 169

CONTENTS OF NUMBER 1-2

A R T I C L E S

3. Nastula, The Influence of Geophysical Processes on the Earth’s Rotation. Part I ... 3 G. Bromboszcz, The structure of the Coronal Solar Active Region. Part I. X-Ray Observations of

the Solar Active Regions ... 29

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

J. Mergentaler, On the Prenumbra/Umbra Ratio of the Sunspot Groups ... 45 S. Szutowicz, Review of Positional Observations of the Hailey’s Comet During its Apparition

in 1835 ... 51 B. Todorovic-Juchniewicz, The Methods of Computation of Position of the Inner Planets . . . . 59

C H R O N I C L E

I Stefan Piotrowski (J. Smak, A. Sołtan) . ... 65 P. Flin, R. Juszkiewicz, Cracow Cosmological Summer School of PAS ... 69 K. Rudnicki, On the Statistics of Papers Being Published During 1975-1983 ... 71

CONTENTS OF NUMBER 3-4

A R T I C L E S

K.M. Borkowski, The Very Long Baseline Interferometry. Part VII. Importance of VLBI for Astrometry, Geophysics and Navigation ... 79 J. Nastula, The Influence of Geophysical Processes on the Earth’s Rotation. Part II ... 93 J. Mergentaler, Some Solar Activity Influences on Terrestrial Phenomena ... 105 G. Bromboszcz, The Structure of the Coronal Solar Active Region. Part II. The XUV and Radio

Observations of a Solar Active Region ... 115 M.P. Dąbrowski, The Space-Time, General Theory of Relativity and the Simplest Cosmological

Friedman’s Models. Part I ... .. ...131

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

B. Rompolt, P. Rudawy, The Coronograph 530 mm of the Wrocław U n iv er si ty... 141 P. Rudawy, The Instrumental Profile of the Spectrograph of the 530 mm Co ro n o g r a p h ... 147 8. Todorovic-Juchniewicz, The Influence of Subtle Dynamical Effects on the Motion of Comets

and Minor P l a n e t s ... ... 153

C H R O N I C L E

The Polish Astronomical Society Chairman’s J. Stodółkiewicz Speech Being Delivered on the Oc­ casion of the Opening of the 21-st Jubilee Assembly of the PAS, Wrocław,September 17, 1985. 157 Report on the Activity of the Executive Council of the Polish Astronomical Society for the

Period from September 22, 19B3 to September 19, 1985. (M. Sarna, J. Stodółkiewicz) . . . 159 Report on Plenary Meeting of the Polish Astronomical Society, Wrocław, September 19, 1985.

(M. Królikowska, P. Moskalik) ... 163 Announcement ... 169

4 Spis treści tomu XXXIII (1985)

INDEKS

Zeszyt Borkowski K.M., Interferometria wielkobazowa. Część VII. Znaczenie VLBI dla

astro-metrii, geofizyki i nawigacji ... ... 3/4 Bromboszcz G., Struktura obszaru aktywnego w koronie słonecznej. Część I. Obserwa­

cje rentgenowskie obszarów aktywnych ... 1/2 Bromboszcz G., Struktura obszaru aktywnego w koronie słonecznej. Część II. Obser­

wacje XUV oraz radiowe obszaru aktywnego... 3/4 Dąbrowski M.P., Czasoprzestrzeń, ogólna teoria względności i najprostsze modele

kosmologiczne Friedmana. Część I ... 3/4 Flin P., Juszkiewicz R., Krakowska Szkoła Kosmologiczna PTA ... 1/2 Juszkiewicz R., P. Flin, Krakowska Szkoła kosmologiczna PTA ... 1/2 K o m u n i k a t ... 3/4 Królikowska M., P. Moskalik, Protokół Walnego Zebrania członków Polskiego Towarzy­

stwa Astronomicznego. Wrocław, 19 września 1985 r ... 3/4 Mergentaler J., Związek półcienia i cienia grup plam słonecznych ... 1/2 Mergentaler J., Niektóre powiązania Ziemi ze Słońcem , ... 3/4 Moskalik P., M. Królikowska, Protokół Walnego Zebrania członków Polskiego Towa­

rzystwa Astronomicznego. Wrocław, 19 września 19B5 r ... 3/4 Nastula J., Wpływ procesów geofizycznych na ruch obrotowy Ziemi. Część I ... 1/2 Nastula J., Wpływ procesów geofizycznych na ruch obrotowy Ziemi. Część II . . . . 3/4 Piotrowski Stefan (Patrz J. Smak, A. Sołtan) ... 1/2 Protokół Walnego Zebrania członków Polskiego Towarzystwa Astronomicznego. Wrocław,

19 września 1985 r. (P. Królikowska, M. M o s k a l i k ) ... 3/4 Przemówienie prezesa Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, doc. dra Jerzego Sto-

dółkiewicza, podczas otwarcia XXII Jubileuszowego Zjazdu PTA, Wrocław,17 wrze­ śnia 1985 r ... 3/4 Rompolt B., P. Rudawy, Koronograf 530-milimetrowy Uniwersytetu Wrocławskiego . . . 3/4 Rudawy P., Profil instrumentalny spektrografu 530-milimetrowego koronografu . . . 3/4 Rudawy P., B. Rompolt, Koronograf 530-milimetrowy Uniwersytetu Wrocławskiego . . . 3/4 Rudnicki K., 0 statystyce prac opublikowanych w latach 1975-1983 ... 1/2 Sarna M., J. Stodółkiewicz, Sprawozdanie z działalności Zarządu Głównego Polskiego

Towarzystwa Astronomicznego za okres od 22 września 1983 do 19 września 1985 r. 3/4 Smak J., A. Sołtan, | Stefan Piotrowski] ... 1/2 Sołtan A., J. Smak, 1 Stefan Piotrowski! ... 1/2 Sprawozdanie z działalności Zarządu Głównego Polskiego Towarzystwa Astronomicznego

za okres od 22 września 1983 do 19 września 1985 r. (M. Sarna, J. Stodółkie­ wicz) ... . 3/4 Stodółkiewicz J., Przemówienie prezesa Polskiego Towarzystwa Astronomicznego pod­

czas otwarcia XXII Jubileuszowego Zjazdu PTA, Wrocław, 17 września 1985 r. . . 3/4 Stodółkiewicz J., M. Sarna, Sprawozdanie z działalności Zarządu Głównego Polskiego

Towarzystwa Astronomicznego za okres od 22 września 1983 do 19 września 1985 r. . 3/4 Szutowicz S., Przegląd obserwacji pozycyjnych komety Halleya z jej pojawienia w

1835 r. ... 1/2 Todorovic-Juchniewicz B., Metody wyznaczania pozycji planet wewnętrznych ... 1/2 Todorovic-Juchniewicz B., Wpływ subtelnych efektów dynamicznych na ruch komet i

p l a n e t o i d ... 3/4 Strona 79 29 115 131 69 69 169 163 45 105 163 3 93 65 163 157 141 147 141 71 159 65 65 159 157 159 51 59 153

PO STĘP Y

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T OM XXXIII - ZESZYT 1—2

STYCZEŃ — CZERWIEC 1985

W ARSZAW A — Ł Ó D Ź 1986

PA Ń STW O W E W Y D A W N IC T W O NAUKOWE

K O L E G IU M R ED A K C Y JN E R edaktor naczelny: Jerzy Stodółkiewicz, W arszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, W arszaw a Andrzej Woszczyk, T oruń

Sekretarz Redakcji: T om asz K wast, W arszawa

Adres Redakcji: 00-716 W arszaw a, ul. B artycka 18 C entrum A stronom iczne im. M. K opernika (PAN)

W Y D AW AN E Z ZA SIŁK U P O L S K IE J A K A D E M II N A U K

P rinted in P oland

Państw ow e W ydaw nictw o N aukow e O ddział w Łodzi 1986

Wydanie I. N ak ład 702 + 98 cgz. Ark. wyd. 4,75. Ark. druk. 4,75 P apier offset, kl. III, 71 g. 70 x 100. O d d a n o d o składania w październiku 1985 r.

P odpisano d o d ru k u w lutym 1986 r. D ruk ukończono w lutym 1986 r. Zam. 661/85. P-13. C ena zł 1 4 0

,-Z akład G raficzny W ydaw nictw N aukow ych Łódź, ul. Żwirki 2

Postępy Astronomii

Ton XXXIII (1985), Zeszyt 1-2

WPŁYW PROCESÓW GEOFIZYCZNYCH NA RUCH OBROTOWY ZIEMI

Część I

J O L A N T A N A S T U L A

Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa)

BJIHHHłiE rE0$M3M4ECKMX IIPOUECCOB HA BPAUłEHME 3EMJ1H

HacTb I

E . .

H a c T y j i H

C o , ą e p x a H H e

B cTaTbn

npejiCTaBJieHa npoójieMa bjthhhhh reo$H3H*iecKHx npoiiec-

c o b

Ha BpameHHe 3eMJin. B d to 8 Hacm onHcaHa pojib s th x npoueccoB b

HepaBHOMepHOCTH B AJIHTeJIbHOCTH

C y T O K .

THE INFLUENCE OF GEOPHYSICAL PROCESSES ON THE EARTH'S ROTATION

Part I

S u m m a r y

The problem of the influence of geophysical processes on the

Earth's rotation is presented* The role of thess processes in the

variations of the length of day is described in this part*

1. WPROWADZENIE

Ruch obrotowy Ziemi był od wieków podetawę pomiaru czasu i de

finicji Jednostki czasu. Początkowo używano skali czasu słoneczne

4

0. Naatula

go prawdziwego 1 posługiwano się zegarami 8łonecznymi. Ponad 100

lat temu wprowadzono do astronomii i życia cywilnego óredni czas

słoneczny Greenwich - czas uniwersalny UT, wolny od nieregularno-

óci kąta godzinnego Słońca prawdziwego.

Prawie do połowy bieżącego stulecia ruch obrotowy Ziemi uważa­

ny był za zjawisko przebiegające jednostajnie, a związany z nim

czas UT za upływający jednostajnie. Wprawdzie już w II

połowie

XIX w. zauważono systematyczne przesunięcie położenia K8iężyca

względem położeń przewidzianych rachunkiem teoretycznym, lecz po­

czątkowo nie wiązano tego zjawiska z zaburzeniami ruchu obrotowe­

go Ziemi. Wykrycie podobnych systematycznych zmian w ruchu innych

ciał nlebisskich uzasadniło przypuszczsnie, że są one wynikiem po­

wolnego zmniejszania się szybkości obrotowej Ziemi ( S p e n c e r -

- O o n e e

1939, 1956). Stało się Jasne, że czas wskazywany

przsz obracając? się Ziemię biegnie coraz wolniej, a doba wydłuża

się stale średnio o 0.0016 s/100 lat.

Sezonowe zmiany szybkości obrotowej Ziemi wykryto w latach

trzydziestych naszego wieku. S t o y k o (1936), analizując ma­

teriały służby czasu i wskazania zegarów wahadłowych, wykazał

istnienie sezonowych zmian czasu uniwersalnego UT. Analiza danych

otrzymanych po wprowadzeniu zegarów kwarcowych potwierdziła fakt

istnienia sezonowych zmian czasu UT. Wprowadzenie w latach pięć­

dziesiątych precyzyjnych zegarów atomowych do pomiaru czasu po­

zwoliło na wykrycie licznych innych okresowych i nieregularnych

fluktuacji szybkości obrotowej Ziemi.

Wobec wzrastającej dokładności pomiaru czasu konieczne stało

się zrezygnowanie z obracającej się Ziemi jako wzorcowego zegara

astronomicznego.

Za podstawową akalę czasu przyjęto w 1958 r. czas efemeryd - ET

(lub ET), wyznaczany przez jednostajnis zmieniający się argument

równań ruchu orbitalnego ciał Układu Słonecznego, a w 1969 r. Mię­

dzynarodowy Czas Atomowy TA (

a t

). Badanie zmian czasu uniwersalne­

go względem czasu efemeryd lub atomowego stało 8ię równoważne w y ­

znaczaniu zmian szybkości obrotowej Ziemi.

Analiza obssrwacji zaćmień Słońca, zakryć gwiazd przez Księ­

życ, a8tromstrycznych obssrwacji Słońca, Księżyca i planet dopro­

wadziła do wyznaczenia długookresowych i wiekowych zmian czasu UT

względem czasu ET. Wyrównana krzywa zmian A T ■ ET - UT wyznaczo­

na przsz M o r r i s o n a i S t e p h e n s o n a

z takich

L A T A

Rys. 1. Wyrównana krzywa zmian A T o ET - UT (do roku 1955) i <dT ■

■ TAI + 32?184 ♦ l?82l(-1.54 ♦ 2.33T - 1.48T2) (p0 roku 1955) -

M o r r i s o n i S t e p h e n s o n (l98l)

Czaa uniwersalny UT obarczony jest również zakłóceniami w y ni­

kającymi ze zmian wapółrzędnych geograficznych stacji obserwacyj­

nych, powodowanych ruchem bieguna. Po wprowadzeniu do UTO popraw­

ki na ruch średniego bieguna otrzymywany Jest tzw. czas UT1, kt ó­

ry zawiera zakłócenia wynikające jedynie ze zmian szybkości obro­

towej Ziemi. Prowadzone w ciągu ostatniego półwiecza astrometrycz-

ne precyzyjne obserwacje przejóć gwiazd przez południk na kilku­

dziesięciu stacjach oraz wprowadzane w ciągu ostatnich 20 lat pre-

cyzyjne laserowe i dopplerowskie pomiary położenia sztucznych sa­

telitów Ziemi (S S z ) , laserowe pomiary odległości Księżycia i ra-

diointerferometria długich baz (VLBl) pozwoliły na zbadanie krót­

kookresowych i nieregularnych zmian czasu UT1, czyli długości do­

by, o amplitudach rzędu 1 0 ”^ s. Na rys. 2 przedstawiono przebiegi

czasu UT1 z okresu 1980-1982 r., uzyskane z różnych technik pomia­

rowych.

Dla wyjaśnienia tych zaobserwawanych zmian czasu uniwersalne­

go, a także dla prawidłowego opisu dynamiki ruchu obrotowego na­

szej planety, konieczna jest informacja o procesach zachodzących

w jej wnętrzu i w atmosferze.

Ziemia nie jest Jednorodnym, sztywnym ciałem, lecz posiada

skomplikowana budowę wewnętrzna. Istnienie we wnętrzu Ziemi kilku,

różniących się między sobą własnościami fizycznymi, war8tw (skoru­

py, płaszcza, jądra wewnętrznego i zewnętrznego) ma decydujący

wpływ na jej ruch obrotowy. Modele wnętrza Ziemi opracowywane są

6

3. Nastula

Rys. 2. Krzywa zmian UT1, porównanie rezultatów otrzymanych z róż­

nych technik pomiarowych: BIH - astrometria, VLBI - interferome­

tria, VLR - laeerowe pomiary odległości Księżyca - R o b e r t ­

s o n

i in. (1983)

Rys. 3. Przebieg fal sejsmicznych podłużnych Vp i poprzecznych Vs

oraz rozkład gęstości w płaszczu i jędrze Ziemi według modeli Co

Anderson i Hart oraz 1066A Gilbert i Dziewoński - L a m b e c k

(1980)

głównie na podstawie informacji o przebiegu fal sejsmicznych. Na

rys. 3 przedstawiono przebieg prędkości sejsmicznych fal podłuż­

nych i poprzecznych oraz rozkład gęstości w płaszczu i jędrze Zi e­

mi w zależności od głębokości wg różnych autorów. Zasadniczo w s zy­

stkie modelowe rozkłady gęstości we wnętrzu Ziemi sę zbliżone do

siebie, a rozrzut wartości gęstości na odpowiednich głębokościach

nie przekracza kilku procent ( T e i e s e y r e 1983).

Skorupa wraz z górne częścię płaszcza (do ~ 1 0 0 km) nazywana

Jest litosferę ze względu na fakt, że obszar ten wykazuje dużę

sztywność ( T e i s s e y r e

1983)* Warstwa znajdujęca się po­

niżej litosfery (do ^

250 km) wykazuje własności plastyczne (te i s-

s e y r e 1983)* Teoria tektoniki płyt zakłada,

te

litosfera po ­

dzielona jest na poruszające się względsm siebie, niemal sztywne

płyty. Ruch płyt litosferycznych wywołany jest przez procesy ko n­

wekcji, zachodzęce w warstwach płaszczs o własnościach plastycz­

nych. Ruch płyt litosferycznych, na których znajduję się

stacje

obserwacyjne, może misć wpływ na dokonywane na nich pomiary szero­

kości geograficznej i powodować pow8tawanie błędów

systematycz­

nych.

Rys. 4. Model rozkładu przewodnictwa elektrycznego w dolnym płasz­

czu Ziemi - L a m b e c k (l980)

Nasza plansta ma pole magnetyczne, które jest sumę działania

źródeł wewnętrznych w jędrze i w skorupie orsz źródeł zewnętrznymi

w przestrzeni pozaziemskiej. Za najbardziej prawdopodobny proces,

powoduJęcy powstawanie normalnego pola magnetycznego (o źródłach

w jędrze)/uważa się mechanizm dynama hydromagnetycznego.

Teoria

ziemskiego dynama hydromagnetycznego zakłada istnisnis w ciekłym

8

O. Nastula

jądrze, którego materia ma własności przewodnictwa elektrycznego,

cyklicznego wytwarzania przez poruszający się strumień

elektro-

przewodzącej cieczy pola magnetycznego, którą z kolei powoduje

ruch cieczy. Oddziaływania elektromagnetyczne, zachodzące na gr a­

nicy jądra i płaszcza

,

mogę powodować zaburzenia ruchu obrotowego

naszej planety. Dla pełnej weryfikacji i wyboru konretnego modelu

oddziaływań konieczna jest dokładna znajomość warunków fizycznych,

a przede wszystkim wartości przewodnictwa elektrycznego we

w n ę ­

trzu Ziemi. Na rys. 4 przedstawiono wartości przewodnictwa elek­

trycznego, otrzymane przez różnych autorów (wg L a m b e c k a

1980).

W ostatnim dziesięcioleciu, dzięki wykorzystaniu aztucznych.sa­

telitów, uzyskano ezereg informacji o procesach zachodzących w ma g-

netosferze. Osiągnięte dane wskazują na pewne korelacje między zja­

wiskami magnetoeferycznymi, aktywnością słoneczną i zaburzeniami

ruchu obrotowego Ziemi.

Szczególnie istotna dla prawidłowego opisu dynamiki ruchu obro­

towego naezej planety jest informacja o cyrkulacji wiatrów i pro­

cesach atmosferycznych. Dane o rozkładzie ciśnienia barometryczne-

go i zmianach w cyrkulacji wiatrów uzyskiwane są z licznych s t a ­

cji meteorologicznych i z obserwacji satelitarnych, w badaniach

wpływu atmosfery na ruch obrotowy Ziemi wykorzystywane są również

teoretyczne modele atmosferycznej cyrkulacji i rozkładu ciśnień.

Oo analizy ruchu obrotowego potrzebne są również obserwacyjne

lub teoretyczne dane o globalnym bilansie wód: zmianie poziomu mórz

i oceanów, ilości lodu na powierzchni Ziemi, zmianach poziomu wód

gruntowych.

Reasumując, prawidłowy opis dynamiki naszej planety jest z a ­

gadnieniem skomplikowanym i wymaga znajomości wielu procesów g e o ­

fizycznych.

W badaniach ruchu obrotowego Ziemi rozważane są

następujące

zagadnienia: ruch osi obrotu w przestrzeni, zmiany prędkości obro­

towej, ruch osi obrotu w bryle Ziemi (ruch bieguna).

Dotychczas najlepiej wyjaśniono pochodzenie pierwszego z w y ­

mienionych procesów, t j . zjawiska precesji i nutacji, wywoływane

przez grawitacyjne oddziaływania Księżycia i Słońca.

Drugie z wymienionych zjawisk, t j . zmiana prędkości obrotowej

Ziemi, przejawia się jako fluktuacje długości ziemskiej doby lub

czasu uniwersalnego UT, a wśród nich występuję zaburzenia;

1) wiekowe, t j . wydłużanie się ziemskiej doby o 0.001-0.002 s

na stulecie,

2) nieregularne zmiany UT, trwajęce od 10 do kilkudziesięciu

-3

-2

lat o amplitudach 10

-10

s i krótkotrwałe od kilku do kil-

kunastu miesięcy o amplitudach (1-3) * 10“ s,

3) okresowe zmiany UT, trwajęce od kilkudziesięciu dni do

kilkudziesięciu lat i o amplitudach 10~4 -10~3 s.

Zmiany szybkości obrotowej Ziemi o okresach od 10 do

ki lk u­

dziesięciu lat nazywane sę oscylacjami dekadowymi^ Fluktuacje dwu­

letnie, roczne i półroczne nazywane sę sezonowymi. Oscylacje pręd­

kości obrotowej o okresach mniejszych niż pół roku

noszę nazwę

krótkookresowych (rys. 5).

C z ę s to ś ć ( cykle/rok)

Rys. 5. Widmo zmian długości dnia według danych

astronomicznych

(od poczętku XIX w.) w Jednostkach względnych ^jr- L a ra b e c k

(1980)* Zmiany długości dnia: A - dekadowe, B - sezonowe, C - krót­

kookresowe: a - dwuletnie, b -. roczne, c - półroczne, d - miesięcz­

ne, e - dwutygodniowe, f - widmo błędu czasu efemeryd

( B r o u ­

w e r ) , g - widmo błędu czasu efemeryd ( s t o y k o ) , h - widmo

błędu czasu uniwersalnego, i - przewidywane widmo błędu radio-

interferometrii, j - widmo błędu czasu atomowego

Występowanie w zmianach długości dnia fluktuacji wiekowych, d e ­

kadowych i sezonowych wlęże się z oddziaływaniem na ruch obrotowy

Ziemi różnego rodzaju procesów geofizycznych. W niniejszym artyku­

le omawiany Jest wpływ niektórych z tych mechanizmów, takich Jak:

10

3. Nastula

cyrkulacja atmosferyczna, sprzężenie jądro-płaszcz, globalny bi­

lans wody, aktywność słoneczna.

Trzecie z występujących w ruchu obrotowym Ziemi zjawisk, tj.

zmiany położenia osi obrotu w bryle Ziemi (czyli ruch biegunów geo­

graficznych) 1 ich związek z procesami geofizycznymi,zostanie omó­

wione w dalszych częścisch artykułu.

Będziemy rozważać obrót systemu sztywnej Ziemi z atmosferą z

prędkością kątową

co

wokół środka masy sztywnej Ziemi w układzie

współrzędnych o osiach

(i *> 1,2,3), skierowanych wzdłuż

jej

głównych osi bezwładności* Ruch obrotowy sztywnsj Ziemi z atmosfe­

rą w obecności momentów sił zewnętrznych

może być opisany dyna­

micznym równaniem Eulera (m u n k i M a c D o n a l d

1960;

L a m b e c k 1980; B a r n e s

l i n . 1983):

gdzie sumujemy po powtarzających się wskaźnikach.

Moment pędu

systemu Ziemla+atmoafsra ma postać:

gdzis hŁ(t) Jest momentem pędu wynikającym z ruchu powietrza i wo­

dy z prędkością u względem przyjętego układu współrzędnych związa­

nego ze sztywną Ziemią:

2. PODSTAWOWE RÓWNANIA

Hi ( 0 - I1j(t)"J(t) + hi(t).

(

2

)

(3)

Wielkość Z

j j

C O jest zależnym od czasu tensorem bezwładności:

Wstawiając zależność (

2

) do równania (l) otrzymamy

b e c k

1980):

(

l

a

m-(4)

d( I i j ^ +hi )

Zakładając, że odstępstwa od stanu niezaburzonego Ziemi (rozumia­

nej jako bryła sztywna) są małe, tensor bezwładności można zapi­

sać w postaci:

^ ( 0 - I±J + ^ I i;J(t),

(6)

gdzie wielkość

Jest tensorem bezwładności sztywnej Ziemi:

I ±i . ( O A 0 ).

(7)

C i A oznaczają tu odpowiednio biegunowy i równikowy

moment

bezwładności sztywnej Ziemi (zakładamy, że A = B , czyli Ze Ziemia

Jest elipsoidę obrotową). Wielkości ^ I ^ ^ t ) przedstawiają zabu­

rzenia tensora bezwładności.

Ponieważ obrót sztywnej Ziemi mało odbiega od obrotu

Jedno­

stajnego, składowe wektora prędkości kątowej można przedstawić w

p o staci:

[ a ^ , a)2 , = j^m^, m2 , 1 + m3 ] Q , ( 8 )

gdzie

Q

oznacza średnią prędkość obrotu Ziemi, zaś n^, m2 , 1+m^ -

cosinusy kierunkowe

uj

(rys. 6). Zakładając, ż e :

I ^ Iij t <^: C *

h ± < ^ i 2 C ,

| m 1 | ^ 10"*7 ,

m ± <5:

Q

i zaniedbując małe drugiego rzędu w równaniu (5), otrzymuje

się

( L a m b e c k 1980; B a r n e s 1983):

1

dm,

1

@ 7 " d t ~ + m2 = ^ 2

1

dm2

ST

2

- m i = -

(0 )

'

Si

r

dm

Wielkość

6

Jest częstością Eulera nutacji swobodnej

osi

obrotu Ziemi. Wynosi ona 2/7/305, gdzie 305 jest okresem

nutacji

swobodnej (w dniach) teoretycznie przewidzianym przez Eulera dla

sztywnej Ziemi. Funkcje

zwane funkcjami pobudzenia,

przedsta-12

3. Nastula

Rys. 6. Wektor chwilowej prędkości ruchu obrotowego: x1# x2 . x,

główne osie bezwładności

wiają zależność ruchu obrotowego Ziemi od wszystkich możliwych me­

chanizmów zaburzających* Funkcje ^ i

opisują tzw. pobudzenie

(zaburzenie) ruchu biegunów geograficznych, funkcja ^ opisuje po­

budzenie zmian szybkości obrotowej Ziemi. Przebieg czasowy posz­

czególnych funkcji pobudzenia otrzymuje się w oparciu o geofizycz­

ne dane empiryczne i teorię opisującą poszczególne ingerujące tu

zjawiska geofizyczne. Uzyskane w ten sposób wartości

1 obliczo­

ne z nich

są porównywane z otrzymanymi z danych obserwacyjnych

wartościami m^ w celu sprawdzenia przyjętych teorii i modelowych

lub empirycznie wyznaczonych parametrów opisujących zjawiska geo­

fizyczne.

Układ równań (g) opisuje ruch obrotowy sztywnej Ziemi. Obrót

może być wówczas przedstawiony za pomocą trzech parametrów m^:

ml “ 601 ^ *

m2 =

(l°)

gdzie PQ ■ 2 Ti/fi oznacza średnią długość ziemskiej doby. Składowa

OJj chwilowej prędkości kątowej skierowana wzdłuż średniej osi

obrotu przedstawia prędkość obrotu Ziemi wokół średniej osi ob­

rotu. Składowe

i o l e ż ą c e w płaszczyźnie prostopadłej do ^

określają położenie chwilowego bieguna. Parametry

i m

2

opisu­

ją zmiany położenia chwilowego bieguna względem powierzchni Ziemi,

a ra

3

definiuje zmiany prędkości obrotowej Ziemi, czyli

długości

doby.

Rozwiązanie układu równań (9) ma postać (

l

a m b e c k 1980;

B a r n e s i in. 1983):

«e(t) - olSrt( * c 0 - ler / » c(r).'lfr; t t \

(12)'

m

3

■

<^3

+ const,

gdzie zastosowano zapis:

"c " "l + 1 *2 1

wc *

+ lf2*

Prawe strony układu równań (9) nazywane funkcjami pobudzenia

mają postać (

l

a m b e c k 1980):

2

dhg

Si A11Z + S3

^

+i2h1

--- l_2

P 2 (c - A)

,

d(4l,,)

dh,

■O ^ X23 “ ^ ~

d

t

+ ^ h2 ~ dt + L1

y

--- ---

27

--- * --- '

(14 >

*

S2 (c - a)

?

t

- J2h, +

P / L_dt

b ________

3 3 3

_______ 3

3

5

-lub w zapisie zespolonym:

2

dfal )

dh

^ 4 1 c - i ~ dtS ♦•Q h c " i ' d t ^ + iLc

V c " ---

1

--- '

(

15

)

S3‘

(c

- A)

14

3. Nastula

Przy wyprowadzaniu równań (9 ) Ziemia potraktowana była

jako

ciało sztywne. W modelu bardziej zbliżonym do rzeczywistości na-

leZy uwzględnić sprężyste deformacje powierzchni Ziemi na skutek

działania zmiennych sił odśrodkowych czy pływowych.Deformacje nie­

jednorodnej Ziemi

(J.

można przedstawić przez potencjał zaburzający

W i tzw. liczby L o v e 'a H(r), K(r) oraz liczbę Shida L(r) (t e i s-

s e y r e 1983):

* V ■ | 2 > „ ( r ) V

d W n

Z Kn(0 ^T*

1

9 W n

" g ^

L n^r ^ sin

i^dA '

gdzie r oznacza odległość rozpatrywanego punktu od środka Ziemi.

Liczby L o v e 'a i Shida sę definiowane przez ich wartości na po­

wierzchni h n = H n(a), k n ■ K n(a), ln = L n (a), gdzie a oznacza pro­

mień Ziemi, natomiast teoretyczne ich wartości uzyskuje się przy

założeniu prostych modeli Ziemi, np. h - H2 (a), k ■ K2 (a),

1 «

* L2 (a). Liczby te zależę w ogólności od budowy wewnętrznej Z i e ­

mi, gęstości, modułów sprężystości. Po wprowadzeniu poprawek

na

sprężyste deformacje Ziemi w równaniach (9 ), częstość nutacji swo­

bodnej Eulera należy zastępie przez częstość

= 1.43 ćT.. W a r ­

tość e" » 27^(430 dni) J e

3

t zbliżona do obserwowanej częstościnu­

tacji 8wobodnsj Ziemi, zwanej częstościę Chandlera od nazwiska am e­

rykańskiego astronoma, który pierwszy wyznaczył okres nutacji swo­

bodnej sprężystej Ziemi. Zmienić również należy inne wielkości w

układzie równań (9 ), mianowicie h^ = 1.43h^, h2 = 1.43h2 ,

L^ =

» 1.43Llf L2 = 1.43L2 , Z1I^3 = (1 + k ' )Z)I3 3 , k' = -0.30.

W przypadku, gdy reakcja na działanie sił zaburzających

nie

jest sprężysta, należy uwzględnić efekty dyssypacji energii. W ó w ­

czas częstość nutacji swobodnej ma postać

ff

=

<t (

1 + 2i/Q). W i e l ­

kość Q Jest funkcję dyssypacji i może być zdefiniowana m. in. wz o­

rem (l a m b e c k 1980):

Q"1 = (l/277)ziE/£.

gdzie E oznacza maksimum energii sprężystej zgromadzonej w jedno­

stce objętości w cięgu jednego cyklu, zaś zlE sumę energii traco­

5

00

4000

%

A:

' ł J

'§

-O 1SOO

2000

2500

500

4000

Q

_L

4500

J—

2000

__L_

j

Sailor

&

Dziewoński

Anderson &

Hart SL1

l >

i \ Andersonie Hart SL8

3000

-

jź

F

Rys. 7. Przebieg wartości Q według sejsmicznych fal poprzecznych

‘

(1980)

- L a m b e c k

Q ”1 = (l/277)4Ek/Ek .

gdzie Ek jest energię kinetyczny, zaś Z) Ek zmianę energii kinety­

cznej w ciągu cyklu. Rysunek 7 przedstawia przebieg Q w płaszczu

Ziemi według różnych autorów. Sposób wprowadzania poprawek na de­

formację Ziemi, jak również efektu istnienia ciekłego jędra Ziemi,

może prowadzić do rozbieżności wyników otrzymywanych przez

róż­

nych autorów.

Funkcje pobudzenia opisywane wzorami (l4) i (l5) można

roz­

dzielić na trzy składowe ( L a m b e c k 1980):

^ (przemieszczenia) + ^ (ruchu) +

(momentów sił),

gdzie:

Alr

(P

c (przemieszczenia) = ^

ćatc

i

dhc

w

(ruchu) .

hc 7 ? 3 t

-c

o(c

- A)

iL

(momentów sił) = -g--- ~--- ,

S ? ( C

K }

16

□ . Nastula

" A

I__

<

p

, (przemieszczenia) » —

p---3

Wz

(ruchu) =

t

(/Jx

(momentów sił) = -Q

f

L,dt.

5

J0

*

Człon nazywany

t/J

(przemieszczenia) opisuje zaburzenie ruchu obroto­

wego powstające na skutek zmian momentu bezwładności Ziemi, a w y ­

nikające z przemieszczenia mas atmosfery, wody oraz mas we

w n ę ­

trzu i na powierzchni Ziemi. Człon nazywany

(p

(ruchu) opisuje z a ­

burzenie powstające na skutek ruchu atmosfery i wody względem przy­

jętego układu odniesienia* Składnik

V

(momentów sił) uwzględnia ro­

lę momentów sił zewnętrznych.

W zależności od rodzaju procesu geofizycznego poszczególne ro­

dzaje funkcji pobudzenia odgrywają różną rolę. W zagadnieniach

związanych z cyrkulacją atmosferyczną wykorzystuje się funkcje po­

budzenia, powstałe na skutek ruchu lub momentów obrotowych. W przy­

padku zjawisk takich, jak zmiany ciśnienia atmosferycznego, fluk­

tuacje bilansu wody, trzęsienia ziemi, ruch płyt

tektonicznych,

rozważa się funkcje pobudzenia, powstałe na skutek przemieszczenia

mas i zmiany tensora bezwładności.

3. SEZONOWE ZMIANY DŁUGOŚCI DOBY

W latach trzydziestych naszego wieku po raz pierwszy odkryto

sezonowe zmiany prędkości obrotu Ziemi (S t o y k o 1936). Dokład­

niejsze informacje na ten temat otrzymano po wprowadzeniu atomo­

wej skali czasu. Do sezonowych zmian długości doby zalicza się

oscylacje o okresach rocznych, półrocznych i dwuletnich (rys. 5).

Amplitudy wyrazów sezonowych są zmienne i wynoszą kilkadziesię-

tych milisekund dla półrocznych i dla rocznych składowych. O b ec­

nie wiadomo, że najważniejszym mechanizmem generującym zmiany dłu­

gości doby są sezonowe zmiany strefowej cyrkulacji wiatrów i zwią­

zane z nimi fluktuacje osiowej składowej momentu pędu atmosfery

h3 (patrz równanie 3).

W przypadku badania wpływu atmosfery na prędkość ruchu obroto­

wego Ziemi możliwe są dwa podejścia. Pierwsze nazywane metodą b i ­

lansu momentu pędu opiera się na traktowaniu systemu Ziemia i

atmo-sfera jako układu odosobnionego. Momenty sił zewnętrznych są za­

niedbywane, a zmiany momentu pędu atmosfery powodują równe co do

wartości, lecz o znsku przeciwnym, fluktuacje momentu pędu Ziemi.

Ocena wpływu atmosfery na ruch Ziemi sprowadza się do obliczenia

dwóch członów w funkcji pobudzenia, tzn.

ip

(ruchu) i

y

(przemiesz­

czenia). W przypadku zmian długości doby główną rolę odgrywa,skład­

nik

ip

(ruchu) opisujący wkład cyrkulacji wiatrów, podczas gdy w

przypadku zmian położenia bieguna znaczący wkład da.1e składnik

y

(przemieszczenia), opisujący rozkład ciśnienia atmosfery nad lądem

i oceanami.

Druga metoda badania wpływu atmosfery na ruch obrotowy Ziemi

nazywa się metodą momentu sił i opiera się na rozpatrywaniu Ziemi

i atmosfery jako odrębnych systemów. Obliczane są wówczas momenty

sił mechanicznego oddziaływania atmosfery na ziemską powierzchnię.

Rozpatruje się wtedy wpływ tarcia wiatrów o powierzchnię lądów i

oceanów 1 powstające na skutek różnicy ciśnień na stokach dużych

łańcuchów górskich momenty obrotowe.

Metoda bilansu momentu pędu jest słuszna, gdy zakładamy,

że

moment pędu atmosfery w badanym okresie zmienia się jedynie na sku­

tek oddziaływań mechanicznych (tarcie, ciśnienie). Obszerne porów­

nanie obu wymienionych metod można znaleźć w pracy S i d o r e n-

k o v a (1968).

Z prac wykorzystujących metodę momentu pędu wynika, że sezono­

we zmiany o okresie rocznym eą prawie całkowicie (do 90%) genero­

wane przez fluktuacje strefowej cyrkulacji wiatrów na wysokości 0-

-30 km (rys. 8). Zmiany przebiegu wiatrów na wysokościach powyżej

30 kra wydają się mieć bardzo mały wpływ na oscylacje roczne, choć

proces ten wymaga dalszych badań. Wyniki otrzymane na

podstawie

metody momentu sił wykazują dużą rolę momentów obrotowych, powsta­

jących na stokach łańcuchów górskich, i nieco mniejszą tarcia wia­

trów o powierzchnię lądu i oceanu. Obie te aetody potwierdzają hi­

potezę o głównej roli wiatrów w generowaniu rocznych oscylacji dłu­

gości doby. Natomiast efekt zmian ciśnienia atmosferycznego Jest

zaledwie rzędu 10% wpływu wiatrów. Pewien, choć bardzo niewielki,

wkład do obeerwowanego pobudzenia mogą dawać sezonowe zmiany sil­

nych prądów oceanicznych, jednakże proces ten nie Jest Jeszcze do­

brze zbadany. Sezonowe fluktuacje wód gruntowych mają zaniedbywal-

nie mały wkład do pobudzenia rocznych oscylacji długości doby. In­

formacje o wymienionych mechanizmach można znaleźć w pracach:La

m-/ i i • u . %

\

f U N . ' ^ 1

w

jr

18

0. Nastula

0.6 OM

?

02 c

I

5 0

_Ol l2

0

J -0.2 N

-0A

1317.0 43115 13160 13165 13130 1313S 19800 13605 13640 43815 Czas

Rys. 8. Porównanie (a) przebiegu amplitudy rocznego pobudzenia we

dług danych astronomicznych i (b) pobudzenia przez zmiany momentu

pędu - E u b a n k s i in. (1983)

~~3Ó°N

Rys. 9. Rozkład amplitudy rocznego wyrazu funkcji pobudzenia

(w

1 0 -15 m - 1 ) względem wysokości (poziom ciśnienia) i szerokościgeo­

graficznej - H a r a (l980)

4000

0

10

20

30

40

50

60

70

60

S ze ro k o ść g e o g ra fic zn a

10

30

70

400

^ 1 5 0.

£

200

-£

300

-,<u AOO

c

■J)

O

DTugoić geograficzno

10

SO-

7O

100 ISO

2oo

250

.*)

300

§

uoo

5o0

~vo

Ci I

00

850

-1000

Rys. 10. Rozkład amplitudy rocznego wyrazu funkcji pobudzenia (w

1015 a ”1 ) względem wysokości i długości geograficznej -

H a r a

(1984;

Rys. 11. Diagram amplitudy i f8zy wyrazu rocznego funkcji

pobu­

dzenia, 16 VIII 1965 • Promień koła odpowiada Jednostce wz gl ęd­

nej 1 x 1 0 " 9 - H a r a (l980). *Y - rejon Himalai i Tybetu. H -

zachodni rejon Gór Skalietych, R - Góry Skaliste, ST - obszar sub­

tropikalny, EA - obszar Europy, m3 - a > / Q , T - obszar tropikalny

b e c k a i C a z e n a v e g o (l973, 1974, 1977), L a m b

e-c k a i H o p g o o d a (l98l) L a m b e e-c k a (l980),

E

u-b a n k 8 a

i in. (l983), W a h r a (l983), B a r n e s a i in.

(1983), H a r y (l980), H a r y i Y o k o y a m y (l984).

20

3. Nastula

C z a s

R y s . 12. Porównanie (a) przebiegu amplitudy półrocznego wyrazu po­

budzenia według danych obserwacyjnych i (b) pobudzenia przez zmia­

ny momentu pędu atmosfery - H a r a

i

Y o k o y a m a (l984;

Amplituda i faza rocznej składowej funkcji pobudzenia

zmian

długości doby wykazuję zależność od szerokości i długości geogra­

ficznej, n8 których zachodzę zmiany cyrkulacji atmosferycznej (

h

a-

r a 1980) (rys. 9-11). Rozkład szerokościowy amplitudy rocznego

wyrazu funkcji pobudzenia wykazuje istnienie dwóch regionów

d u ­

żych amplitud: na poziomie 250-300 mb w średnich szerokościach i

na poziomie 1000 mb w strefie tropikalnej. W rozkładzie względem

długości geograficznej (dla średnich szerokości) zaznaczają

się

trzy obszary podwyższonej amplitudy związane z regionami Hi ma la­

jów i Tybetu oraz Gór Skalistych.

W przypadku półrocznego wyrazu zmian długości dnia, podobnie

jak dla składowej rocznej, znaczącą rolę odgrywa cyrkulacja stre­

fowa wiatrów na wysokościach 0-30 km (rys. 12). Tym razem jednak

znaczny wkład do pobudzenia (do 50%) dają efekty pływowe

części

stałej globu ziemskiego. Pewien mały wkład do zaburzenia długości

doby o okresie półrocznym mogą mieć sezonowe zmiany prądów ocea­

nicznych i wiatrów wiejących powyżej 80 km. Fluktuacje ciśnienia

atmosferycznego odgrywają zaniedbywalną rolę w pobudzeniu wyrazu

półrocznego. Petrz np. L a m b e c k i C a z e n a v e

(l973,

1974, 1976, 1977), L a m b e c k i H o p g o o d (l98l), L a m ­

b e c k (l980), E u b a n k s i in. (l983), W a h r

(l983),Bar-Ruch obrotowy Ziemi

21

2 0 3 0 HO 5 0 60

S z e ro k o ś ć ge o gra fic zn a

70°N

Rys. 13. Rozkład amplitudy półrocznego wyrazu pobudzenia (l0_ m“ )

względem wysokości i szerokości geograficznej - H a r a i Y

o-k o y a m a (1984)

10 5 0 1 0

jQ

400

JE

150

<u

200

c

(U 250

c

SOO

-w

0

400 5 0 0 700 850 '1000■

m h / 120

6 0

°

0°

60°

120°

180°E

DTugośd geograficzn a

Rys. 14. Rozkład amplitudy półrocznego wyrazu pobudzenia (lO-^ m~^)

względem wysokości i długości geograficznej - H a r a (1980)

n e s i in. (l983), H a r a (l980), H a r a i Y o k o y a m a

(l984). Podobnie Jak w przypadku rocznej składowej, amplituda pół­

rocznego wyrazu funkcji pobudzenia jest uzależniona od szerokości

i długości geograficznej ( H a r a 1980) (ry9. 13-15). Półrocz­

ny wyraz w

wykazuje maksimum amplitudy w obszarze tropikalnym.

W przeciwieństwie do składnika rocznego, amplituda wyrazu półrocz­

nego jest bardzo mała w strefie średnich szerokości. W rozkładzie

f

22

3. Nastula

Rys. 15. Diagram amplitudy i fazy półrocznego wyrazu

pobudze--10

nla. Promień koła odpowiada 5 * 10

jednostek względnych. HY

rejon Himalai i Tybetu, H - zachodni rejon Gór Skalistych, ST

obszar subtropikalny, EA - obszar Europy, T - obszar tropikalny

amplitudy wyrazu półrocznego względem długości widać, podobnie jak

w przypadku rocznego, dominujący wpływ dwóch łańcuchów górskich.

W rozważaniach na temat wpływu atmosfery na długość doby bada

się zwykle wymianę momentu pędu pomiędzy atmosferę a stałą Ziemię,

przy założeniu stałości momentu bezwładności układu Ziemia atmo­

sfera i braku sił zewnętrznych. W pracy F e r r o n s k y ' e g o

(1983) przedstawiony jest nowy sposób wyjaśnienia mechanizmu po­

wstawania sezonowych (rocznych i półrocznych oscylacji

długości

doby). F e r r o n s k y swoję teorię opiera na rozwiązaniu rów­

nania Dacobiego dla systemu mas punktowych:

Ą - = 2E - u,

(17)

dt

gdzie 0 Jest funkcję Dacobiego, E - całkowitę energię systemu, u-

potencjalnę energię grawitacyjnę.

Równanie to może być zredukowane do równania z jednę zmien­

ną ( F e r r o n s k y i in. 1982). W artykule F e r r o n s k y'-

e g o (l983) równanie Oacobiego otrzymywane jest z równań Eulera

dla atmosfery traktowanej jako gazowa otoczka planety. Następnie

uzyskiwane jest rozwięzanie dla stanu zaburzonego przez strumień

energii słonecznej, otrzymywanej przez Ziemię podczas

ruchu po

eliptycznej orbicie z uwzględnieniem nachylenia osi obrotu Ziqmi

do ekliptyki. Wyniki przedstawia rys. 16. Zbieżność między

prze-biegiem doświadczalnym zmian długości dnia wyznaczonym empirycz­

nie a uzyskanym teoretycznie wydaje się być zadowalająca.Miesięcz­

ne przesunięcie mogłoby wskazywać, że z takim opóźnieniem następu­

je przekaz momentu pędu od atmosfery do Ziemi.

Rys. 16. Porównanie (l) teoretycznej i (2 ) doświadczalnej krzywej

zmian długości dnia. (3 ) i (4 ) przedstawiają odpowiednio roczny i

półroczny wyraz zmian długości dnia - F e r r o n s k y (1983)

Oprócz sezonowych rocznych i półrocznych zmian widmo zmian dłu­

gości dnia wykazuje prawie dwuletnią oscylację (o k a z a k i 1977;

L a m b e c k i C a z e n a v e

1973, 1977; L a m b e c k 1980;

H a r a 1980). Z prac teoretycznych wynika, że oscylacja dwulet­

nia jest powiązana ze zmianami cyrkulacji wiatrów w dolnej strato-

sferze i górnej troposferze ( L a m b e c k

i

C a z e n a v e

1973, 1977; L a m b e c k 1980). Potrzebne są Jednak dokładniej­

sze informacje na temat dwuletniej cyrkulacji wiatrów w atmosfe­

rze .

4. KRÓTKOOKRESOWE ZMIANY DŁUGOŚCI DOBY

W ostatnich latach dzięki wykorzystaniu nowych technik pomia­

rowych i doplerowskich obserwacji sztucznych satelitów Ziemi -SSZ,

24

0. Nastula

■1916 1977 1973 1981 19Q2.

C z a s

Rys. 18

C z a t ,

Rys. 17 i 18. Porównanie krótkookresowych wyrazów zmian długości

dnia według danych obserwacyjnych (l) (IMPS - rys.

17 i BIH

- rys.

18) i (2) tych samych wyrazów otrzymanych przy zał. pobu­

dzenia przez zmiany momentu pędu atmosfery H a r a i Y o k o

-y a m a (1984)

laserowych obserwacji SSZ i Księżyca, radiointerferometrii, udało

się otrzymać dokładniejsze informacje na temat zmian długości d o ­

by o okresach mniejszych niż jeden rok. Wyodrębniono oscylacje o

okresach 120-80, 50 dni i amplitudach rzędu 1 ms.Oednocześnie uzy­

skane z obserwacji SSZ dokładniejsze dane o zmianach momentu pędu

Rys. 19. Porównanie przebiegu amplitudy nieregularnego składnika

zmian długości dnia (fP'(riB) i zmian z miesiąca na mieaięc prędko­

ści wiatru słonecznego V (fluktuacje V wyprzedzały o 4 miesięce

zmiany ^P*) - K i s e l e v (1980)

atmosfery, umożliwiły badanie jej wpływu na krótkookresowe fluk­

tuacje długości dnia. W wyniku porównania przebiegu zmian osiowej

składowej momentu pędu atmosfery h3 i fluktuacji długości doby o

okresach od 1 roku do 40 dni, okazało się, że są one

generowane

głównie przez atmosferę ( L a m b e c k i C a z e n a v e 1974;

O k a z a k i 1977; D j u r o v i c 1983; E u b a n k s i in.

1983; R o s e n i S a l s t e i n 1983; H i d e 1980; H a r a

i Y o k o y a m a 1984). Rysunki 17, 18 przedstawiają porówna­

nie przebiegu krótkookresowych zmian długości doby i momentu p ę ­

du atmosfery. Fluktuacje momentu pędu o okresach mniejszych

niż

rok powstaję przede wszystkim w obszarze 10°-25°S i 20°-35°N (r o-

s e n i S a l s t e i n 1983). Prawdopodobne jest, że właśnie

te regiony daję znaczęcy wkład do niesezonowych zmian długości

d n i a .

W widmie zmian długości dnia występuję również

nieregularne

zmiany trwające kilkadziesięt dni o amplitudach rzędu 1-3 ms. (

d o

-

m i ń s k i 1984). S i d o r e n k o v (l982a) sugeruje,że nie­

regularne zmiany długości doby z roku na rok, sę związane z zabu­

rzeniami ogólnego bilansu wody (woda, lód, śnieg). Próbuje się po­

wiązać nieregularne zmiany długości dnia z przejawami aktywności

słonecznej (rys. 19) ( K i s e l e v 1980). Dotychczasowe badania

wskazuję na istnienie statystycznego zwięzku między zmianami

sło-26 O. N a s t u la n e c z n e j a k ty w n o ś c i a n ie se z o n o w y m i f lu k t u a c j a m i d ł u g o ś c i doby o k r ó t k i c h i d łu g ic h o k re s a c h ( p a t r z c z . I I , r o z d z . i ) . LITERATURA B a r n e s R . T . H . , H i d e R. , W h i t e A. A . , W i l s o n C . A . , 1983, P r o c . R o y a l S o c . L o n d o n , A 3 8 7 , 3 1 . B r z e z i ń s k i A . , 1980, P o s t . A s t r . , X X V I II 1 , 3 . D j u r o v i c D . , 1983, A s t r o n . A s t r o p h . , 1 1 8 , 2 6 . D o m i ń s k i I . , 1984, p ra c a p rz e d s ta w io n a na Międzynarodow ym Sympozjum G eodesy and P h y s ic s o f th e E a r t h , M agdebu rg, GOR. E u b a n k s 3 . M . , S t e p p e 3. A. , D i c k e y 3. 0. , C a 1- l a h a m P . S . , 1983, p ra c a p rz e z n a c z o n a do 3 .G .R . F e r r o n e k y S . V . , 1983, C e l . M e c h ., 3 0 , 7 1 . F e r r o n 3 k y V. I . , D e n f r s i k S. A . , F e r r o n s k y S . V . , 1982, C e l . M e c h ., 2 7 , 2 8 5 . H a r a T . , 1980, P u b l. I n t . L a t i t . O b s. M iz u sa w a , 1 4 , 4 5 . H a r a T . , Y o k o y a m a K . , 1 9 8 4 ,p ra c a p rz e d s ta w io n a na M ię ­ dzynarodowym Sympozjum Space T e c h n iq u e s f o r G e o d y n a m ics, S o - p r o n , H u n g a ry . H i d e R. , B i r c h N . T . , M o r r i s o n L . V . , S h e a D.3., W h i t e A . A . , 1980, N a t u r e , 2 8 6 , 114. K i s e l e v W. M ., 1980, „ N ie ra w n o m ie rn o s t s u to c z n o g o w r a s z - c z e n ij a Z i e m l i " , N auka, N o w o s ib ir9k . L a m b e c k K . , 1980, "The E a r t h 's V a r i a b le R o tatio n . G e o p h y s ic a l C a u s e s and C o n s e q u e n c e s ", C am bridge U n iv . P r e s s . L a m b a c k K . , C a z e n a v e A., 1973, Geophys. 3. R . A e t r . S o c . , 3 2 , 7 9 . L a m b e c k K . , C a z e n a v e A . , 1974, G e o p h y s . 3 . R . A s t r . S o c . , 3 8 , 4 9 . L a m b e c k K . , C a z e n a v e A ., 1976, G e o p h ys. 3 . R . A s t r . S o c . , 4 6 , 555. L a m b e c k K. , C a z e n a v e A. , 1 9 7 7

,

P h i l . T r a n s . R. S oc. Lo n d o n , A 2 8 4 . 495. L a m b e c k K . , H o p g o o d K . , 1981, G e o p h ys. 3 . R . A s t r . S o c . , 64 , 6 7 . M o r r i s o n L . V. , S t e p h e n s o n F . R . , 1981, P r o c . o f th e 5 6 -th IAU C o llo q u iu m , W arsaw.

th e E a r t h " , C a m b rid g e U n i v . P r e s s , lu b „ W r a s z c z e n ij e Z i e m l i " , 1964, M i r . O k a z a k i S . , 1977, P u b l . A s t r . S o c . CJapan,

2 9

,

6 1 9 . R o b e r t s o n D. S . , C a r t e r W. E. , E a n e s R . 3 . , S c h u t z O . E . , T a p l e y B . D. , K i n g R . W. , L a n ­ g l e y R. B . , M o r g a n P .O ., S h a p i r o I . I . , 1983, N a t u r e , 3 0 3 , 50 9. R o s e n R . D . , S a l s t e i n 0 . A . , 1983, O . G e o p h y s . R e s . , 8 8 , 5451. S i d o r e n k o v N . S . , 1 9 68 , A s t r o n . Z h u r . , 4 5 , 3 8 2 . S p e n c e r - C J o n e s H . , 1939, M . N . R . A . S . , 9 9 , 54 1. S t o y k o N . , 1 9 36 , C om pt. R e n d . S e a n c e s A c a d . S c i . , 2 0 3 , 2 9 . T e i s s e y r e R . , 1 9 83 , „ F i z y k a i e w o lu c ja w n ę trz a Z i e m i " , PWN, W a rs z a w a . W a h r 3 . N . , 1983, G e o p h y s . 0 . R . A s t r . S o c . , 7 4 , 4 5 1 .

■ *

■*

I

-. '

Tom XXXIII (1985). Zsszyt 1-2

STRUKTURA OBSZARU AKTYWNEGO W KORONIE SŁONECZNEJ

Część I

OBSERWACJE RENTGENOWSKIE OBSZARÓW AKTYWNYCH

G R A Ż Y N A B R O M B O S Z C Z

Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

CTPyKTyPA AKTHBHOft OBJIACTH B COJIHEHHOfł KOPOHE

HacTb I

PEHTrEHOBCKHE HABJUOAEHMfl AKTHBHbJX OBJIACTeM r . E p o M f i o m

C o a e p s c a H H e

06cyacflaeTCH coBpeMeHHoe 3HaHHe

06

3KthbhoM oóJiacTH b cojiHen-

Hofl KopoHe.

B I

nacTH paccMaipuBaeTcn npofijieMy cipyKTypu

u

flHHa-

mhkh peHTreHOBCKHx neTjieii b aKTHBHoii oSjiacTH.

THE STRUCTURE OF THE CORONAL SOLAR ACTIVE REGION

Pa

r

t I

X-RAY OBSERVATIONS OF THE SOLAR ACTIVE REGIONS

S u m m a r y

In this paper the results of a study of the solar coronal ac­

tive regions are presented. The structure, temporal variations and

stability of the solar X-ray loops are discussed.

30

G. Bromboszcz

1. WSTęP

Modele obszaru aktywnego, jakie wyprowadzano na podstawie ob­

serwacji promieniowania rentgenowskiego, wiązały się ściśle ze

zdolnością rozdzielczą instrumentów, za pomocą których otrzymywa­

no obrazy obszaru. P a r k i n s o n (l973) wykorzystując obser­

wacje z OSO V o rozdzielczości przestrzennej 1* przedstawił model,

w którym obszar składa się z gorącego, gęstego jądra o temperatu­

rze (5-6) x 106K, otoczonego przez chłodniejszą materię o mniej­

szej gęstości (rys. l). W miarę zwiększania zdolności

rozdziel-Rys. 1. Model Parkinsona (l973) obszaru aktywnego

czej instrumentów struktury, które przedtem na obrazach obszarów

aktywnych były dyfuzyjne, okazało się, że miały pętle oraz łuki.

V a i a n a (l973), dysponując obrazami o większej przestrzennej

rozdzielczości aniżeli Parkinson, wyróżnił na obrazach obszaru a k ­

tywnego pętle, które otaczały gorące Jądro. Były one rozciągłymi

strukturami o niższej temperaturze i gęstości aniżeli jądro, kt ó­

re znajdowało się poniżej tych pętli.

W późniejszych pracach zauważono również ścisły związek mię­

dzy kształtem struktur koronalnych a rurami pola magnetycznego w

obszarze aktywnym, które otrzymywano przez ekstrapolację pól

fo-toaferycznych. Stwierdzono również, że emisja promieniowania rent­

genowskiego z tych struktur jest tym większa, im silniejsze jest

pole magnetyczne oraz im bardziej jest ono skomplikowane.

P y e i In. (l978), dysponując obserwacjami obszaru aktywne*

go o rozdzielczości przestrzennej 2" x 2" uzyskanymi na Skylabie

teleskopem promieniowania rentgenowskiego, badali strukturę tego

obszaru. Instrument był czuły na obecność materii o temperaturach

wyższych od 1.5 x 106K. Na podstawie strumieni zarejestrowanych w

tym obszarze przez dwa różne filtry autorzy określili temperaturę

uśrednionę wzdłuż linii widzenia dla każdego punktu obszaru. Ot rz y­

mali, że badany obszar aktywny składał się z szeregu struktur pę-

tlowych, przy czym temperatura tych pętli uśredniona wzdłuż pro­

mienia widzenia jest prawie stała dla pojedynczej pętli i zmienia

się od pętli do pętli w węskim przedziale temperatur od 2.8 x

io6

do 3.2 x 106K. Goręce pętle (3.0-3.2) x 106K znajdowały się niżej

i miały mniejsze rozmiary aniżeli chłodniejsze (

2.6

x l06 -3.0

lO^K),

które tworzyły rozcięgłe struktury i sięgały wyżej (rys.

2

).

Rys. 2. Obraz obszaru aktywnego uzyskany na podstawie wysokoroz­

dzielczych (2") obserwacji w promieniowaniu rentgenowskim. Dla po­

szczególnych pętli w tabeli podano temperatury i gęstości elek­

tron ows

N r Ne Te pęHi iOacm'h 106K 1.6 Z 6 Z a 1.8 3Z 3.0 3.0 3.0 Z 6

32

G. Bromboszcz

Wszystkie modele obszaru aktywnego, jakie wyprowadzano na pod­

stawie obserwacji o różnej przestrzennej rozdzielczości, są w ra­

mach osiągniętej rozdzielczości ze sobą zgodne - materia

gorąca

była skupiona niżej i charakteryzowała się większą gęstością elek­

tronowy aniżeli materia chłodniejsza otaczająca gorącą składową i

rozciągająca się do większych wysokości.

Tak więc wszystkie obserwacje obszarów aktywnych wykonane ze

Skylaba z dużą rozdzielczością przestrzenną wskazywały na istnie­

nie w promieniowaniu rentgenowskim (jak również ultrafioletowym)

struktur pętlow>'ch. Pozwoliło to autorom wielu późniejszych prac

dotyczących struktury obszaru aktywnego (m.in. R o s n e r i in.

1978) na wyciągnięcie wniosków, że korona w promieniowaniu rentge­

nowskim ma struktury pętlopodobne i jeżeli nie wykryto takiej

struktury (np. dla jasnych punktów koronalnych) to tylko dlatego,

że zdolność rozdzielcza teleskopów jest obecnie za mała.

Na podstawie obrazów obszarów aktywnych uzyskanych w promie­

niowaniu rentgenowskim można stwierdzić, że istnieją następujące

prawidłowości dla tej emisji:

1) gęstość energii plazmy koronalnej Jest odwrotnie skorelowa­

na z typową skalą rozmiarów emitujących 3truktur,

2) gęstość energii Jest też odwrotnie skorelowana z wiekiem

emitujących struktur.

Następnym, dość istotnym wnioskiem wynikającym z obserwacji pę­

tli w promieniowaniu rentgenowskim jest stosunkowo wąski przedział

temperatur tych struktur, zwłaszcza gdy się uwzględni fakt, że

struktury te maję rozmiary zawierające 3ię w szerokim przedziale

(l08 -1010 cm) oraz że ich gęstości elektronowe różnią się znacz­

nie (l08 -1010 cm"3 ).

□la obszaru aktywnego można określić różne skale czasowe- jed­

na z nich wiąże się z ogólną ewolucją obszaru aktywnego, a

Jej

miarą jest okres rotacji Słońca; inna skala czasowe mierzy

czas

życia podstruktur obszaru aktywnego i wynosi kilka dni. Może być

tak, że całkowita jasność kompleksu pętel nie zmienia się istot­

nie, natomiast jasność poszczególnych struktur lub pętli wykazuje

zmienność.

H o o d i P r i e s t (l979) sądzą, że można wyróżnić pięć

morfologicznych typów pętli:

l) łączące poszczególne obszary aktywne między sobą (intercon­

necting loops); ich długość zmienia się od 2 * 109 do 70 x 109 cm.