«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2010 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2010 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и ...»

ISSN 0552-5829

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ

ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА

СОЛНЕЧНАЯ

И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ

ФИЗИКА – 2010

ТРУДЫ Санкт-Петербург 2010 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010» (XIV Пулковская конференция по физике Солнца, 3–9 октября 2010 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией РАН при поддержке секции «Солнце» Научного совета по астрономии РАН и секции «Плазменные процессы в магнитосферах планет, атмосферах Солнца и звезд» Научного совета «Солнце – Земля», а также при поддержке программ Президиума РАН, Отделения Физических Наук РАН, Российского Фонда Фундаментальных Исследований, ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России», гранта поддержки ведущих научных школ России НШ-3645.2010.2.

Тематика конференции включала в себя широкий круг вопросов по физике солнечной активности и солнечно-земным связям.

В конференции принимали участие учёные Российской Федерации, Болгарии, Великобритании, Германии, Италии, Казахстана, Латвии, США, Украины, Финляндии, Чехии, Японии.

Оргкомитет конференции Сопредседатели: А.В. Степанов (ГАО РАН), В.В. Зайцев (ИПФ РАН) Члены оргкомитета:

В.М. Богод (САО РАН) В.Н. Обридко (ИЗМИРАН) В.А. Дергачев (ФТИ РАН) О.М. Распопов (СПбФ ИЗМИРАН) Л.М. Зелёный (ИКИ РАН) Д.Д. Соколов (МГУ) В.Г. Лозицкий (Украина) А.А. Соловьев (ГАО РАН) Н.Г. Макаренко (ГАО РАН) K. Georgieva (Болгария) Ю.А. Наговицын (ГАО РАН) H. Jungner (Финляндия) Ответственные редакторы – А.В. Степанов и Ю.А. Наговицын В сборник вошли статьи, получившие по результатам опроса одобрение научного комитета.

Оргкомитет конференции не несёт ответственности за ошибки и неточности в текстах статей, представленных авторами в редакцию.

Труды ежегодных Пулковских конференций по физике Солнца, первая из которых состоялась в 1997 году, являются продолжением публикации научных статей по проблемам солнечной активности в бюллетене «Солнечные данные», выходившем с 1954 по 1996 гг.

Синоптические данные о солнечной активности, полученные в российских обсерваториях (главным образом, на Кисловодской Горной станции ГАО РАН) в продолжение программы «Служба Солнца СССР», доступны в электронном виде по адресам:

http://www.gao.spb.ru/english/database/sd/index.htm, http://www.solarstation.ru/ Компьютерная верстка Е.Л. Терёхиной ISBN 978-5-9651-0514-4 © Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ДВУХВЕКОВОЕ СНИЖЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ

ВЕДЁТ К ГЛУБОКОМУ ПОХОЛОДАНИЮ КЛИМАТА

Абдусаматов Х.И.

ГАО РАН, Санкт-Петербург, [email protected]

BICENTENNIAL DECREASE OF THE TOTAL SOLAR IRRADIANCE

LEADS TO THE DEEP COOLING OF CLIMATE

Abdussamatov H.I.

Pulkovo Observatory of RAS, St. Petersburg, [email protected] All 18 periods of deep cooling established within the last 7500 years were caused by the bicentennial minima of the TSI. The deep coolings were caused by not only direct influence of the bicentennial minima of the TSI but also by their secondary additional influence represented by subsequent feedback effects (natural rise of albedo and fall of greenhouse gases abundance in the atmosphere). Average value of the TSI over the solar cycle 23 was 0.17 Wm- less than over the cycle 22. Smoothed value of the TSI in the minimum between the cycles 23/24 was 0.25 Wm-2 and 0.32 Wm-2 less than in the minima between the cycles 22/23 and 21/22 respectively. Nowadays the bicentennial component of the TSI falls by approximately 0.05 Wm-2 per year. Taking the latter into account one can predict its further descent down to 1364.6±0.3 Wm-2, to 1363.9±0.3 Wm-2 and to the deep minimal level of 1363.5±0.3 Wm-2 in the minima between the cycles 24/25, 25/26 and 26/27 respectively. The minima between the cycles 24/25, 25/26 and 26/27 are expected in approximately 2020.3±0.6, 2031.6±0.6 and 2042.9±0.6 respectively. The deep bicentennial minimum of the TSI is expected in approximately 2042±11 and the 19th deep minimum of the global temperature for the last 7500 years should be expected in approximately (2055-2060)±11.

На шкалах времени порядка века и более установлено наличие взаимосвязи между чётко установленными периодами значительных вариаций уровня солнечной активности в течение всего прошлого тысячелетия и соответствующими глубокими изменениями климата как по фазе, так и по амплитуде [1]. В каждом из 18-ти глубоких минимумов солнечной активности типа маундеровского с двухвековым циклом, установленных в течение последних 7500 лет, наблюдались периоды глубокого похолодания, а в период высоких максимумов — глобальные потепления [2]. Двухвековые и 11-летние циклические вариации солнечной активности и солнечной постоянной происходят синхронизировано и взаимно коррелированно как по фазе, так и по амплитуде (рис. 1) [3, 6, 8, 9], что позволяет использовать относительно короткие ряды прецизионных измерений солнечной постоянной, сопоставляя их с существующими длительными рядами солнечной активности [10-12 и др.]. Следовательно, все значительные вариации земного климата в течение последних 7500 лет были обусловлены соответствующими квазидвухвековыми изменениями солнечной постоянной. Глобальные изменения температуры были вызваны не только прямым воздейСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ствием соответствующего изменения солнечной постоянной, но и его вторичным дополнительным влиянием в виде последующих эффектов обратной связи (естественные изменения альбедо Земли и концентрации парниковых газов (водяного пара и углекислого газа и др.) в атмосфере.

Величина альбедо Земли растет до максимально высокого уровня при глубоком похолодании и падает до минимального уровня – при глобальном потеплении климата, а вариация концентрации парниковых газов в атмосфере имеет противоположное направление.

Рис. 1. Вариации солнечной постоянной (ежедневные данные взяты с [4]) и солнечной активности (ежемесячные данные взяты с [5]).

Вариации характеристик поверхности Земли и её атмосферы, обусловленные двухвековой вариацией солнечной постоянной, порождают цепочку дальнейшего лавинообразного роста изменения температуры, вызванного многократными повторениями такого причинно-следственного цикла, даже если солнечная постоянная впоследствии останется без изменений в течение продолжительного времени. В результате воздействия этих вторичных эффектов обратной связи глобальные климатические изменения дополнительно может усиливаться на величину, сопоставимую с влиянием двухвековой вариации мощности поступающего солнечного излучения или даже более (если ветви роста или спада, фазы минимума или максимума двухвекового цикла будут продолжительными). Двухвековая циклическая вариация солнечной постоянной управляет и определяет весь механизм климатических изменений от глобальных потеплений до малых ледниковых периодов и задаёт временные масштабы практически всем физическим процессам, происходящим в системе Солнце – Земля.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Изучение вариаций солнечной постоянной [4] показывает, что её компоненты, как 11-летняя, так и двухвековая ускоренно (в настоящее время) уменьшаются с начала 1990-х годов (рис. 1). Среднее значение солнечной постоянной в 23-м цикле было на 0,17 Вт/м2 меньше, чем в 22-м цикле.

Сглаженное значение солнечной постоянной в минимуме между циклами 23/24 было на 0,25 Вт/м2 и на 0,32 Вт/м2 меньше, чем в минимумах между циклами 22/23 и 21/22 соответственно. Нижняя огибающая линия на рис. 1, соединяющая сглаженные минимальные значения уровня солнечной постоянной в нескольких последовательных 11-летних циклах (общий уровень, относительно которого происходят её 11-летние вариации), представляет собой компоненту её двухвековой циклической вариации [3, 6, 8].

Рис. 2. Вариации солнечной постоянной (с использованием реконструированных данных [10-12]) и вариации солнечной активности с 1611 г. [4].

Стабильность климата Земли определяется балансом поступающей в верхние слои земной атмосферы солнечной энергии и уходящей с этого уровня энергии от Земли, т.е. поступающая солнечная энергия должна компенсироваться уходящей от Земли энергией. Однако длительное двухвековое снижение солнечной постоянной, наблюдаемое с начала 1990-х годов (рис. 1), не компенсируется снижением энергии, излучаемой Землёй, которая практически остаётся на прежнем завышенном уровне в течение 15±6 лет за счёт термической инерции Мирового океана. Вследствие такого постепенного израсходования Мировым океаном ранее накопленной солнечной энергии по истечении 15±6 лет непременно начнется снижение глобальной температуры. Это в свою очередь приведёт к росту альбедо земной поверхности (вследствие увеличения снежных и ледяных покровов и др.), падению концентраций водяного пара и углекислого газа и др. в атСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября мосфере. В результате снижаются поглощаемая земной поверхностью доля мощности солнечного излучения и влияние парникового эффекта, которые приведут к дополнительному ещё большему снижению глобальной температуры, сопоставимое с влиянием двухвекового снижения солнечной постоянной или даже более.

Скорость снижения величины двухвековой компоненты солнечной постоянной в минимуме между циклами 23/24 составляла порядка 0, Вт/м2 в год. Исходя из этого можно прогнозировать дальнейшее её снижение до 1364,6±0,3 Вт/м2, до 1363,9±0,3 Вт/м2 и до глубокого минимального уровня 1363,5±0,3 Вт/м2 в минимумах между циклами 24/25, 25/26 и 26/ соответственно (рис. 1). Продолжительность 11-летнего цикла в целом зависит от фазы двухвекового цикла и последовательно увеличивается от фазы роста к фазам максимума и спада двухвекового цикла [7]. Исходя из этого наступления времени минимума между циклами 24/25, 25/26 и 26/ следует ожидать ориентировочно в 2020,3±0,6, 2031,6±0,6 и 2042,9±0,6 годах соответственно. При этом максимальный уровень относительного числа пятен в 24, 25 и 26 циклах может достигать 65±15, 45±20 и 30±20 соответственно [6, 8, 9].

Наступление глубокого квазидвухвекового минимума солнечной постоянной можно прогнозировать ориентировочно в 2042±11 году, а 19-го глубокого минимума температуры за последние 7500 лет – в (2055годах (рис. 2). В ближайшее время мы будем наблюдать переходный период нестабильных изменений, когда глобальная температура до 2014 года будет колебаться около максимума, достигнутого в 1998- годах, за ним последует эпоха малого ледникового периода, начало которой можно ожидать ориентировочно в 2014-2015 годах. Мы должны беспокоиться не о том, что мы можем и должны сделать для корректировки грядущих изменений климата, а о том, что может сделать с землянами грядущее глобальное похолодание климата. Разумным способом борьбы с климатическими изменениями является поддержка экономического роста с целью приспособления к грядущему малому ледниковому периоду.

1. Eddy J.A. Science. Vol. 192, p. 1189, 1976.

2. Борисенков Е.П. Колебания климата за последнее тысячелетие. Л. 1988, c. 275.

3. Абдусаматов Х.И. Кинематика и физика небесных тел. Т. 21, № 6, с. 471, 2005.

4. Frhlich C. www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant 5. http://sidc.oma.be/sunspot-data/ 6. Абдусаматов Х.И. Солнце диктует климат Земли. 2009, С.-Петербург, "Logos", - 7. Абдусаматов Х.И. Кинематика и физика небесных тел. Т. 22, № 3, c. 183, 2006.

8. Абдусаматов Х.И. Кинематика и физика небесных тел. Т. 23, № 3, c. 141, 2007.

9. Абдусаматов Х.И. Солнце определяет климат Земли // Наука и жизнь. 2009. С. 34Avdyushin S.I., Danilov A.D. Geomagnetizm i aeronomiya. Vol. 40. N 5, p. 3, 2000.

11. Lean J.L. Space Sci. Rev. Vol. 94, p. 39, 2000.

12. Solanki S.K., Krivova N.A. Solar Phys. Vol. 224, p. 197, 2004.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ВЛИЯНИЕ НА КЛИМАТ ЗЕМЛИ ВАРИАЦИЙ ХАРАКТЕРИСТИК

АТМОСФЕРЫ, ОПРЕДЕЛЯЮЩИХ ПРОПУСКАНИЕ

СОЛНЕЧНОГО И ТЕПЛОВОГО ЗЕМНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

Абдусаматов Х.И., Богоявленский А.И., Лаповок Е.В., Ханков С.И.

THE INFLUENCE OF THE ATMOSPHERIC PARAMETERS DETERMINING THE TRANSPARENCY OF SOLAR AND EARTH’S RADIATION ON THE CLIMATE

Abdussamatov H.I., Bogoyavlenkiy A.I., Lapovok Ye.V., Khankov S.I.

Pulkovo Observatory, Saint-Petersburg, [email protected] Variations of the Earth’s surface albedo, atmospheric albedo, atmospheric transparency for the incoming solar radiation and for the Earth’s surface IR radiation influence on equilibrium temperatures of the ocean and the atmosphere. Analytical formulas describing this influence precisely are obtained. It shown, that the intensity of the heat transfer between the ocean and the atmosphere characterized by the convection-evaporation-condensation heat transfer coefficient forms the atmospheric temperature level only and influences on temperature increment trends weakly. It ascertained, that in case of the change of the atmospheric transparency for the surface IR radiation any change of the albedo and atmospheric transparency for the incoming solar radiation can’t keep the values of the ocean and atmospheric temperatures constant simultaneously. Obtained formulas enable to analyse the part of the atmospheric state in the forming of any planet climate.

Глобальный климат Земли как планеты в целом определяется конечным числом факторов. Средние температуры земной поверхности (главным образом океана) и атмосферы могут изменяться в результате долгосрочных вариаций солнечной постоянной и оптических и радиационных свойств земной поверхности и атмосферы.

Ранее на основе решения системы нелинейных уравнений нами были исследованы зависимости глобальных температур от пропускания атмосферы в ИК диапазоне [1], а также с учетом нелинейности процессов теплового излучения был проведен анализ зависимостей температур от изменения альбедо и пропускания атмосферы в ИК диапазоне и в спектре солнечного излучения [2].

В результате линеаризации задачи на основе ряда упрощений, сопровождаемых анализом погрешностей, нами впервые получены аналитические формулы, с высокой точностью описывающие зависимости изменения равновесных температур океана и атмосферы от вариаций исходных параметров.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября В рамках малых изменений параметров зависимости отклонений температур от начальных значений для океана о и атмосферы а можно представить в виде где э – эффективный коэффициент теплоотдачи от Земли в космическое пространство; Qo и Qа – изменение удельной мощности поглощенного солнечного излучения поверхностью и атмосферой, соответственно; q * и q o – соответственно, удельная мощность, излучаемая атмосферой в спектре окон прозрачности в предельном случае полностью непрозрачной атмосферы, а также удельная мощность, излучаемая земной поверхностью в окнах прозрачности в предельном случае полностью прозрачной атмосферы; – изменение пропускания атмосферы для теплового ИК излучения земной поверхности.

Параметры э, q *, q *, nа и nо определяются из соотношений где о – коэффициент лучистой теплоотдачи от земной поверхности в космическое пространство через окна прозрачности атмосферы; а – коэффициент теплоотдачи излучением от атмосферы в космическое пространство вне окон ее прозрачности; оа – суммарный результирующий коэффициент теплоотдачи от земной поверхности к атмосфере конвекцией, испарением – конденсацией и излучением; Та и То – соответственно средняя температура атмосферы и земной поверхности (океана); а и о – соответственно доли энергии в окнах прозрачности от мощности суммарного излучения абсолютно черных тел с температурами Та и То; а и о соответственно степени черноты атмосферы и океана (усредненные значения); - постоянная Стефана – Больцмана.

Из (1) и (2) можно найти разность изменения температур океана и атмосферы:

Важно подчеркнуть следующее обстоятельство. Значения параметров о, а, Та,, реализуемые в настоящее время, точно не определены, поэтому их значения приходится оценивать по известным данным по компонентам энергетического и теплового баланса планеты (эти параметры взаимосвяСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября заны). Тем не менее, при любых реальных вариациях исходных параметров выполняются условия Корреляционные функции (r) древесно-кольцевых серий Восточной Сибири при уровне геомагнитной активности ниже среднего r – квадратичная ошибка коэффициентов корреляции.

При этом эффективность связи ширины годичных колец хвойных пород деревьев и циркуляционных процессов в атмосфере изменяется в зависимости от уровня геомагнитной возмущенности (табл. 2, 3). На фоне геомагнитной активности выше среднего уровня происходят частые смещения циклонов на территорию Сибири, и наблюдается развитие интенсивной циклонической деятельности в атмосфере региона. Выходы циклонов осуществляются вдоль Дальневосточного побережья Азии и пополняют АлеСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября утскую депрессию. Одновременно полярные вторжения происходят по двум направлениям: на районы Европы и Тихого океана. На фоне геомагнитной активности ниже среднего уровня наблюдается развитие обширной области пониженного давления, охватывающей большую часть внетропических широт северного полушария. В атмосфере Сибирского региона устанавливается зональная циркуляция. При этом формируются оптимальные для жизни хвойных пород деревьев гидротермические условия.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

РАСЧЕТ ПРОФИЛЕЙ СТОКСА ЛИНИЙ СО СЛОЖНЫМ РАСЩЕПЛЕНИЕМ И МАЛЫМ ФАКТОРОМ ЛАНДЕ В

СПЕКТРАХ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

CALCULATION OF STOKES PROFILES OF THE LINES WITH COMPLEX SPLITTING AND SMALL LANDES FACTOR IN

SUNSPOTS SPECTRUM

For sunspot magnetic field measurements often make use of lines with small Landes factor, such as FeI 609.37 (g = 1/3) and 6093.44 (g = -1/4), line 2) nm. They have equal sign of splitting in sunspots. We have carried out calculation of this profile lines. If the temperature gradient is smaller, the line 2 showed other sign of splitting Effective g-factor of the line is calculated for the case of emit. If the lines profile are given of Unno’s formula for absorb case and weakest -component have 0 ~10 the “solar” value of g 0.6.

Измерения напряженности магнитного поля Н и лучевых скоростей Vz в солнечной атмосфере обычно проводятся по триплетным спектральным линиям с большим фактором Ланде g. Такой выбор не всегда оптимален.

Так, магнитографические калибровки для часто используемых линий Fe 525.02 и 630.25 нм при измерениях Н в солнечном пятне могут давать неоднозначные результаты. Для измерений Н и Vz в областях сильного магнитного поля бывает предпочтительнее использовать линии с малым g.

Но почти все они имеют сложную структуру расщепления, что может вносить погрешности в результаты измерений [2–4]. Покажем это на примере линий мультиплета №1177 Fe1 609.365 (линия 1, geff = 0.33) и 609. (линия 2, geff = -0.25) нм. Анализ спектров 10 пятен [5] показал, что профили круговой поляризации линий (rv–профили), как правило, имеют один знак расщепления. При этом форма rv–профилей линии 2 отличается от их обычной формы. Подобные результаты получены и в [7].

Будем искать причину такого несоответствия в особенностях расщепления линии 2. Её структура расщепления согласно [6] имеет вид:

с интенсивностью компонент «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Этот расчет выполнен для линии излучения. В условиях солнечной фотосферы он отражает структуру коэффициента поглощения в линии, но не профиль линии поглощения. Сказанное поясним на простом примере.

Предположим, что профили линий описываются формулами Унно [3], магнитное поле продольно, = cos = 1, а 0»1. Пользуясь формулами работы [3] запишем (обозначения общепринятые):

Запишем формулу Миннарта для модели атмосферы Милна-Эддингтона [8]:

ri() – остаточная интенсивность линии на длине волны, 0 – отношение коэффициента поглощения в центре линии к коэффициенту поглощения в непрерывном спектре, H(a, ) – функция Фойгта, а – постоянная затухания.

В формуле (1) мы имеем разность профилей, соответствующих формуле (2) и относящихся к профилям линии в разных поляризациях.

Если в линии происходит полное разделение компонентов расщепления, формула (2) справедлива для каждого из компонентов в отдельности. Предположим для самого слабого из –компонентов линии величину 0~10, что для моделей пятна близко к истине. У всех трех компонентов глубины di будут больше 0.9, т. е. близки. По аналогии с линией излучения определим эффективный фактор Ланде линии поглощения по формуле где приведены глубины компонентов линии поглощения. При 0=10 имеем положительное значение g 0.62. Это показывает, что возможна такая модель пятна, в которой линия 2 имеет профили Стокса, не соответствующие geff линии излучения.

Для анализа эффекта мы выполнили расчеты rv–профилей линии 2 для случаев продольного и поперечного магнитного поля по формулам Д.Н. Рачковского [10]. Значения Н принимались равными 1500, 2100 и Э, угол наклона силовых линий магнитного поля к лучу зрения = 0° и 90°.

В [1] получено, что при малых расщеплениях спектральной линии положение максимума rv–профиля слабо зависит от Н и а, в основном, определяется её доплеровской полушириной. В нашем случае малый geff не означает, что расщепление линии в пятне является малым, поскольку фактор Ланде каждого отдельного компонента довольно значителен и в линии присутствуют значительно смещенные о её центра компоненты. В этом случае понятие «эффективный фактор Ланде» теряет смысл.

Возникает вопрос о возможности использования geff для линий со сложным расщеплением, не имеющих компактных групп –компонентов, для измерения больших Н. Подобный вывод был получен нами при анализе профилей Стокса линий со сложной структурой расщепления в [3].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 1. По оси X отложены значения в пикселах, 1п = 4 m, по оси Y – глубина профилей в тысячных долях непрерывного спектра.

Покажем это на конкретных примерах. На рис. 1 а, б приведены rv– профили линии 2, рассчитанные для случая продольного поля = 0°, Н = 2100 Э, 0 = 1 и 100 и доплеровской полуширины D = 24 m. Мы видим, что при росте селективного коэффициента поглощения в линии происходит кажущееся изменение знака круговой поляризации.

На рис. 1 в, г показаны профили параметра линейной поляризации (rq– профили) линии для случая поперечного, = 0°, поля при Н = 2100 Э, 0 = 1 и 100 и D = 24 m. Картина, которую показывают rq–профили при росте селективного коэффициента поглощения в линии, также соответствует фиктивной смене знака фактора Ланде. При росте D происходит сглаживание расчетных rv– и rq–профилей, но качественно картина остаётся той же.

Это показано на рис. 2, где приведен rv–профиль линии 2, рассчитанный для = 0°, Н = 2100 Э, 0 = 100 и доплеровской полуширины D = Следовательно, rv– и rq–профили сильно зависят от 0 и D. Очевидно, что подбирая эти параметры (включая также коэффициент потемнения к краю солнечного диска 0, который влияет только на глубину, но не форму rv– и rq–профилей), мы задаем определенную модель атмосферы, в данном случае Милна-Эддингтона, которая полностью объясняет наблюдаемую форму rv –профиля, не предполагая нарушений LS-связи. Понятно, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября что и существующие модели атмосферы пятна могут показывать картину кажущегося изменения знака фактора Ланде на положительное значение.

Подобная картина подтверждает данные работы [3] о том, что при использовании в измерениях солнечных магнитных полей линий со сложной структурой расщепления необходимо сравнение их измеряемых rv– профилей с рассчитанными. Наличие в спектрах пятна rv–профилей линии 2 разного знака объясняется вполне реальными физическими условиями.

Заметное изменение величины 0 линии может быть в двухкомпонентной модели пятна [9] при изменении концентрации светлых элементов.

Работа выполнена при поддержке Программы № 16 Президиума РАН и грантов ДВО РАН 09-I-П7-01, 09-II-СО_2-002, 09-III-А-02-49.

1. Баранов А.В. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаук

а, 2005. Вып. 8. С. 3–14.

2. Баранов А.В. // Физическая природа солнечной активности и прогнозирование её геофизических проявлений. XI Пулковская международная конференция по физике Солнца. Труды. Санкт-Петербург. 2007. С. 27–30.

3. Баранов А.В., Григорьев В.М. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2006. Вып. 9. С. 5–12.

4. Баранов А.В., Лазарева Л.Ф. // Там же, 2006, вып. 9. С. 20–33.

5. Баранов А.В., Лазарева Л.Ф., Можаровский С.Г. // Всероссийская конференция "Солнечно-земная физика", посвященная 50-летию создания ИСЗФ СО РАН. Тезисы докладов. Иркутск. 2010. С. 14.

6. Ельяшевич М.А. Атомная и молекулярная спектроскопия. Москва: Государственное издательство физ. – мат. литературы, 1962. 892 с.

7. Лозицкий В.Г., Шеминова В.Н. // Год астрономии: Солнечная и солнечно-земная физика. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца. 5-11.07.2009. СПб, Тезисы докладов. С. 84.

8. Мустель Э.Р. Звездные атмосферы. Москва: Государственное издательство физ.мат. литературы, 1960. 444 с.

9. Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. М: Наука. 1985. С. 256.

10. Рачковский Д.Н. // Изв. КрАО. 1962. Т.28. С.259–270.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

О ВЕЛИЧИНЕ НАПРЯЖЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ

В ЭЛЕМЕНТАХ ТОНКОЙ СТРУКТУРЫ

СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ

Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН

ABOUT MAGNETIC FIELD STRENGTH VALUES IN THE FINE

STRUCTURE ELEMENTS OF THE SOLAR ATMOSPHERE

The values of magnetic field strength H are determined from connection H and equivalent width W. The best connection took place if H is near 600 Oe for our fine structure elements of the model. But the best coincide between calculated and observed H took place for H=1500 Oe and magnetic fields gradient near 0.9-1.8Oe/km (decrease with htight). In such a way our model needs some correction.

Зависимость напряженности магнитного поля Н от эквивалентной ширины W в фотосфере была обнаружена М. Семелем [7] в факелах.

С.И. Гопасюком [3], а также В.Г. Лозицким и Т.Т. Цапом [5] найдена тесная связь Н и W в невозмущенных областях Солнца.

В работе изучается роль магнитного поля и его градиента по высоте в построении температурной модели элемента тонкой структуры фотосферы (ТС-элемента), для которой выполняется существующая связь Н и W. При расчетах профилей спектральных линий использовалась система уравнений переноса излучения в магнитном поле, учитывающая аномальную дисперсию. Интегрирование уравнений велось методом Рунге-Кутта с переменным шагом.

При расчетах использованы опубликованные в [3,7] данные измерений. Выбрана 21 спектральная линия, данные о них приведены в табл. (обозначения общепринятые). Для этих линий выполнен анализ величин Кi – расчетных площадей профилей круговой поляризации rv, нормированных на площадь rv –профиля линии Fe 1 525.35 нм. Кi, рассчитанные для модели [1], сравнивались с аналогичными величинами наблюдаемых профилей линий.

Для определения соответствия расчетных и измеряемых Кi использованы три параметра связи: S1 – среднее по линиям отношение рассчитанных и наблюдаемых Кi, S2 – среднеквадратичное отклонение Кi измеряемых профилей от теоретических:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября и коэффициенты их корреляции S3. В формуле Кiн – наблюдаемое, Кiр – рассчитанное значение Кi.. Выражение используется во многих работах (см., напр. [6]) для согласования экспериментальных и теоретических профилей линии. Параметры связи определялись для величин Н от 100 до Э на уровне lg = 1 ( – оптическая глубина в атмосфере образования) и различных величин градиента: на верхнем уровне модели величина Н изменялась от её значений на нижнем до 0.

табл. 2. В первой графе таблицы дана напряженность магнитного поля на нижнем уровне, принятом в расчетах, lg = 1 и верхнем, lg = –4. Изменение поля с логарифмом оптической глубины предполагалось линейным.

Можно отметить, что при любом заданном значении поля существует высокая корреляция наблюдаемых и рассчитанных величин магнитного поля. Исключения из этого правила подчиняются следующим закономерностям:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Если Н = 1500–2000 Э на нижнем уровне модели, уменьшение S3 отмечено при увеличении разности поля на верхнем и нижнем уровнях, Н 1000 Э. При меньших Н величина S3 находится в пределах 0.966-0.983. В случае однородного поля мы имеем такой же высокий коэффициент S3 при самых разных величинах Н, от 2000 до 100 Э. Уменьшение S3 сопровождается уменьшением параметра S1. При этом заметно растет параметр S2.

Из анализа приведенных в таблице значений параметров связи следует, что величина Н в нашей модели ТС-элемента может быть практически любой, от 100 до 2000 Э. В итоге, сравнение наблюдаемых и расчетных Н не дает однозначного ответа на вопрос о величине магнитного поля в ТСэлементах. Следовательно, необходимо ввести дополнительные критерии сравнения линий.

При изучении тонкой структуры с помощью сравнения напряженности поля в разных спектральных линиях наибольший наблюдательный материал был получен при анализе Н в линиях железа 5247.1 и 5250.2. Отношение в этих линиях обозначим как К. Эта величина изучалась в работах М.Л. Демидова и др. (см. напр. [4]) для крупномасштабных магнитных полей. В невозмущенной фотосфере величину К можно получить из работы С.И. Гопасюка [3]. Величина К в первом случае составляет 1.092, во втором – 1.145, т.е. значения достаточно близки.

В табл. 2 приведены значения К для соответствующих значений Н.

Заметно, что при больших Н величины К значительно больше, чем это следует из наблюдений. При Н 500 Э величины К меньше наблюдаемых.

Экспериментальные К согласуются с рассчитанными для однородного поля Н в пределах от 600 до 800 Э, то есть при полях значительной величины, но меньших, чем обычно принимаемые значения 900–1200 Э [4].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Причина указанных различий, на наш взгляд, достаточно проста. Подбор распределения температуры с использованием параметров круговой поляризации спектральных линий выполнен в предположении, что Н~ Э и не изменяется с высотой. Соответственно, решение обратной задачи – нахождение Н по разработанной модели – привело к заданным при построении модели параметрам магнитного поля.

Тем не менее, анализ данных табл. 2 показывает, что наименьшая разность наблюдаемых и рассчитанных значений Н, характеризуемая параметром S2, отмечается не при 600 Э, а когда Н составляет 1500 Э на нижнем и 1000 Э на верхнем уровне граничных слоев в фотосфере, принятых при расчетах профилей линий. Подобные величины Н дают возможность предполагать величину градиента напряженности магнитного поля примерно –0.9 Э/км (уменьшение с высотой). Если предположить на уровне lg = 1 величину Н = 2000 Э, то минимальная величина S2 отмечается при градиенте dH/dz ~ –1.8 Э/км, что неплохо согласуется с теоретическими моделями ТС–элемента.

В работе [2] нами отмечено, что расчет параметров связи по профилям спектральных линий, рассчитанных с учетом аномальной дисперсии, показывает, что наша модель [1] нуждается в некоторой коррекции в сторону уменьшения температуры и изменения её градиента по высоте. Мы предполагаем, учитывая эти обстоятельства, построить температурную модель ТС-элемента, пригодную для более значительных величин напряженности магнитного поля и его градиента. Вопрос, несомненно, требует тщательного анализа.

Авторы благодарны Н.Н. Барановой за помощь в расчетах и подготовке рукописи работы.

Работа была выполнена при поддержке Программы N 16 Президиума РАН и грантов ДВО РАН 09–I–П7–01, 09–II–СО_02–002, 09–III–A–02–49.

1. Баранов А.В., Баранова Н.Н. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 1996. С. 3-14.

2. Баранов А.В., Баранова Н.Н., Можаровский С.Г. // Всероссийская конференция "Солнечно-земная физика". Тезисы докладов. Иркутск. 2010. С. 14.

3. Гопасюк С.И. // Изв. Крым. астрофиз. обсерватории. 1985. Т.72. С.159-171.

4. Демидов М.Л., Верецкий Р.М., Пещеров В.С. // Солнечно-земная физика. 2004.

Вып.6. С.29-31.

5. Лозицкий В.Г., Цап Т.Т. // Кинематика и физика небесных тел. 1989. Т. 5, №1. С.50Keller C.U. et al. // Astron. and Astrophysics. 1990. V. 233, N2. P. 583-597.

7. Semel M. // Astron. and Astrophysics. 1981. V.97, N1. P. 75-78.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

КОЛБА ФИЦРОЯ (ШТОРМГЛАСС) КАК ИНДИКАТОР

КОСМИЧЕСКОЙ ПОГОДЫ – НОВЫЕ ДАННЫЕ

Барановский Э.А., Таращук В.П., Владимирский Б.М.

НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина

THE FITZROY RETORT (SHTORMGLASS) AS COSMIC WEATHER

INDICATOR – NEW DATA

Baranovsky E.A., Tarashchuk V.P., Vladimirskij B.M.

Crimean astrophysical observatory, Crimea, Ukraine The influence of cosmic weather and geophysical phenomena on processes of crystallization of material in Fitzroy retort (shtormglass) is investigated. The Dynamic index reflects a growth of crystals and its dependence on the aproach of a meteorological front or change of geophisical index Ap, flare index and the flux of 10.7 sm. The periods of dynamic index variation have been detected in the power spectrum which coincide with the periods from cosmic, sun and geophysical phenomena.

В настоящее время имеются четкие указания на то, что ряд физикохимических процессов реагирует на изменения космической погоды и ее проявления на Земле. В этой связи уместно упомянуть работы Дж. Пиккарди, Г. Бортельса, исследования унитиолового теста Соколовского, наблюдения с малоизвестным оригинальным прибором – кольцаром Лазарева [1].

Наше внимание привлек прибор штормгласс или колба Фицроя (КФ). Он упоминается в документах с 1725 г. как своеобразный метеорологический прибор на кораблях. Капитан корабля дарвиновской экспедиции "Биггл", адмирал Роберт Фицрой (1805–1865), английский гидрограф и метеоролог, был пионером метеорологических исследований. Он применял штормгласс наряду с обычными барометрами для предсказания погоды во время плавания. Ему принадлежит подробное руководство для расшифровки его показаний [2]. Фицрой высказал предположение о том, что причиной изменения поведения раствора в колбе являются какие-то неизвестные электрические явления, возникающие при прохождении метеофронтов.

В середине 90-х гг. ХХ столетия группа исследователей при Симферопольском университете на основании различных литературных источников рецептов реставрировала прибор. Они создали несколько небольших партий КФ, отличавшиеся различным количеством веществ в наборе компонентов, порядком их растворения. Поэтому КФ из разных серий отличаются чувствительностью, что будет исследовано в дальнейшем. Компонентами были два раствора: камфоры в спирте двойной очистки (в старинных КФ – хлебное вино) и хлористого аммония и азотнокислого калия в водах из различных источников. Растворы сливались в ампулы, которые сразу же запаивались.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Наблюдения начинались в августе 1995 года с одним прибором (сейчас их 8). КФ из разных партий были размещены в помещении в затененном месте. Ежедневно в 10.5h и 22.5h (± 0.5h) (местное время) снимались отсчеты уровня осадка или кристаллов (динамический индекс – ДИ) по миллиметровой шкале, размещенной рядом с ампулой так, что ее нижний край соответствует нулевому значению шкалы (точность отсчетов ± 1 мм). Одновременно с ДИ регистрировались давление Р, температура Т, и ее суточные перепады в помещении не превышают 1–2°С. Массив всех данных содержит более 30000 измерений.

В самом начале мы убедились, что характер изменения ДИ от трех разных штормглассов практически совпадает, хотя абсолютная величина отсчетов зависит от чувствительности приборов. Затем нам удалось найти наблюдения за несколько месяцев, выполненных в Челябинске (3000 км) и сравнить с выполненными нами в Крыму за тот же период. Две кривые показали синхронные изменения показаний (совпадение max и min).Это указывает на то, что КФ реагирует не только на местное изменение метеоусловий, но и на какой-то глобальный для всей Земли фактор – т.е. на космическую погоду или земные процессы, от нее зависящие.

Так как в КФ наблюдается рост и растворение кристаллов, то исследовался температурный эффект с выборкой данных для промежутков времени от 2 до 7-9 лет. Внесенные в ДИ поправочные коэффициенты не влияют на характер изменения кривых, меняется только величина экстремумов. Это демонстрирует рис. 1.

Первоначально по показаниям КФ судили о предстоящих перепадах давлений и направлении ветров в месте наблюдений перед изменением погоды. Наши наблюдения позволили проверить поведение ДИ перед приходом фронтов циклонов и антициклонов, используя метод наложения эпох.

На рис. 2а и 2б показан ход ДИ за период 1999-2000 гг. перед приходом атмосферных фронтов.

Для величины давления Р ниже 713 мм. (рис. 2а) было найдено 32 таких случая, взятых в качестве реперного события. (Р в нашем пункте наблюдений на высоте 600 м может изменяться от 690 до 740 мм). На начало резкого падения Р приходится пик ДИ Sh. Минимальное Р отмечается приСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября мерно через 2.5 дня после максимального показания Sh. Значение Sh для того же промежутка времени перед приходом антициклона с Р выше 725 мм (Рис. 2б) достигает min примерно за 4 дня до max P. Характер зависимостей сохраняется, если сопоставления проводить для временных рядов меньшей или большей длины. Ясно, что динамика метеотропных реакций зависит от различных электромагнитных полей, сопровождающих прохождение циклонов или антициклонов.

Для сопоставления изменений ДИ Sh и геофизического индекса Ар в качестве реперного события были отобраны магнитные бури с Ар более нт. Они приходились на время падения Sh - Рис 3а. В широком минимуме кривой индекса Sh отмечаются колебания меньшей амплитуды, возможно связанные с метеорологическими факторами. Вблизи максимума Ар всегда наблюдается небольшой максимум Sh.

Чтобы убедиться в реальности полученного результата, значения Ар были заменены случайными числами от 1 до 1000 с реперным событием, когда случайные числа превышали 900. Нормализованные значения для трех различных выборок Sh приведены со смещением по оси Y на Рис 3б.

В результате анализа поведения ДИ Sh была обнаружена его чувствительность к изменениям не только Р, Ар, но также других стандартных гелио- и геофизических индексов – вспышечного Fl, излучения на волне 10, см, ионосферного. При этом получено указание на зависимость от фазы солнечной активности. Эти выводы достаточно веско подтверждаются пробным исследованием периодических изменений динамического индекса Sh.

Поиск периодов проводился с помощью стандартного алгоритма дискретного Фурье-преобразования для разных массивов, взятых из данных 1997–2007 гг. В семейство длинных и коротких периодов колебаний динамического индекса Sh присутствуют периоды, характерные для геофизичеСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ских и солнечных индексов. Точность их определяется величиной ряда, и для длинных периодов составляет 3-5 дней, для коротких 1 день. Наиболее значимыми оказались периоды 122, 158, 182, 360-363 и 440 дней. Первые два значения могут быть гармониками года. Период 158 примерно совпаd d дает с периодом следования вспышек 155 ± 5 ; 122d - очень близок к пеd d риоду в вариациях чисел Вольфа (120 ); 440 близок к чандлеровскому колебанию полюса планеты, присутствующий в вариациях некоторых геофиd зических полей. Период 28±2 совпадает и с солнечным кэррингтоновским периодом, и с синодическим периодом Луны, влияние которой по предварительном исследовании, похоже, обнаружено. Временной анализ для более коротких интервалов (1-3 гг.) показывает практи-чески те же периоды, но их амплитуды отличаются от предыдущего случая. Так как для рядов различной длины значения периодов могут отличаться на 1-2 дня, поэтому можно говорить о примерных значениях: около 23-24, 28-30, 40-41 и сопряженные с ними 88, 59 и 62 дней. Некоторые из найденных периодов известны из геофизики - период 62 дня известен для данных Ap индекса.

В семействе периодов около 27 суток почти все короткие периоды найдены также в тесте В.В. Соколовского.

Характер спектров и свертки указывают на то, что наблюдаемая картина является следствием нескольких налагающихся колебаний, каждое из которых переменно во времени. Последовательная картина годичных колебаний за 5 лет показала изменение амплитуд от года к году – т.е. с фазой солнечного цикла. Более подробный анализ периодичности изменений показаний КФ с учетом разных фаз солнечной активности, а также обнаруженного нами их сезонного хода будет детально изучено в дальнейшем.

Качественная модель процессов в колбе Фицроя связана с изменением свойств воды как результата ее чувствительности к изменениям магнитных и электрических земных полей, являющихся следствием солнечной активности, положения Земли в пространстве с секторной структурой магнитного поля в околоземном пространстве, мощных процессов на Солнце.

В эксперименте модулированное переменное магнитное поле 10 герц с амплитудой всего 0,6 нТл влияло на кинетику кристаллизации в водной среде [3]. Действующим физическим агентом на воду могут быть вариации э-м полей низкой и инфранизкой частоты космического и геофизического происхождения. Процессы в колбе Фицроя, зависящие от гео- и гелио процессов, хорошо согласуются с результатами аналогичной зависимости других веществ в других физико-химических системах. Поэтому колба Фицроя является удобным «физико-химическим радиоприемником», реагирующим на космическую погоду, изучение которой весьма трудоемко, и дорогостояще.

1. Химия и жизнь. 1979, №6, с. 71–76.

2. Фицрой Р. Практическая метеорология контрадмирала Фицроя. 1865. СанктПетербург.

3. Леденев В.В., Белова А.А., Рождественская З.Е., Тирас Х.П. Биоэффекты слабых переменных магнитных полей и биологические предвестники землетрясений. // Геофиз. Процессы и биосфера. – 2003. Т. 2. № 1. – С. 3–11.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

КОРРЕЛЯЦИЯ НАКЛОНА ЧАСТОТНОГО СПЕКТРА

И СТЕПЕНИ ПОЛЯРИЗАЦИИ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

ВСПЫШЕЧНЫХ ПЕТЕЛЬ

ФГНУ НИРФИ

CORRELATION OF THE FREQUENCY SPECTRUM SLOPE

AND POLARIZATION DEGREE OF MICROWAVE RADIATION

IN SOLAR FLARE LOOPS

The work is devoted to a study of the correlation of the frequency spectrum dynamics and the degree of circular polarization of microwave radiation from solar flares using data from the Nobeyama Radioheliograph. We compare the results of observations with a simulation of the dynamics of the frequency spectrum and polarization degree. It is shown that in some flares the polarization degree and frequency spectral slope correlate well with each other. This can be explained by the effect of self-absorption.

Задачей данной работы является сравнение динамики наклона частотного спектра ( = log[ F ( f 2 ) / F ( f1 )] / log( f 2 / f1 ) ) и степени поляризации (P) в различных частях солнечных вспышечных петель на основе данных наблюдений радиогелиографа Нобеяма (на частотах f1 = 17 ГГц и f2 = 34 ГГц) для выяснения свойств распределений ускоренных электронов.

В работе представлены результаты анализа события 12 августа года. Наличие данных радиогелиографа Нобеяма с высоким пространственным разрешением (10” на 17 ГГц и 5” на 34 ГГц) позволило проанализировать поведение параметров излучения из различных участков вспышечных петель.

В результате проведенного сравнения установлено, что в ряде вспышек параметр коррелирует во времени с величиной Р для одних участков петли и изменяется независимо от Р для других участков петли. Для иллюстрации на Рис. 1 показано сравнение спектрального индекса и степени поляризации в различных участках солнечных вспышечных петель для события 12 августа 2002 года.

На верхней панели Рисунка 1 изображены временные профили спектрального индекса из левого основания, из вершины и из правого основания вспышечной петли. Вертикальными линиями отмечены моменты максимума интенсивности микроволнового всплеска на двух частотах 17 и 34 ГГц. На нижней панели показана временная эволюция степени поляриСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября зации для тех же самых участков вспышечной петли. Из рисунка видно, что всюду на фазе роста спектральный индекс увеличивается. Однако на фазе спада он ведет себя по-разному: в левом основании он вновь уменьшается, а в правом основании и вершине сначала увеличивается, а потом выходит на постоянное значение. Степень поляризации в левом основании коррелирует с параметром, уменьшаясь по абсолютному значению на фазе роста и увеличиваясь на фазе спада. В правом основании и вершине ситуация иная: поляризация после уменьшения на фазе роста снова увеличивается на фазе спада.

Мы считаем, что корреляция параметров и Р (уменьшение на фазе роста и увеличение на фазе спада интенсивности микроволнового всплеска), обнаруженная в левом основании, обусловлена вариациями числа накопленных во вспышечной петле энергичных электронов и связанными с ними вариациями оптической толщины ( ) гиросинхротронного (ГС) источника. Для проверки этого предположения были промоделированы спектры гиросинхротронного излучения для различных значений оптической толщины. В модели принято, что угол зрения между магнитным полем и лучом зрения один и тот же для всех участков источника, а распределение электронов по питч-углам изотропное. Временной профиль количества излучающих электронов имеет гауссову форму (Рис. 2).

Из рисунка 3 четко видно, что на том временном интервале, где значение оптической толщины 2.107 m where u0 is the maximum surface circulation speed [12]. In this case the time from the geomagnetic activity maximum on the sunspot declining phase and next sunspot maximum will be T = L2/ and from it we can calculate the average Fig. 3. Diffusivity in the upper part of the solar advection-dominated regime.

convection zone (solid line) and ratio of the dif- If the diffusivity is intermedifusivity to the maximum surface circulation /u0 ate (“moderately diffusion-dominadashed line).

short-circuits the meridional circulation, another part makes a full circle. For this regime the diffusivity should be ~ 1–2.108 m2/s [11]. This value is consistent with the estimation presented in Fig.3, as well as with calculations based on the observed turbulent velocities and size of convection cells in solar convection zone, and considerations about the correlation between the two solar hemispheres, and between the strength of the polar field and the amplitude of the following sunspot maximum [12, 13].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября The sunspot cycle in moderately diffusion-dominated regime If the solar dynamo operates in moderately diffusion-dominated regime in the upper part of the convection zone, the sunspot cycle will be a superposition of two surges of toroidal field: generated from the poloidal field diffused across the convection zone, and from the poloidal field advected by the meridional circulation. To check this we have plotted the total sunspot area as a function of time and latitude (from http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml) for each sunspot cycle from 12 to 23. Fig.4 demonstrates the two peaks in cycle 16.

The first one is centered at Carrington rotation 965 and appears simultaneously in a wide latitudinal range between 26.1 and 18.7° heliolatitude, the second one moves from 16.3° in Carrington rotation 981, 13.9° in rotation 1003, 9.2° in rotation 1018, to 4.6° in rotation 1024. We identify the first peak with the flux diffused in a wide latitudinal area across the convection zone, and the second one – with the flux advected all the way to the poles, down to the tachocline and back equatorward to sunspot latitudes.

The diffusion generated peak appears earlier and at higher heliolatitudes in all cycles from 15 to 19. The order is reversed in cycles 12–14 and 20–23: first the advection generated peak at higher latitudes, then the diffusion generated peak at lower latitudes. An example (cycle 21) is shown in Fig.5. In all cases the diffusion generated peak is higher. Fig.6 demonstrates the relation between the order in which the two peaks occur and the secular solar cycle. It seems that the order changes either in ascending and descending phases of the secular cycle, or, if cycle 20 is indeed already on the ascending branch of the next secular cycle «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября [13, 14] – in consecutive secular cycles. At present it is difficult to understand the reason for this, but it obviously has a connection with the long-term variations in solar activity and can give additional information about solar dynamo.

References

1. Babcock, H.W., ApJ 133, 572, 1961.

2. Leighton, R., ApJ 156, 1, 1969.

3. Parker, E., Astrophys.J., 122, 293, 1955.

4. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr., Nash, A.G., ApJ, Part 1, 383, 431, 1991.

5. Gnevyshev, M.N., Sov. Astron. 7(3), 311, 1963.

6. Antalova A., Gnevyshev M.N., Astron. Zh. 42, 253, 1965.

7. Gnevyshev M.N., Solar Phys. 1 (1), 107, 1967.

8. Hathaway D., Space Sci. Rev. 144 (1-4), 401, 2009.

9. Georgieva K., Kirov B., J. Atmos. Solar-Terr. Phys. doi:10.1016/j.jastp.2010.03.003, 2010.

10. Wang, Y.-M., et al., ApJ 580, 1188–1196. 2002.

11. Jisng J., et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. 381 (4), 1527, 2007.

12. Hotta H., Yokoyama T., ApJ 709:1009–1017, 2010.

13. Choudhuri A.R., Astroph. Space Sci. Proc. Part 4, doi: 10.1007/978-3-642-02859-5_66, 2010.

14. Yoshimura H., ApJ, Part 1, 227, 1047, 1979.

15. M. Kopecky, BAICz. 42, 158, 1991.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ВАРИАЦИИ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ

И ПАРАМЕТРОВ ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

VARIATIONS OF GEOMAGNETIC FIELD AND

EARTH’S ROTATION PARAMETERS

Central (Pulkovo) Astronomical Observatory of RAS, St.Peterburg, Russia The low frequency (decadal) length-of-day (LOD) variations and amplitude and phase variations of chandlerian (CW) wobbles of polar motion were detected by the longest series of the Earth’s orientation parameters from IERS site. The weak additional CW component was extracted in the frequency band 0.78-0.91 cycle per year. The structural features of the amplitude variations of this component have a good compliance with the moments of geomagnetic jerks as well as phase change of CW.

The LOD variations were compared with secular variations of speed of the geomagnetic field (SV). The annual geomagnetic data of geomagnetic observatories with long observation history (> 10 years) were averaged over regions and over the both hemispheres.

There was revealed 7-8 yearth mean offset of LOD sets relative to SV one (LOD set is behind of SV). This is a problem because the usual their interaction is expected as inverse one.

1. Самыми низкочастотными вариациями в скорости вращения Земли являются декадные вариации с периодами от десятков лет и больше и амплитудами, достигающими единиц миллисекунд времени. В этих колебаниях сосредоточена основная энергия неравномерного вращения Земли. Причины этих вариаций продолжительности суток (ПС) приписывают различным механизмам взаимодействия мантии и ядра [Lambeck, 1980], а также гляциологическим и климатическим вариациям [Сидоренков, 2002].

Самая мощная составляющая в периодических колебаниях полюса, чандлеровское движение полюса (ЧДП), имеет значительные низкочастотные вариации амплитуды. Причины этих вариаций пока не выяснены, однако в работе [Bellanger et al., 2002] показано, что почти все геомагнитные джерки (внезапные изменения скорости вековых вариаций геомагнитного поля) отражаются в характере поведения ЧДП. Следовательно, одной из причин возбуждения низкочастотных вариаций амплитуды ЧДП также может быть взаимодействие мантии и ядра.

Цель данного исследования – сопоставить низкочастотные вариации параметров вращения Земли (ПВЗ) со структурными особенностями вектора скорости геомагнитных вариаций на возможно более длинном интервале времени для оценки геофизических параметров взаимодействия мантии и ядра. Следует заметить, что наблюдаемые вариации ПВЗ могут быть обусловСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября лены различными возбуждающими геофизическими факторами. Поэтому восстановление входного возбуждения по наблюдаемым ПВЗ принадлежит к классу некорректно поставленных обратных задач. Ввиду этого полезны любые дополнительные, в том числе статистические, данные и предположения о входных возбуждающих ПВЗ факторах.

2. Для анализа вариаций ПС использовались вариации разности реальной и номинальной (86400 сек) продолжительности суток (ПС). Данные о ПС и колебаниях полюса хранятся на сайте международной службой вращения Земли (МСВЗ) [http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/product/]. В качестве основного метода исследовании использовался сингулярный спектральный анализ (ССА) и его многомерная версия (МССА) в программной реализации СПбГУ «Гусеница» [Данилов, Жиглявский,1997].

Для исследования ПС использовались астрометрический ряд классической службы определения ПВЗ (ряд eopAO) с 1956 до 1992 года и наиболее продолжительный сводный ряд данных космической геодезии (Finals2000A.all) с 1981 года. Из всех рядов ПС были удалены все приливные вариации. Кроме того, использовался однородный ряд данных ПС, полученный на основе наблюдений покрытий звёзд Луной (LUNARТочность и плотность (одно значение в год) этого ряда существенно ниже других, но для определения долгопериодических вариаций ПС ряд вполне приемлем. Все эти ряды имеют пересечение в несколько лет, что позволило создать из них непрерывный композиционный ряд ПС.

Для исследования колебаний полюса использовались ряд С01, составленный по данным международной службы широты (МСШ), и комбинированный ряд С04. Движение среднего полюса складывается из почти линейной и 20-30 летней (волны Марковица) компонент, составляющих 36% от общей мощности колебания полюса. После их снятия движение полюса практически полностью представляется своими основными модами – чандлеровским, дающим 42% в общее движение полюса по данным МССА разложения, и годичным колебанием (14 %).

Для совместного исследования с вышеупомянутыми рядами ПВЗ использовались следующие обсерваторские ряды геомагнитных вариаций (ГМВ): среднегодовые (http://www.wdc.bgs.ac.uk/) с 1843 по 1997 гг. и среднемесячные (программа INTERMAGNET, ftp://newclf-gin.ipgp.fr), с 1883 по 2007 гг. По каждой из компонент вектора ГМВ на каждой станции с историей наблюдений не менее 10 лет были оценены скорости изменения ГМВ, которые затем были осреднены по регионам. Из них методом ССА были выделены низкочастотные (более 10 лет) составляющие, генерация которых обычно приписывается внутренним процессам на границе мантия – ядро.

3. Метод ССА позволяет выделить из ряда колебаний полюса, помимо основной моды ЧДП с частотой 0.84 цикл/год (CW1), группу компонент с близкими частотами в интервале 0.78 – 0.92 цикл/год (CW2) (рис.1).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября На рис.1 нанесены также моменты глобальных (длинные вертикальные линии) и локальных (короткие линии) джерков, выделенных по восточной компоненте вектора ГМВ в работах [Ротанова и др, 2002; Bellanger et al., 2002; De Michelis et al., 2005]. Данные нашей обработки ГМВ были осреднены по северному полушарию, и в пределах 1-2 года наши оценки моментов глобальных джерков совпадают с оценками вышеупомянутых работ. Помимо этого, на рис.2 пунктирными вертикальными линиями нанесены дополнительные глобальные джерки по данным нашей обработки.

Видно, что практически все структурные особенности в поведении CW приурочены к моментам джерков, имеющих к тому же достаточную продолжительность – иногда в несколько лет. Таким образом, возможно, выделена именно та составляющая ЧДП, которая отражает происходящие взаимодействия мантии с ядром. Процесс чандлеровского колебания практически был прерван и возобновился с потерей фазы в средине 1920-х годов. Если сопоставлять его с геомагнитными джерками, то можно предположить, что джерк 1913 года связан с запуском процесса торможения ЧДП, а джерк 1925 года сопоставим с освобождением его раскачки.

4. В отличие от аналогичных исследований [Holme, de Viron, 2005], в которых моменты джерков сопоставляются с моментами изменения в скорости вращения Земли для последних 50–70 лет, проведем сопоставление всей структуры рядов ПС и вариаций скорости ГМ поля Земли на всем доступном интервале данных. На рис.2 слева восточная компонента для европейских станций (SVe), а справа для станций южного полушария сопоставлена с вариациями ПС, при этом для южного полушария, ввиду противоположного знака ГМ поля, знак вариаций ПС также изменен на противоположный.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября 1840 1860 1880 1900 1920 1940 1960 На рис. 2 внизу нанесены соответствующие кросскорреляционные функции этих рядов (R). Видно, что максимум R достигается при смещении вперед на 7–8 лет вариаций скорости ГМ поля относительно вариаций скорости вращения Земли, что ставит проблемы с оценками проводимости мантии, либо предполагает другой фактор возбуждения декадных вариаций скорости вращения Земли.

Данилов Д.Л., Жиглявский А.А. (ред.). Главные компоненты временных рядов: метод «Гусеница». Изд. СПбГУ, 1997, с. 308.

Левин Б.Р. Теоретические основы статистической радиотехники. Изд. «Советское радио», 1969, с. 752.

Ротанова Н.М., Бондарь Т.Н., Иванов В.В. Временные изменения в вековых геомагнитных вариациях // 2002, Геомаг. и аэрономия, т.42, 5, с.708–720.

Сидоренков Н.С. Физика нестабильностей вращения Земли. М.: Физматлит, 2002. 385 с.

Bellanger, E., D. Gibert, J.-L. Le Moul A geomagnetic triggering of Chandler wobble phase jumps // 2002, Geoph. Res. Letter., V. 29, № 7, 10.1029/GL014253.

De Michelis, P., R. Tozzi, A. Meloni Geomagnetic jerks: observation and theoretical modeling // 2005, Mem. Soc. Acad. Italiana., V. 76, 957.

Holme, R., O. de Viron Geomagnetic jerks and high-resolution length-of-day profile for core studies // 2005, Geophys. J. Int., 160, 435–439.

Lambeck K. The Earth’s variable rotation: Geophysical causes and consequences. Cambridge Univ. Press, NY. 1980. 450 p.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

МОЖЕТ ЛИ ОБРАТНАЯ УДАРНАЯ ВОЛНА

ВОЗНИКАТЬ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ В МАГНИТОСЛОЕ

ПЕРЕД МАГНИТОСФЕРОЙ ЗЕМЛИ?

MAY THE REVERSE SHOCK WAVE BE GENERATED IN THE SOLAR WIND IN THE MAGNETOSHEATH BEFORE THE MAGNETOSPHERE OF THE ЕARTH?

Pulkovo observatory, Saint-Petersburg, 196140, Russia The specific type of the solar wind shock waves called the reverse shock waves is studied. It is shown that such shock waves may appear inside the magnetosheath near the terrestrial magnetosphere in the result of the nonlinear steepening of the magnetosonic wave reflected from the magnetopause. The observed pushing of the bow shock wave to the Sun by the generated reverse shock wave is indicated.

В настоящее время имеется [1] множество межпланетных данных, говорящих о существовании в потоке солнечного ветра особого типа магнитогидродинамических (МГД) ударных волн, называемых обратными ударными волнами. Их основным свойством является то, что будучи направленными в одну сторону, они в действительности распространяются в «абсолютной» системе отсчёта в противоположном направлении вследствие переноса сверхальфвеновским потоком плазмы. Ряд авторов [2–4] утверждает, что такие волны появляются в солнечном ветре в связи с взаимодействием межпланетных коротирующих областей, а также при движении корональных выбросов массы и около гелиопаузы.

Задачей данного исследования является доказательство того факта, что этот тип МГД ударных волн может генерироваться внутри магнитослоя перед планетарной магнитосферой (Земли, Марса, Юпитера) в результате нелинейного опрокидывания обратной МГД волны сжатия.

Рис. 1. Обтекание магнитосферы Земли сверхальфвеновским потоком солнечного ветра.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Для описания непрерывного потока плазмы используем известные уравнения магнитной гидродинамики:

где – плотность заряженных частиц, v – вектор скорости потока, р – величина давления, n – показатель политропы, B – вектор индукции межпланетного магнитного поля. Соответственно имеется замкнутая система дифференциальных уравнений для восьми переменных.

Рис. 2. Схема движения волн в магнитослое на плоскости x, t.

На рис. 2 приведена схема движения волн внутри магнитослоя перед магнитосферой Земли. Здесь используются обозначения: x – расстояние, а t – время. Сплошная линия отражает движение ударной волны; R5, R8, R9 – волны разрежения, S – МГД волна сжатия или ударная волна, S2 – ударная волна солнечного ветра, S1, S3, S7 – фронт носовой ударной волны, Cm – магнитопауза, – толщина магнитослоя, Т – тангенциальный разрыв.

Закон движения магнитопаузы в неподвижной системе координат приближенно можно [5] выразить в виде:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Ищется огибающая семейства характеристик MГД уравнений как предельная линия, на которой нарушается изэнтропичность потока и образуется сильный разрыв. Пользуемся классическим аналитическим методом с использованием инвариантов Римана [6].

При этом неравенство, выражающее необходимое условие для опрокидывания отражённой волны сжатия можно записать как Здесь = 3,05RE – первоначальная ширина магнитослоя; U – скорость потока в окрестности магнитопаузы; U1 – скорость смещения фронта носовой ударной волны по направлению к Земле; t – время сжатия магнитосферы; t1 – время пересечения нестационарной ударной волной магнитослоя. Неравенство не выполняется в случае взаимодействия неударной отражённой волны сжатия с тылом носовой ударной волны.

Нетрудно оценить справедливость выполнения неравенства для типичных значений числа Маха умеренных по интенсивности ударных волн солнечного ветра: M = 1,5 и 4,5. Оценки производятся для типичных исходных параметров [7] и для различных значений минимального магнитного поля ММП (В). Они приводятся в таблице 1.

Следует отметить то, что в магнитослое возникают вторичные волны в результате столкновений нестационарных ударных волн солнечного ветра с системой головная (носовая) ударная волна – магнитопауза. Эти волны выравнивают плазменные параметры потока в области между магнитопаузой и головным фронтом.

При этом МГД волна разрежения распространяется от тыла головной ударной волны к магнитосфере Земли и приходит к ней через время 3- минут после внезапного сжатия магнитосферы Земли ударной волной солнечного ветра. Эта волна разрежения отражается от магнитопаузы как быСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября страя магнитозвуковая МГД волна, которая может нелинейно опрокинуться, образуя быструю обратную ударную волну на пути к тылу фронта головной или носовой МГД ударной волны. Оказалось возможным найти место и время образования обратной ударной волны до столкновения отражённой волны сжатия с головным фронтом.

Важно отметить тот факт, что полученный результат в рамках классического МГД приближенного рассмотрения магнитослоя отражает реальный физический процесс, не теряющий своё значение и при учёте асимметрии 3-х мерного нестационарного взаимодействия солнечного ветра с планетарной магнитосферой [7].

Основные результаты данного исследования сводятся к следующим выводам:

1. Показано возникновение обратной МГД ударной волны внутри магнитослоя в результате нелинейного опрокидывания быстрой нелинейной МГД волны сжатия, отражённой от магнитопаузы:

sS и, s – МГД волна сжатия, отражённая от магнитопаузы; S – новая обратная ударная волна; R – вторичная волна разрежения, возникшая в результате столкновения двух ударных волн; T – тангенциальный разрыв. Рассмотренный процесс будет повторяться с уменьшенной интенсивностью.

2. Предполагается, что обратное (направленное к Солнцу) смещение фронта носовой ударной волны, наблюдаемое на космическом аппарате Cluster SC3 [8], указывает на воздействие обратной ударной волны, возникающей в магнитопереходном слое.

3. Вторичная волна разрежения делает профиль возмущения геомагнитного поля SSC мене резким, что действительно наблюдалось ещё на космическом аппарате OGO 3 [9].

Работа выполнена при частичной поддержке грантом РФФИ 08-01-00-191 и программой ОФН-15.

1. Burlaga L.F. Interplanetary Magnetohydrodynamics. New York, Oxford University Press, 2. Gosling J.T., Bame S.J. et al. // J.Geophys.Res., 1988, v.93, A8, pp.8741- 8748.

3. Lugaz N., Lugaz H., and Rousser H. // J. Atm.and Solar-Terr.Physics, 2010, doi:

10.1016/j. jastp.2010, 08.016.

4. Balogh A., Gonzalez –Esparza J. et al. // Space Sci. Rev., 1995, 72, pp.171-180.

5. Гриб С.А. // Докл. АН СССР 1975, 223, 1106-1109.

6. Стокер П. Сб. «Механика», вып.1(17), ИЛ, 1953, 60.

7. Grib S.A., Pushkar E.A. // Pl. Space Sci., 2010, doi: 10.1016/j.pss.2010.08015.

8. Pallochia G., Samsonov A.A. et al. // Ann.Geophys., 2010, 28, 1141-1156.

9. Sugiura M., Skillman T.L. et al. // J.Geophys. Res., 1968, 73, 6699-6709.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ AR10898 ПЕРЕД ВСПЫШКОЙ

6 ИЮЛЯ 2006 ПО ДАННЫМ МИКРОВОЛНОВЫХ

И РЕНТГЕНОВСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

Григорьева И.Ю.1, Лившиц М.А.2, Боровик В.Н.1, Кашапова Л.К. Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Троицк Московской обл., Россия Институт солнечно-земной физики, Иркутск, Россия EVOLUTION OF AR 10898 BEFORE THE FLARE ON JULY 6,

ACCORDING TO MICROWAVE AND X-RAY OBSERVATIONS

Grigoryeva I.Yu.1, Livshits M.A.2, Borovik V.N.1, Kashapova L.K. Central astronomical observatory at Pulkovo of RAS, St.-Pеtersburg, Russia Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation, Institute of Solar-Terrestrial Physics, SB RAS, Irkutsk, Russia Microwave emission of AR10898 during 29.06–08.07 2006 (some days before the flare М2.4 (GOES) on 6 July, 2006 and at the pre-eruptive phase) is analyzed using the RATANand RSTN, San Vito station (Solar Radio Database) data. Regular observations of the Sun were carried out at the RATAN-600 radio telescope in the celestial meridian and 12 azimuths at different positional angles with time-intervals of 18 min. The total intensity and the circularly polarized component were registered at 15-20 wavelengths simultaneously within the wavelength range 1.8–5.0 cm while the Sun crossed the fixed antenna diagram. The first observation with the RATAN on July 6, 2006 was made 40 minutes before the beginning of the flare. Comparison of microwave observations of AR10898 at the pre-flare phase with HXR observations (RHESSI) is given. Evolution of active region AR10898 and its magnetic structure before the flare М2.4, as well as its microwave emission, are compared with those of active region AR10930 associated with the powerful geo-effective flare Х3.4/4B on December 13, 2006.

Регулярные многоволновые спектрально-поляризационные наблюдения Солнца в микроволновом диапазоне на РАТАН-600 позволяют проследить динамику радиоизлучения активной области (АО) и обнаружить характерные особенности, возникающие за несколько дней до эруптивных (геоэффективных) событий и непосредственно перед ними.

Исследования микроволнового излучения вспышечно-активных АО, проведенные на РАТАНе в начале 80-х гг. и продолжающиеся в настоящее время, показали, что одним из типичных факторов прогноза мощных (геоэффективных) событий является появление в АО «пекулярного» радиоисточника (ПИ) в области наиболее тесного сближения теней пятен с противоположными знаками магнитного поля в результате всплывания в АО нового магнитного потока [1, 2].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Большие яркостные температуры ПИ (до 10 МК на = 4 см), высокий спектральный индекс в коротковолновой части см-диапазона, умеренная степень поляризации (5–30%), пик спектра потока на 3–4 см показывают, что ПИ диагностируют в короне на высотах порядка 10 тыс. км области высокого энерговыделения, устойчивые в течение нескольких дней, которые можно связать с процессом пересоединения магнитных силовых линий в токовом слое, приводящем к нагреву плазмы и ускорению частиц.

Одним из мощных эруптивных событий, исследованных в последнее время на РАТАН и на БПР, явилась геоэффективная вспышка класса Х3.4/4B 13.12.06 (АО 10930), которая сопровождалась потоком высокоэнергичных протонов (с энергией более 100 МэВ). В этой АО заметные изменения структуры магнитного поля начали происходить за 3 дня до вспышки: всплытие нового магнитного поля, сдвиговые и вращательные движения образовавшихся мелких пятен (рис. 1) [3, 4]. На LASCO/C2 был зарегистрирован высокоскоростной СМЕ (1774 км/сек) типа гало и постэруптивная аркада (TRACE, SOHO/EIT). Отметим, что целостность головного пятна не нарушалась в период 8–16 декабря 2006.

Рис. 1. Эволюция АО 10930 за 9–13.12.06 по оптическим WL-изображениям Солнца (TRACE) (верх) и магнитограммы на близкие моменты времени (SOHO/MDI) (низ).

Характерной особенностью микроволнового излучения АО 10930 явилась регистрация ПИ за 3 дня до вспышки (рис. 3а), о чем свидетельствует локальный максимум ~ 3 см в спектрах интегральных потоков радиоизлучения АО, отсутствующий после вспышки (рис. 3б).

В данной работе исследуется эруптивное событие 6.07.06, состоящее из вспышки М2.4 (GOES) и двух СМЕ, не сопровождавшееся геоэффективными проявлениями. Сравниваются эволюция, структура магнитного поля и микроволновые характеристики АО на фазе, предшествующей эруптивным событиям 6.07.06 и 13.12.06.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Исследуемая вспышка М2.4 произошла в АО 10898 через 2 дня после ее пересечения центрального меридиана и началась с небольшого подъема рентгеновского излучения в 08:08 в канале 0.4–5 (GOES) перед жестким импульсом (пик вспышки в 08:26UT). По данным RHESSI был зарегистрирован жесткий рентгеновский поток в каналах до 300 КеВ. По данным LASCO/C2 первый СМЕ, двигавшийся со скоростью 250 км/сек в Ю-З направлении (MPA = 237°), регистрировался в 06:54; второй, типа гало, – в 08:54UT (скорость 911 км/сек, МРА = 205°).

В первые дни после восхода 28.06.06 группа пятен (АО 10898) состояла из крупного головного пятна и раздробленной хвостовой части в виде мелких пятен и пор (Sр = 150 м.д.п.). Далее площадь группы возрастала за счет увеличения числа пор в хвостовой части и 6.07.06 составляла м.д.п. На рис. 2 видна эволюция головного пятна, которое 4 июля имело эллиптическую форму, а затем произошло отделение фрагмента от головного пятна, и 7 июля до захода группы головное пятно представляло собой 3 отдельные части в пределах общей полутени. Перед вспышкой М2. 6 июля в АО 10898 было зарегистрировано волокно.

Рис. 2. Эволюция головного пятна (АО 10898) 04.07, 05.07 и 07.07 2006, данные Dutch Open Telescope в континууме ~ 430 нм (верх), и магнитограммы (SOHO/MDI) (низ).

На рис. 3 (в, г) приведены спектры интегральных микроволновых потоков АО, полученные на РАТАН за несколько дней до и после вспышки 6.07.06, которые свидетельствуют о преобладании магнитотормозного излучения радиоисточника, связанного с головным пятном, и об отсутствии «пекулярного» источника перед вспышкой, в отличие от эруптивного (геоэффективного) события 13.12.06. По-видимому, различная эволюция групп пятен и магнитного поля АО в этих двух событиях и, соответственно, характеристики микроволнового излучения АО перед вспышкой определили различный характер нестационарных процессов и их геоэффективность.

Наблюдения Солнца на РАТАН 06.07.06 проводились в 13 азимутах в 07:33–11:04. Первое наблюдение было выполнено за 40 мин до начала вспышки М2.4. На спектрах потоков АО перед вспышкой (рис. 4): видно, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября что по мере приближения к импульсной фазе вспышки характер микроволновых и рентгеновских спектров меняется – вместо теплового магнитотормозного излучения пятенного источника преобладающим становится гиросинхротронное излучение вспышечной петли.

Рис. 3. Спектры интегральных потоков АО, полученные 8–13 декабря (а) и 13–16 декабря 2006 г. (б); 30 июня – 6 июля (в) и 6–9 июля 2006 г. (г) на РАТАН-600.

Рис.4. Спектры интегральных потоков АО (РАТАН-600) перед вспышкой (а). Спектры микроволновых потоков АО (RSTN, San Vito); полые кружки – измерения на РАТАН (б). Рентгеновские спектры (RHESSI) в моменты, наиболее близкие к моментам наблюдений на РАТАН (в).

Авторы благодарят коллектив группы радиоастрономических исследований Солнца САО РАН (рук. В.М. Богод) за обеспечение солнечных наблюдений на РАТАН-600, а также А.Н. Коржавина за полезную дискуссию. Гранты: РФФИ 08-02-00872, ОФН-15, НШ-3645.2010. 1. Akhmedov Sh.B., Borovik V.N., Gelfreikh G.B. et al., ApJ. 1986, V. 301, P. 460–464.

2. Ватрушин С.М., Коржавин А.Н. Труды VI семинара «Физика солнечной плазмы»,1989, Наука, с.100.

3. Боровик В.Н. и др., Труды XI Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 2007, с.67.

4. Борисевич Т.П. и др., Труды XI Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 2007, c.63.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ИЗМЕНЕНИЕ КЛИМАТА, ЕСТЕСТВЕННЫЕ ФАКТОРЫ

И ЧЕЛОВЕЧЕСКАЯ АКТИВНОСТЬ

Дергачев В.А.1, Васильев С.С.1, Распопов О.М.2, Юнгнер Х. Учреждение Российской академии наук Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, С.-Петербург, Россия, e-mail: [email protected] Учреждение Российской академии наук Санкт-Петербургский филиал института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Россия, e-mail: [email protected]

CHANGE OF THE CLIMATE, NATURAL FACTORS

AND HUMAN ACTIVITY

Dergachev V.A.1, Vasiliev S.S.1, Raspopov O.M.2, Jungner H. Ioffe Physico-Technical Institute, St.-Petersburg, Russia According to conclusions of Intergovernmental Panel on Climate Change (IPCC [1], 2007 [2]) warming of the global climate caused by anthropogenic influence on the climate as a result of the emission of greenhouse gases and mainly carbon dioxide. However, the comparison of the global average surface temperature fluctuations and greenhouse gas concentrations over time span covering direct instrumental temperature measurements shows a week correlations between these data. IPCC does not apply generally accepted methodologies to determine what fraction of current warming is natural and what fraction is caused by the rise in greenhouse gases. At present, the Earth has been cooling since 2002 in spite of the continued rapid increase in global CO2 emissions. Taken this into account, one might have concluded that it is quite possible that global warming had stopped. IPCC ignores natural causes of current global warming. On a time scale of decades to centuries, solar variability may be the most important factor. The role of solar influences on the climate can no longer be neglected. This presented in the report of the Nongovernmental International Panel on Climate Change (NIPCC 2008 [3]). Changes in solar activity might have important implications not only for the understanding of past and future climate, but also for predicting global warming that is one of the top issues of present climate research.

Numerous palaeoclimatic observations, covering a wide range of time scales, suggest that galactic cosmic rays connected with climate change. The geomagnetic magnetic field controls cosmic ray fluxes arrived in the Earth’s atmosphere. The possible influence of the changes in cosmic ray fluxes on climate variability is wide discussed in recent years.

In this work the possible physical mechanisms of influence of cosmic rays on a climate are considered. The basic emphasis is made on the analysis of the data on climate change, the geomagnetic field and the cosmic rays derived from various natural archives.

В изменении климата Земли на большой шкале времени выделяют два режима: ледниковый и межледниковый. Смена этих режимов характеризуется повышенной нестабильностью. Множество данных свидетельствует о «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября том, что голоцен – эпоха четвертичного периода, которая продолжается последние 10 тысяч лет, – подходит к концу. В настоящее время Земля находится на пороге вступления в новый ледниковый период.

Климатические осцилляции являются одним из глобальных процессов на Земле. Изучение физических процессов, которые управляют изменчивостью земной климатической системы, являются одной из наиболее важных проблем в эпоху современного антропогенного вмешательства в природу.

Несмотря на то, что предложено много механизмов изменения климата последних тысячелетий, остаётся дискуссионным объяснение заметного изменения глобальной температуры, наблюдаемое со второй половины прошедшего столетия.

Анализ как наблюдательных данных по изменению солнечной активности, интенсивности космических лучей и климатических характеристик, так и данных, получаемых из косвенных источников в природных архивах (кольца деревьев, слои льда, сталактиты и т.д.) об изменении этих природных явлений на временных масштабах в десятки-сотни-тысячи лет, дает убедительное доказательство влияния на климат солнечной активности (напр., [4]). В то же время экспериментальные данные по изменению интенсивности солнечного излучения имеют короткое время наблюдений и показывают относительно небольшие его изменения, что вызывает у скептиков негативное отношение к этому механизму влияния на климат. В последние годы разрабатывается теория непрямого солнечного воздействия на климат, связанная с усиливающим ее воздействием на климат потоком галактических космических лучей (ГКЛ), непрерывно бомбардирующих земную атмосферу (напр., [5]), и являющихся основным источником ионизации нижней атмосферы Земли [6].

Потоки ГКЛ, приходящие в земную атмосферу, модулируются и рассеиваются не только гелиомагнитными полями, но зависят и от параметров земного магнитного поля. Примечательно, что геомагнитное поле из-за изменений в дипольном моменте Земли по-разному экранирует поток ГКЛ, поступающий в низкие и высокие широты: максимально – на низких широтах и минимально – на высоких широтах. Как отмечено в работе [7], выпадение осадков на низких широтах представляет собой параметр климата, который близко связан с процессами в атмосфере, и который чувствителен к изменениям в потоке ГКЛ, модулируемом изменениями дипольного момента. Поэтому важно учитывать региональные эффекты космических лучей.

В данной работе основное внимание уделяется анализу и сравнению данных высокого разрешения по изменению земного магнитного поля, интенсивности космических лучей, климата на временной шкале последних примерно 10 тысяч лет. При этом основное внимание, кроме температуры, уделяется климатическому параметру – выпадению осадков на низких широтах.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Воздействие магнитного поля Земли на космические лучи и климат До недавнего времени основное внимание влияния геомагнитного поля Земли на климат было сосредоточено на вариациях дипольного момента Земли на климат в прошлом, (напр., [8]). Данные по изменению солнечной активности для последних 10 тысяч лет, полученные из измерений концентрации космогенных нуклидов в образцах известного возраста, имеют временное разрешение от года до 10–20 лет. Данные же по изменению дипольного момента Земли для первых 4–5 тысяч лет от современности группируют во временные окна по 500 лет и 1000 лет – для последующих временных интервалов. Сопоставление данных по изменению концентрации С и 10Ве с изменением дипольного момента [9] показывает одинаковые долговременные тенденции в их изменениях.

Фактически систематические измерения магнитного поля Земли, как и глобальной температуры, имеют короткую временную шкалу, всего около 150 лет, при этом напряженность поля уменьшается со временем (Рис. 1) [10]. Магнитные полюса испытывают колебания от года к году [11]. Магнитное поле Земли влияет на скорости переноса энергии от солнечного ветра к атмосфере Земли, а движение полюсов изменяет географическое распределение галактических и солнечных космических лучей. В статье [15] были изучены вариации в температуре и положениях магнитных полюсов Земли с 1900 г. до настоящего времени и найдены сильные корреляции, предполагающие связь между ними. Однако физический механизм такой связи пока не ясен.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Резкое ускорение дрейфа магнитных полюсов Земли, начиная с года, может иметь катастрофические последствия для глобальных климатических изменений, поскольку такое явление свидетельствует о существенных изменениях в энергетических процессах на уровне внутреннего и внешнего ядра Земли, ответственных за формирование магнитного поля нашей планеты. Одновременно с этим, наблюдается снижение напряженности магнитного поля Земли.

Изменение величины дипольного момента приводит к изменению геомагнитной жесткости обрезания для потока частиц, приходящих в земную атмосферу. По расчетам [16] изменения геомагнитной жесткости обрезания в прошлом могли приводить к изменению потока высокоэнергичной космической радиации на поверхности Земли между ±35° широтами от 21% до 34% в минимумах солнечной активности, подобных 1965 г. Таким образом, на скорости образования космогенных нуклидов влияют как изменения напряженности, так и направления геомагнитного поля.

Горячие дебаты о потенциальной связи между космическими лучами и климатом, как указано в ряде работ (напр., [6–8] и др.), указывают на необходимость дальнейшего исследования этой интересной темы. Палеоклиматические реконструкции высокого разрешения в сталагмитах и сталактитах, полученные к настоящему времени из карстовых пещер, дают ключ к пониманию муссонного выпадения осадков на низких широтах.

Учитывая важную роль влияния магнитного поля Земли на поток ГКЛ, попадающий на различные широты, в работе [17] были детально изучены вариации геомагнитного дипольного момента в течение последних ~10 тысяч лет, основываясь на данных напряженности поля исключительно из обожженных археологических материалов и потоков лав, т.е. материалов, не подверженных климатическим смещениям. Для того чтобы изучать потенциальную связь между геомагнитным дипольным моментом и климатом, рассмотрим данные измерения 18О высокого разрешения, собранных в пещерах в окрестности океана и характеризующие выпадениях осадков на низких широтах: сталагмит Q5 из пещеры Qunf в южном Омане (17°10N, 54°18E [18]) и сталагмит DA из пещеры Dongge в южном Китае (25°17N, 108°5E [19]. Оба набора данных основаны на корреляциях к ГКЛ из данных по скорости образования 14С, т.е. на корреляции с солнечной активностью. Следует заметить, что как было отмечено в работе [7], наблюдаемая связь между ГКЛ и облачным покрытием наиболее сильна в низких широтах, и как результат этого, на низких широтах должны быть более высокие концентрации водяного пара в земной атмосфере. Важно также подчеркнуть для установления связи между геомагнитным полем и выпадением осадков, что поток ГКЛ на низких широтах максимально заэкранирован геомагнитным полем. К сожалению, данные по геомагнитному дипольному моменту ограничены, главным образом, из-за недостаточного охвата данных по напряжённости поля по широте.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября На рис. 2 сравнены реконструкции геомагнитного дипольного момента [17] и а) данные измерений концентрации 18О из сталагмита пещеры Qunf, южный Оман [18], б) и сталагмита пещеры Dongge, южный Китай [19]. Для сравнения данные как по концентрации 18О, так и изменениям дипольного момента были сгруппированы и усреднены в окнах по одинаковой процедуре. Опираясь на скользящие окна для изменения геомагнитного дипольного момента в 500 лет для 4000 лет от современности и лет для данных после 4000 лет, авторы [20] установили высокие коэффициенты корреляции между сталактитовыми данными 18О в пещерах южного Омана и южного Китая на первых 5 тысячах лет от современности, соответственно 0.83 и 0.87. Оказалась высокой и корреляция между изменениями в выпадении осадков и дипольным моментом на разрешении масштаба столетия (рис. 2б и 2в), соответственно 0.81 и 0.86. Чтобы понять, влияет ли инсоляционный тренд на выпадение муссонных осадков, он вычитался из данных на рис. 2б и 2в используя летнюю (июнь-июль) инсоляцию на 30° с.ш. [22]. Коэффициент корреляции для столетнего окна для данных из пещеры южного Китая на 5000-летнем оказался высоким, 0.71. Для пещеры из южного Омана корреляция была высокой на первых 1500 лет, после которых следует разрыв в данных. При этом при увеличении дипольного геомагнитного момента уменьшается выпадение муссонных осадков (стрелки на рис. 2а и 2б).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Резкое изменение климата последних десятилетий поднимает вопрос о возможном влиянии на климат не только долговременных изменений геомагнитного поля, но и его изменчивости на масштабах времени от десятилетий до сотен и более лет.

Магнитное поле Земли изменяется очень динамично. Анализ данных между изменениями магнитного момента Земли в течение последних ~ тыс. лет и косвенными данными по выпадению осадков на низких широтах, представленных выше, и новых результатов, полученных к настоящему времени и не включенных в данную работу, показывает, что изменения во времени геомагнитного дипольного момента могут играть важную роль в контроле выпадения осадков на низких широтах в некоторых регионах земного шара.

Данная работа выполнена при поддержке РФФИ: 09-02-00083, 10-05-00129 и Программы ОФН РАН «Плазменные процессы в солнечной системе» (VI-15), а также программой совместных работ РАН и Академии наук Финляндии (проект 16).

1. IPCC, 2001. Climate Change 2001: The Scientific Basis, ed. by J.T. Houghton et al., Cambridge Univer. Press. New York. 881 pp.

2. IPCC, 2007. Climate Change 2007: The Physical Science Basis, ed. by S. Solomon et al., Cambridge Univer. Press. New York. 996 pp.

3. NIPCC, 2008. Nature, Not Human Activity, Rules the Climate, Published by the Heartland Institute, Chicago. 858 p.

4. Lohman G. RimbuG.N. and Dima M. Int. J. Climatol. 2004. V. 24. P. 1045–1056.

5. Scherer K, Fichtner H., Borrmann N. et al. Space Sci. Rev. 2006. V. 127. P. 327–465.

6. Kirkby J. Surveys in Geophys. 2007. V. 28. P. 333-375, doi:10.1007/s10712-008-9030-6.

7. Usoskin I.G., Korte M. and Kovaltsov G.A. Geophys. Res. Lett. 2008. V. 35, L05811, doi:

10.1029/2007GL033040.

8. Дергачев В.А., Дмитриев П.Б., Распопов О.М., Юнгнер Х. Геомагнетизм и аэрономия. 2006. Т. 46(1). С. 123–144.

9. Дергачев В.А., Распопов О.М., Юнгнер Х. Изв. РАН. Сер. физ. 2011. Т. 74 (в печати).

10. Olson P. and Amit H. Naturwissenschaften. 2006. V. 93. P. 519–542.

11. Дьяченко А.И. Магнитные полюса Земли. Изд-во МЦНМО, 2003. 48 с.

12. Jackson A., Jonkers A.R., Walker M.R. Philos. Trans. R. Soc. Lond. A. 2000. V. 358. P.

957–990.

13. Olsen N., Holme R., Hulot G. et al. Geophys. Res. Lett. 2000. V. 27. P. 3607–3610.

14. Korte M., Constable C.G. Geochem. Geophys. Geosyst. 2005. 6(2). DOI 10.1029/2004GC000801.

15. Kerton A.K. Energy & Environment. 2009. V. 20(1-2). P. 75–83.

16. Shea M.A. and Smart D.F. Advances in Space Research 2004. V.34. P. 420– 17. Knudsen M.F., Riisager P., Donadini F. et al. Earth and Planet. Sci. Lett. 2008. V. 272. P.

319–329.

18. Fleitman D., Burns S.J. Manfred Mudelsee M. et al. Science. 2003. V. 300. P. 1737–1739.

19. Wang Y.J., Cheng H., Edwards R.L. et al. Science. 2005. V. 308. P. 854–857.

20. Knudsen M., Riisager P. Geology. 2009 V. 37. P. 71–74.

21. Yang S., Odah H., Shaw J. Geophys. J. Intern.2000. V. 140. P. 158–162.

22. Berger A.L. J. Atmosph. Sci. 1978. V. 35. P. 2362–2367.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

МОРФОЛОГИЯ СУБВСПЫШЕК

ПО ИЗОБРАЖЕНИЯМ АППАРАТОВ STEREO

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ

THE MORPHOLOGY OF MICROFLARES IN IMAGES FROM THE

STEREO SPACECRAFT

Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, Russia We explore temporal evolution of an active region caused by microflares. The STEREO/EUVI Fe XII 195 images are used to study the morphology of microflares. The criterion of subflares is an soft X-ray flux (observed by GOES at 1–8 ) below C 1.0 level. We consider the morphology of microflares that occurred in the NOAA Active Region 11036 on 2009 December 22. In this AR microflares were produced in the eastern part of a loop arcade at one place. In addition we examined EUV features of the 2010 March and July microflares.

It was shown that short microflares occurred in one or two looplike structures and longduration microflares took place in many such structures. They happen mostly in low small looplike structures.