Порівнюються дані візуальних вимірювань магнітного поля в тіні сонячних плям, отримані в чотирьох обсерваторіях протягом 24-го циклу сонячної активності. Проаналізовано модулі напруженості магнітного поля із усередненням по кожній обсерваторії. Базовимив дослідженні взято вимірювання в Астрономічній обсерваторії Київського університету (KAO), де 170 плям були виміряні в середньому 4 рази кожна з інтервалом 1-2 доби за проходження групи диском Сонця. Для порівняння з даними KAO використано вимірювання обсерваторій Уральської, Кримської та Маунт Вілсон, які виконані в межах 24 год від часу спостережень у KAO. Середні за цикл значення магнітного поля плям, отримані за даними трьох обсерваторій, УрАО, КрАО і КАО, становили 26.0 ± 0.3, 25.0 ± 0.2 та 25.2 ± 0.2 сТл, відповідно. Вони відрізняються між собою не більше ніж на 3 стандартні похибки, тоді як обсерваторія Маунт Вілсон дає досто-вірно нижче середнє магнітне поле - 23.8 ± 0.1 сТл. Цей результат підтверджує висновки роботи R. Rezaei et al., 2015, де порівнюються візуальні вимірювання в Маунт Вілсон з даними Tenerife Infrared Polarimeter (TIP) та Facility InfRared Spectropolarimeter (FIRS) у 23-24-му циклах сонячної активності: середнє значення магнітного поля за спостережен-нями TIP і FIRS у 24&-му циклі дорівнює 26.0 сТл, що незначно вище отриманого нами з візуальних спостережень трьох обсерваторій, тоді як MtW показує на кілька сантитесла менше. Середньоквадратична похибка середнього за цикл магнітного поля за даними TIP та FIRS становить& 0.2 сТл, тому різниця з MtW достовірна. Заниження виміряної напруженості магнітного поля плям у Маунт Вілсон потребує перегляду калібровки вимірювань. Для обчислення щорічного індексу Bsp магнітних полів сонячних плям розміром 22-44 Мм традиційно ви&користано дані візуальних вимірювань усіх чотирьох обсерваторій. Отримано, що варіації магнітного поля сонячних плям мають характерний для попередніх циклів пік на другий - третій рік після максимуму кількості плям. Середній за 24-й цикл індекс Bsp д&орівнює 24.9 ± 0.3 сТл, що свідчить про те, що цей цикл є помірно сильним. Зменшення магнітного поля сонячних плям у 2018 р. до 23 сТл дає підставу очікувати у 2019 р. найбільший за півстоліття приземний рівень галактичних космічних променів.
The &data of visual measurements of the magnetic field in sunspots umbra, obtained in four observatories during 24 cycles of solar activity, are compared. Magnetic field strength modules with averaging over each observatory are analyzed. The measurements &taken in the Astronomical Observatory of the University of Kyiv (KAO) were used as base, where 170 spots were measured on average 4 times each at intervals of one to two days during the group passing through the solar disk. Measurements of the Ural, &Crimean and Mount Wilson Observatory, performed within 24 hours of observation in the KAO, are used in the study. It was found that the average value of the magnetic field per cycle, obtained from the data of three observatories UrAO, CrAO and KAO, w&as 26.0 ± 0.3, 25.0 ± 0.2 and 25.2 ± 0.2 cT, respectively. They differ by no more than 3 standard errors, while the Mount Wilson Observatory gives a significantly lower magnetic field - 23.8 ± 0.1 cT. This result is confirmed by the work of R. Rezaei& et al., 2015, which compares the visual measurements in Mount Wilson with Tenerife Infrared Polarimeter (TIP) and Facility InfRared Spectropolarimeter (FIRS) for the 23rd and 24th cycle of solar activity. The average magnetic field value for observa&tions of TIP and FIRS in 24 cycles is 26.0 cT, which is slightly higher than we obtained from the visual observations of three observatories, while MtW shows a few centitesla less. The mean square error of the average per cycle of the magnetic field,& based on the data of TIP and FIRS is 0.2 cT, so the difference with the MtW is reliable. An understatement of the measured intensity of the magnetic field of the spots requires a revision of the measurement calibration in Mount Wilson. The data of t&
З 31.12.2014 по 01.03.2015 Наукова бібліотека читачів не обслуговує.
