Проаналізовано результати двовимірного МГД-моделювання сонячної магнітоконвекції грануляційних масштабів у наближенні стисливого, гравітаційно стратифікованого, радіаційно зв'язаного, частково іонізованого, турбулентного середовищ. Неперервна послідовність розрахованої еволюції магнітогрануляції складає 2 години гідродинамічного (сонячного) часу. Виявлено існування поверхневого механізму формування дрібномасштабних магнітних полів внаслідок фрагментації гранул. Активна роль такого механізму свідчить про те, що магнітогрануляція здатна не тільки збирати глобальне магнітне поле в жмути між конвективними чарунками та посилювати його, але і формувати вертикально орієнтовані компактні магнітні трубки зі слабкого горизонтального фотосферного поля, яке може мати локальну (турбулентну) природу.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.49

Рубрики:

Магнітне поле і електричний заряд Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.466

Рубрики:

Сонячна грануляція. Гранули

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Досліджено вплив конвективної структури сонячної фотосфери на зміщення спектральних ліній заліза. На основі нестаціонарних дво-вимірних ГД-моделей фотосфери синтезовано профілі ліній у видимому та ІЧ-діапазонах спектра. Отримані залежності зміщень цих ліній від потенціалів збудження, довжини хвилі та сили лінії проаналізовано разом з депресійними функціями внеску. Встановлено, що величина зміщень ліній зумовлена різницею внесків від центральних частин гранул і міжгранульних проміжків. У глибоких шарах фотосфери, де утворюються слабкі та помірні лінії, основний внесок дають тільки центральні області гранул із висхідними потоками, а внесок міжгранульних проміжків є малим. У високих шарах фотосфери, де утворюються сильні лінії, знаходиться зона проникної конвекції, в якій фізичні умови суттєво відрізняються. Завдяки цьому значно збільшеним є внесок міжгранульних проміжків з низхідними потоками та зменшеним - внесок центральних областей гранул. Цим пояснено спостережені "почервоніння" голубих зміщень сильних ліній. Для ІЧ-ліній відносно малі конвективні голубі зміщення зумовлені тим, що завдяки високій непрозорості в цій частині спектра ефективно поглинальні ділянки розміщуються вище у фотосфері та все більше займають область проникної конвекції. Для видимих і синтезованих ІЧ-ліній розраховано ефективні висоти утворення та побудовано їх залежності від основних параметрів лінії.

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.46

Рубрики:

Фотосфера Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.49 + В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле і електричний заряд Сонця

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Получен большой ряд оценок общего содержания озона из наземных наблюдений с инфракрасным фурье-спектрометром за 2005 - 2007 гг. Оценки общего содержания озона хорошо согласуются со спутниковыми данными Aura-OMI по содержанию озона. Различия составляют несколько процентов. Обращено внимание на некоторые существенные различия при недостаточно ясном небе, что показывает на влияние облаков при наблюдениях с фурье-спектрометром. Проведен анализ восстановленных профилей озона для четырех репрезентативных случаев динамики тропосферного озона. Сделан первый шаг к восстановлению атмосферных профилей озона на регулярной основе. Для этого необходимо дальнейшее развитие процедуры восстановления профилей, а также тестирование модельных спектров, вычисленных с моделью сглаженной молекулярной полосы, путем расчетов "line-by-line" подобно известной программе FASCODE. Поскольку эта программа недоступна, разрабатывается собственная программа, которая будет работать в ближайшее время. Требует разработки и процедура количественного сравнения восстановленных профилей с другими доступными данными.

Моделювання приземного озону в Києві для епізоду його підвищеного вмісту у серпні 2000 р. виконано за допомогою моделі міського забруднення повітря UAM-V. Дослідження загального вмісту озону над Києвом та змін його концентрації з висотою в тропосфері виконано на основі наземних спостережень з інфрачервоним фур'є-спектрометром у Головній астрономічній обсерваторії Національної академії наук України у рамках проекту ESA-NIVR-KNMI N 2907. У 2008 р. з'явилися дані супутника "Aura-OMI" за профілями озону в атмосфері OMO3PR, що включають вміст озону в нижньому шарі атмосфери, починаючи з 2005 р., які можна використовувати у ході оцінки концентрації приземного озону у всіх великих містах України. Статистичне дослідження даних із забруднення повітря озоном у м. Київ та даних медичної статистики по захворюваннях системи зовнішнього дихання населення міста було проведено за допомогою пакета прикладних програм "Statistica". Проведено регресійний аналіз, побудовано прогностичні моделі регресії, виконано ретроспективне прогнозування епідеміологічної ситуації щодо патологій системи зовнішнього дихання у м. Київ в 2000 - 2007 рр.

Індекс рубрикатора НБУВ: Д249(45УКР-2К)32

Рубрики:

Регіональна метеорологія і кліматологія

Шифр НБУВ: Ж14846 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В661.42-9 + В652.47-9

Рубрики:

Зірки гіганти і карлики, надгіганти

Атмосфера Сонця

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Определение содержания железа в атмосфере Арктура выполнено с использованием чувствительных к содержанию железа профилей или участков профилей слабых линий. Синтез избранных линий Fe I и Fe II выполнен с применением теоретических моделей атмосферы MARCS. На основе наблюдаемых профилей линий высокого спектрального разрешения из атласа Хинкл и Уоллес (2005) получены значения содержания железа A = 6,95+- 0,03 и радиально-тангенциальной макротурбулентной скорости 5,6+- 0,2 км/с для Арктура, а также A = 7,42 +- 0,02 и 3,4 +-0,3 км/с для Солнца как звезды. Для Арктура дифференциальным методом определено содержание железа относительно солнечного [Fe/H] = -0,48 +- 0,02.

Применена техника преобразований Фурье с целью определения макротурбулентной скорости при условии, что микротурбулентная скорость и скорость вращения звезды неизвестны. Чтобы разделить эффекты вращения и макротурбулентности для звезд с очень медленным вращением, мы использовали в основном главный лепесток в остаточных фурье-образах наблюдаемых линий. Этот наиболее сложный случай для данной техники был протестирован на многих линиях в спектре Солнца как звезды и двух звезд. Результаты фурье-анализа удовлетворительно согласуются с результатами других методов. Средние значения микротурбулентной и макротурбулентной скоростей и скорости вращения составили соответственно 0,85, 2,22 и 1,75 км/с для Солнца, 0,58, 1,73 и 0,78 км/с для HD 10700 и 1,16, 3,56 и 6,24 км/с для HD 1835. Обнаружено, что макротурбулентная скорость уменьшается с высотой в атмосфере Солнца и звезды HD 1835. Для звезды HD 10700 она не изменяется с высотой, а скорость вращения звезды в два раза меньше, чем полученная другими методами. Сделан вывод, что метод Фурье можно применять для определения скоростей в атмосферах звезд солнечного типа с очень медленным вращением.

Микротурбулентные, макротурбулентные и тепловые движения в звездных атмосферах наряду с (ращением звезды расширяют профили линии в звездных спектрах. Надежные данные о распределении по скоростям турбулентных движении в звездных атмосферах необходимы для выполнения однозначной интерпретации спектров звезд солнечного типа в исследованиях и поисках экзопланет. Звездные спектры с высоким спектральным разрешением 115 000, полученные на спектрографе HARPS, дают возможность исследовать турбулентные скорости и их зависимости с глубиной в фотосферах звезд. Выполнен анализ Фурье для 17 линий железа в спектрах 13 звезд с эффективными температурами 4900 - 6200 К и ускорением свободного падения 3,9 - 5,0, а также в спектре Солнца как звезды. Модели звездных атмосфер были взяты из базы данных MARCS. Стандартная концепция изотропной гауссовой микро- и макротурбулентности предполагалась в данном анализе. Удовлетворительное согласие синтезированных профилей спектральных линий с наблюдениями подтвердило надежность метода Фурье. В результате получены наиболее вероятные значения турбулентных скоростей, скорость вращения и содержание железа и их зависимости с глубиной в фотосферных слоях. Микротурбулентность не проявляет существенного изменения с глубиной, тогда как макротурбулентность явно зависит от глубины. Макротурбулентная скорость увеличивается с глубиной в атмосферах звезд. Чем больше эффективная температура звезды и сила гравитации, тем больший градиент макротурбулентности можно ожидать. Среднее значение макротурбулентной скорости увеличивается для звезд с более высокими температурами, меньшей силой гравитации и быстрым вращением. В анализируемых звездах средние скорости макро- и микротурбулентности коррелируют друг с другом и со скоростью вращения. Отношения значений скорости макротурбулентности и скорости вращения в звездах солнечного типа варьируют от 1 для наиболее горячих до 1,7 для наиболее холодных звезд. С возрастом звезды скорость вращения уменьшается более резко, чем скорость макротурбулентных движений.