Search

Leo Randić je studirao astronomiju u Beogradu gdje je diplomirao 1939. godine. Nakon nekoliko godina rada u gimnazijama u Peći i Sušaku, započeo je raditi na Tehničkom fakultetu s Nikolajem Pavlovičem Abakumovim. Prošavši astronomsku karijeru, kako vlastitu, tako i svojih suradnika, postao je sinonim hrvatske astronomije, kako geodetske tako i astronomije općenito. Znanstvenu je karijeru započeo radom na disertaciji, koju je dovršio za deset mjeseci i obranio u Beču 1944. godine.

Koronine svijetle točke osnovna su klasa solarne aktivnosti i predstavljaju skup niskokoronalnih petlji plazme malih razmjera koje spajaju fotosferne koncentracije magnetskog toka suprotnih polariteta. Koristeći EUV 193 Å i magnetogram podatke prikupljene pomoću svemirskog teleskopa SDO (eng. Solar Dynamics Observatory) i podatke radiozračenja cijelog solarnog diska na valnoj duljini od 1.21 mm pomoću radioteleskopa ALMA (eng. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), izvještavamo o mjerenjima intenziteta i veličine koroninih svijetlih točaka unutar koroninih šupljina i u području mirnog Sunca izvan koroninih šupljina. Odabrano je pet različitih koroninih šupljina za različita vremena u blizini središta solarnog diska, a njihove granice izvučene su iz EUV slika koristeći CATCH (eng. Collection of Analysis Tools for Coronal Holes). Koronine svijetle točke su zatim identificirane koristeći EUV i magnetogram podatke i provedena su mjerenja maksimalnog i srednjeg intenziteta uz promjer i površinu koroninih svijetlih točaka i za SDO EUV i za ALMA slike. Nadalje, 200 para uzoraka koroninih svijetlih točaka jednake veličine odabrana su slučajnim odabirom te je nad njima proveden t-test s nejednakim varijancama. Svaki par uzoraka uključivao je jedan uzorak koroninih svijetlih točaka unutar koronine šupljine, a drugi izvan koronine šupljine. Statistička analiza izmjerenih svojstava pokazala je da koronine svijetle točke unutar koroninih šupljina u prosjeku imaju manji intenzitet i po veličini su manje od koroninih svijetlih točaka izvan koroninih šupljina. Ovo je bio slučaj i za SDO i za ALMA podatke, s nešto manjom razlikom za ALMA podatke, vjerojatno zbog loše prostorne razlučivosti. Ovisno o veličini uzorka i koroninoj šupljini, razlika intenziteta obično je iznosila oko 3σ do 4σ, ponekad i 5σ, dok je za promjer i površinu razlika obično iznosila oko 2σ do 3σ, rijetko 4σ. Ovim istraživanjem pokazali smo da postoji statistički značajna razlika određenih fizikalnih svojstava između koroninih svijetlih točaka unutar i izvan granica koroninih šupljina, a naše buduće istraživanje fokusirat će se na magnetsko polje koroninih šupljina kao jedan od mogućih uzroka opaženih razlika.

Suvremeno istraživanje Sunca provodi se u čitavom spektru elektromagnetskog zračenja, nizom instrumenata smještenih kako na Zemlji tako i na floti svemirskih letjelica razmještenih širom Sunčevog sustava. Promatranje Sunca na valnim duljinama koje ne prolaze kroz Zemljinu atmosferu, kao i povećanje razlučivosti opažanja sa Zemlje, daju atraktivne snimke i detaljna mjerenja najbliže nam zvijezde i uvelike doprinose sve većem razumijevanju fizikalnih procesa na Suncu i njihovog utjecaja na heliosferu. Primjenom najsuvremenijih instrumenata, metoda mjerenja te analize podataka razotkrivamo tajne Sunčeve strukture i evolucije, njegovu magnetsku aktivnost i eruptivne procese, kao i Sunčev utjecaj na međuplanetarni prostor i Zemlju.

Postoji nekoliko različitih baza podataka koje sadrže informaciju o pozicijama sunčevih pjega i grupa sunčevih pjega i razlikuju se po formatu i preciznosti, npr. GPR (Greenwich Photoheliographic Results) i SOON/USAF/NOAA (Solar Optical Observing Network/United States Air Force/National Oceanic and atmosferic Administration). Cilj ovog rada jest provjeravanje preciznosti SOON/USAF/NOAA baze podataka i usporedba iste s GPR bazom podataka. U tu smo svrhu koristili treću bazu podataka, bazu podataka Kanzelhöhe opservatorija, kao mjerodavnu u usporedbi položaja grupa pjega.

Opisan je postupak nalaženja sideričkog perioda iz mjerenja položaja objekata uzimajući u obzir utjecaj visine objekta

Cilj ovog rada je istražiti hipotezu da je Reynoldsova napetost odgovorna za prijenos momenta količine gibanja od polova prema ekvatoru i time može objasniti opažani profil diferencijalne rotacije Sunca. Također su analizirane meridijanske brzine, rezidualne rotacijske brzine, korelacije između brzina te torzione oscilacije. Od podataka su korišteni položaji grupa pjega iz baze GPR (Greenwich Photoheliographic Results) i SOON/USAF/NOAA (Solar Observing Optical Network/United States Air Force/National Oceanic and Atmospheric Administration), te položaji koroninih svijetlih točaka sa snimaka SOHO/EIT (Solar and Heliospheric Observatory/Extreme ultraviolet Imaging Telescope) i SDO/AIA (Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly). Brzine su izračunate iz promjene položaja grupa pjega i svijetlih točaka, primjenom sinodičkosideričke korekcije i korekcije visine. Istražene su ovisnosti brzina o heliografskoj širini, vremenu i fazi ciklusa Sunčeve aktivnosti. Rezultati pokazuju da se grupe pjega gibaju prema središtu aktivnosti, tj. srednjoj heliografskoj širini pjega, na obje polutke tijekom cijele faze ciklusa aktivnosti. Gibanja koroninih svijetlih točaka pokazuju kompleksniji profil koji se mijenja s fazom ciklusa. Iznosi meridijanskih i rezidualnih rotacijskih brzina su u rasponu ±10 m s-1. Očekivani uzorak torzionih oscilacija nije opažen unutar statistički značajne vrijednosti. Horizontalna Reynoldsova napetost je negativna u cijelom području promatranih heliografskih širina, s naznakom minimuma od q _ −3000 m2 s-2 na širini od ±30_. U korištenoj konvenciji to znači prijenos kutnog momenta prema ekvatoru, u skladu s opažanim profilom rotacije Sunca. Također je unaprijeđena metoda sinodičko-sideričke korekcije. Aims: The main goal of this thesis is to investigate Reynolds stresses and to verify the hypothesis that they are responsible for the angular momentum transport toward the solar equator, maintaining the observed profile of the solar rotation velocity. Residual rotation velocities and meridional velocities and their correlation is also analyzed, as well as their dependence on time, phase of the solar activity cycle and heliographic latitude. Methods: Positions of sunspot groups from GPR (Greenwich Photoheliographic Results) and SOON/USAF/NOAA (Solar Observing Optical Network/United States Air Force/National Oceanic and Atmospheric Administration) catalogs and positions of coronal bright points deduced from images taken by SOHO/EIT (Solar and Heliospheric Observatory/Extreme ultraviolet Imaging Telescope) and SDO/AIA (Solar Dynamics Observatory/ Atmospheric Imaging Assembly) were used to calculate velocities, by applying synodic-sidereal and height corrections. Results: Meridional motions of sunspot groups are toward the center of activity, i.e. the mean latitude of sunspot groups, from all observed latitudes and in all phases of the solar activity cycle. Motions of the coronal bright points show a complex pattern variable in time and phase of solar activity. The range of meridional and residual rotation velocities is ±10 m s-1. Expected pattern of torsional oscillations was not observed within statistical significance. Horizontal Reynolds stress is negative at all available latitudes and indicates that there is a minimum value of q _ −3000 m2 s-2 located at latitudes ±30_. Conclusions: In convetion used where positive velocities indicate poleward motions and negative equatorward motions, negative Reynolds stress indicates that angular momentum is trasported toward the solar equator, in agreement with the observed rotational profile of the Sun. Also, an improved method of calculating the synodic-sidereal correction was presented.