«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2012 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2012 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 – 2012

ТРУДЫ Санкт-Петербург 2012 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012» (XVI Пулковская конференция по физике Солнца, 24–28 сентября 2012 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, гранта поддержки ведущих научных школ России НШ-1625.2012.2.

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

В конференции принимали участие учёные Российской Федерации, Болгарии, Казахстана, Австрии, Германии, Украины, Финляндии, Швейцарии, Японии, Чехии, Словакии, Бразилии, Китая.

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

В.М. Богод (САО РАН) Ю.А. Наговицын (ГАО РАН) И.С. Веселовский (НИИЯФ МГУ, ИКИ РАН) В.Н. Обридко (ИЗМИРАН) К. Георгиева (ИКСИ-БАН, Болгария) О.М. Распопов (СПбФ ИЗМИРАН) В.А. Дергачев (ФТИ РАН) А.А. Соловьёв (ГАО РАН) М.А. Лившиц (ИЗМИРАН) Д.Д. Соколов (МГУ) Н.Г. Макаренко (ГАО РАН) А.Г. Тлатов (ГАС ГАО РАН) Ответственные редакторы – А.В. Степанов и Ю.А. Наговицын В сборник вошли статьи, получившие по результатам опроса одобрение научного комитета.

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- 0698-1 © Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Секция

ЦИКЛ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ:

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ

И ТЕОРЕТИЧЕСКИЙ АСПЕКТЫ

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ “СТРУКТУРЫ” N-S АСИММЕТРИИ

В ЛИНИИ 530.3 нм И В МАГНИТНЫХ ПОЛЯХ Бадалян О.Г.

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН им. Н.В. Пушкова, Троицк, [email protected] PATTERNS OF N-S ASYMMETRY AS OBSERVED IN THE 530.0-nm

LINE AND IN MAGNETIC FIELDS

Badalyan O.G.

Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation, 142190 Troitsk, Russia, [email protected] The spatial distribution of N-S asymmetry A = (N–S)/(N+S) has been studied for the period 1977–2001 (N and S being the values of the solar activity index in the northern and southern hemisphere, respectively). We have mapped the distribution of A both in the brightness of the coronal green line FeXIV 530.3 nm and in magnetic fields of different scales. The magnetic field intensities were calculated under potential approximation from WSO photospheric data for a distance of 1.1 solar radii. The behavior of the A index in the magnetic field intensity corroborates and supplements the particularities inferred earlier from the green-line observations [1, 2]. At low latitudes, the distribution of A for small-scale fields displays the closest similarity with its distribution in the 530.3-nm line brightness. Above 40°, one can see anticorrelation in the behavior of A as observed in the green line brightness and magnetic field intensity. This effect is most clearly pronounced for large-scale fields. In [1, 2], it was suggested that the spatial distribution of the N-S asymmetry might be associated with the behavior of small-scale fields. The present study corroborates this hypothesis. The north-south asymmetry is the evidence and the measure of differences existing in the activity of the two solar hemispheres. This fact is to be taken into account in dynamo theories.

Введение Северо-южная асимметрия является свидетельством и мерой того, что существует рассинхронизация в работе двух полушарий Солнца. Индекс асимметрии есть A = (N–S)/(N+S), где N и S – значения индекса солнечной активности в северном и южном полушариях, соответственно. Ранее было показано, что N–S асимметрия является квазипериодической величиной. В различных индексах активности она ведет себя сходным образом. Также сходным является пространственно-временное распределение асимметрии в разных индексах на большом масштабе. В [1, 2] было рассмотрено пространственное распределение A в яркости зеленой корональной линии 530.3 нм для последовательности карт, каждая из которых является усреднением за 6 последовательных оборотов. Показано, что на картах возникают “структуры” асимметрии, размер которых может быть связан с магнитными полями размеров больших активных областей или комплексов активности. В данной работе такие же карты построены для магнитных поСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября лей различных масштабов и проведено сопоставление поведения A в зеленой линии и корональных магнитных полях.

Асимметрия в зеленой корональной линии и в магнитных полях различных масштабов Карты распределения асимметрии в зеленой линии за 1977–2001 гг.

построены с использованием базы данных Ю. Сикоры [3]. Напряженность магнитного поля в короне рассчитана в потенциальном приближении для расстояния 1.1 радиуса Солнца по фотосферным наблюдениям WSO. Яркость зеленой линии и напряженность магнитного поля в каждой точке синоптической карты с шагом 5° по широте и ~13° (1 день) по долготе усреднялись за 6 последовательных оборотов. Это позволяет изучать долгоживущие крупномасштабные образования. Было рассчитано полное магнитное поле в короне (суммирование по 10 гармоникам разложения исходных данных по гармоническим функциям), поля больших масштабов (гармоники с №№ 03) и поля малых масштабов (гармоники с №№ 4 9).

Рис. 1. Карты распределения N-S асимметрии для зеленой линии (вверху слева), для полного магнитного поля (вверху справа) и для полей больших и малых масштабов (внизу слева и справа). К сожалению, на рис. 1 и 2 в [1] и на рис. 1, 3, 4 в [2] допущена ошибка: указанная по оси ординат широта возрастает не снизу вверх, а сверху вниз.

Карты распределения усредненной асимметрии за 1819–1824 обороты (время с 15.08.1989 по 26.01.1990) даны на рис. 1. Самый темный цвет показывает доминирование северного полушария, белый цвет – южного полушария. Видно, что наблюдается сходство в распределении A в зеленой линии, в полном магнитном поле и в полях малых масштабах.

Коэффициенты корреляции индекса A в зеленой линии и в магнитных полях различных масштабов даны на рис. 2 и в таблице. Представлены реСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября зультаты для двух широтных зон: зона пятнообразования 0°–35° (слева) и 40°–70°. В зоне 0°–35 наибольший коэффициент корреляции km наблюдается для асимметрии полей малых масштабов. Близкий к нему коэффициент kB дает асимметрия полного магнитное поле. Поля больших масштабов имеют практически нулевой коэффициент kM. В более высоких широтах сходство в распределении асимметрии значительно уменьшается, и коэффициент корреляции даже становится отрицательным. На рис. 3 приведены средние km, kB и kM (сверху вниз) в зависимости от широты.

Рис. 2. Коэффициенты корреляции N-S асимметрии яркости зеленой линии с асимметрией напряженности магнитных полей разных масштабов в двух широтных зонах (горизонтальные линии показывают средние значения).

Зависимости коэффициентов корреляции от фазы цикла показаны на рис. 4. Фаза цикла рассчитана как = ( – m) / (|M – m|) Здесь – текущий момент времени, M и m – моменты ближайших максимума и минимума 11летнего цикла, соответственно. В центре – корреляция асимметрии в линии с A для полного поля, слева и справа – с асимметрией полей малых и больших масштабов, соответственно. Рис. 3 и 4 показывают, что на всех широтах наибольшее сходство в распределении N–S асимметрии в линии имеет асимметрия полей малых масштабов.

В [1, 2] было показано, что часто широтно-долготные области с преобладанием яркости зеленой линии в одном из полушарий через 14– оборотов сменяются похожими по форме областями с преобладанием другого полушария, т.е. карта как бы изменяется на "негативную". В данной «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября работе этот вывод подтверждается рассмотрением поведения индекса A в напряженности магнитного поля. Такое изменение карты на негативную наиболее выражено для полей больших масштабов.

Рис. 4. Зависимость коэффициентов корреляции от фазы цикла для двух широтных зон.

1. Построены карты распределения северо-южной асимметрии для яркости зеленой корональной линии, полного магнитного поля в короне и полей малых и больших масштабов за 1977–2001 гг.

2. Кросс-корреляция этих карт в совокупности пространственно совпадающих точек показала, что наибольший коэффициент корреляции асимметрия в линии имеет с асимметрией полей малых масштабов.

3. Как показано в [4], распределения самой яркости зеленой линии и напряженности полей малых масштабов имеют наибольшую схожесть.

Корреляция с суммарными площадями солнечных пятен (т.е. с локальными полями на фотосфере) существенно меньше [5].

4. Проведенное здесь рассмотрение подтверждает сделанное в [1, 2] предположение, что пространственное распределение асимметрии может быть связано с магнитными полями масштабов комплексов активности.

Работа поддержана РФФИ, проект № 11-02-00259.

1. Бадалян О.Г. // Труды Всероссийской ежегодн. конф., 2010, с. 27.

2. Бадалян О.Г. // Письма в Астрон. журн., 2012, т. 38, с. 54.

3. Skora, J., Rybk J. // Adv. Space Res., 2005, v. 35, 393.

4. Бадалян О.Г. // Астрон. ж., 2013 (в печати).

5. Бадалян О.Г., Блудова Н.Г. // Настоящий сборник, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября СВЯЗЬ ЯРКОСТИ ЛИНИИ 530.3 нм С МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ

РАЗНЫХ МАСШТАБОВ И С ПЛОЩАДЯМИ ПЯТЕН

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН им. Н.В. Пушкова, Троицк, [email protected] THE RELATION OF THE 530.3-nm LINE BRIGHTNESS TO

MAGNETIC FIELDS OF DIFFERENT SCALES

AND SUNSPOT AREAS

Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation, Discussed are the results of quantitative comparison of the coronal green-line brightness with the intensity of magnetic fields of different scales and total sunspot areas for the period 1977–2001. The green-line brightness maps were plotted using the daily monitoring data. The magnetic field intensities were calculated under the potential approximation from WSO photospheric data for a distance of 1.1 solar radii separately for large- and small-scale fields. The total sunspot areas were taken from the Greenwich Catalog and its follow-on NOAA-USEF. The correlation was calculated for the set of regions 20° in latitude and 30° in longitude coinciding in space on all maps. We obtained that the correlation between the green-line brightness and the intensity of small-scale fields is the highest in the low-latitude zone 0°–20°. The correlation with the total sunspot areas (i.e., local fields) is much lower.

The large-scale fields in the sunspot formation zone have little influence on the green-line emission. These results suggest that the fields of different scales generated by the dynamo mechanism in the subsurface (leptocline) and deep (tachocline) layers of the convection zone affect the green-line brightness and the corona heating process in a complex way.

Магнитное поле является главным параметром, под воздействием которого формируются корональные структуры и создаются физические условия возникновения излучения в зеленой корональной линии 530.3 нм.

Для выяснения вопроса о том, с полями каких масштабов связано свечение короны, перспективным является количественное сопоставление яркости зеленой линии с характеристиками магнитных полей [1–3].

с напряженностью полей различных масштабов Карты распределения яркости зеленой линии за 1977–2001 гг. построены по базе данных Ю. Сикоры [4]. Напряженность магнитного поля рассчитана в потенциальном приближении для расстояния 1.1 радиуса Солнца по фотосферным наблюдениям WSO. Суммарные площади пятен «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября вычислены по данным каталога Greenwich и его продолжения NOAAUSEF. Данные о яркости зеленой линии и напряженности магнитного поля усреднялись за 6 последовательных кэррингтоновских оборотов. Это позволяет изучать долгоживущие крупномасштабные образования. Корреляция вычислялась для совокупности пространственно совпадающих на всех картах областей размером 20 по широте и 30 по долготе (см. [2]).

Рис. 1. Синоптические карты распределения яркости зеленой корональной линии (вверху слева), полного магнитного поля (вверху справа), полей больших и малых масштабов (нижний ряд). Черные кружки показывают положение солнечных пятен.

Примеры синоптических карт для зоны пятнообразования 40 с нанесенными на них солнечными пятнами представлены на рис. 1. Это усреднение за обороты 1798–1803 – середина ветви роста цикла 22, с 21.01.1988 по 2.07.1988. На верхней карте слева показано распределение яркости линии. Видны области увеличения яркости (более темный цвет) на широтах около 30, что характерно для этой фазы цикла активности.

Черные кружки – положения групп пятен. Размер кружка показывает площадь группы, суммированную за все дни наблюдения данной группы. Эта величина характеризует полную мощность группы пятен.

На других картах даны напряженности поля в короне. При стандартных расчетах суммируются 10 гармоник разложения исходных данных по гармоническим функциям. Это поле ниже будем называть полным полем (вверху справа). В нижнем ряду показано распределение полей, которые будем условно называть полями больших (карта слева) и малых (справа) масштабов. Для расчетов полей больших масштабов учитывались гармоники №№ 03, для полей малых масштабов – гармоники №№ 49. Видно, что пространственное распределение яркости зеленой линии схоже с расСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября пределением напряженности полного магнитного поля и полей малых масштабов, но мало похоже на распределение полей больших масштабов.

Этот вопрос детально рассмотрен в [3].

Кросс-корреляция данных, представленных на картах, была выполнена для двух широтных зон: 0–20 и 20–40 (северное и южное полушария объединены). Каждая из этих зон содержит по 24 “клетки”, сетка которых показана на рис. 1. Результаты расчетов даны на рис. 2. Жирные кривые – коэффициент корреляции kS между средней в клетке яркостью линии и суммарной площадью всех групп пятен в этой клетке. Пунктирные и тонкие кривые – корреляция яркости линии с полями малых и больших масштабов (km и kM). Корреляция kB яркости линии с полным полем практически совпадает с km и на рис. 2 не дается. Средние за 1977-2001 гг. коэффициенты приведены в таблице. Видно, что зоне 20–40 по сравнению с зоной 0–20 корреляция яркости линии с площадями пятен уменьшается.

Рис. 2. Временной ход коэффициентов корреляции яркости зеленой линии с площадями пятен и напряженностью магнитных полей разных масштабов в двух широтных зонах (горизонтальные линии показывают средние значения).

Из рис. 2 видно, что коэффициенты корреляции изменяются в цикле активности. Наиболее выражены эти изменения у корреляции яркости зеленой линии с полным полем и полями малых масштабов. Зависимости km, kS и kM от фазы цикла показаны на рис. 3. Фаза цикла рассчитана как = ( – m) / (|M – m|). Здесь – текущий момент времени, M и m – моменты ближайших максимума и минимума 11-летнего цикла, соответственно.

Фаза положительна на возрастающей ветви цикла и отрицательна на убыСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября вающей ветви, равна 0 в минимуме каждого цикла активности и 1 в максимуме. Верхние кривые на рис. 3 (черные кружки) – корреляция km между яркостью зеленой линии и напряженностью полей малых масштабов. От середины ветви спада активности ( = – 0.5) до середины ветви роста ( = + 0.5) коэффициент km составляет 0.8 и больше. Таким образом, в зоне пятнообразования эти поля оказывают наибольшее влияние на яркость линии.

Связь с локальными полями пятен kS существенно меньше (белые кружки).

Поля больших масштабов (треугольники) показывают очень малые и даже отрицательные коэффициенты kM.

Рис. 3. Зависимость коэффициентов корреляции от фазы цикла для двух широтных зон.

Итак, в зоне пятнообразования наиболее существенно влияние полей малых масштабов, размеров больших активных областей и комплексов активности. Локальные поля пятен и поля больших масштабов оказывают меньшее воздействие. Это характеризует сложную природу воздействия на процессы нагрева короны и свечения зеленой линии полей различных масштабов, возникающих в результате работы динамо в глубинных (тахоклина) и подповерхностных (лептоклина) слоях конвективной зоны.

Работа поддержана РФФИ, проект № 11-02-00259.

1. Badalyan O.G., Obridko V.N., Skora J. // Solar Phys. 2008, v. 247, p. 379.

2. Badalyan O.G., Bludova N.G., Skora J. // Contrib. Obs. Skalnat Pleso, 2007, v. 37, 3. Бадалян О.Г. // Астрон. ж., 2013 (в печати).

4. Skora, J., Rybk J. // Adv. Space Res., 2005, v. 35, 393.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ПОЛЯРНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ СОЛНЦА

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН,

POLAR MAGNATIC FIELD ON THE SUN

Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, St.-Petersburg The polar magnetic fields on the sun are the attractive subject for the solar researches since Babcocks measured them in the middle of the last century. The regular changing of the polar magnetic field occurs due to the transport of the magnetic flux from the mid latitude. In this process it is included the differential rotation, the meridional circulation and the turbulent diffusion. However sometimes, the simulation of the above mentioned phenomenon leads to ambiguous conclusions doubting the transport models themselves. According to the investigation of the space laboratory HINODE (since 2008 to June 2012) there is the delay of the decreasing of the old magnetic flux near the South Pole comparing with the north polar magnetic field. And that fact may create difficulties for the theory of the solar cycle (Shiota et al., 2012). From the other hand, Svalgaard & Kamide (2012) guess that the N-S asymmetry of polar magnetic fields may be the result of the asymmetry of the appearing magnetic flux in the sunspot active zone.

In this paper it is presented the brief historical review about the polar magnetic fields and the results of the detailed investigation of polar magnetic flux evolution using the data of the space lab ‘Solar Dynamics Observatory (SDO)’ for the period of May 2010 to September 2012. In particular, it is used the magnetic data obtained by the ‘Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)’ in the form of the line-of-sight component of the magnetic field strength ( sec cadence).

Исторически, полярные магнитные поля на Солнце находятся в центре дискуссий о природе солнечного цикла и как следствие, оказываются важными для прогноза солнечной активности. Произошло это благодаря открытию смены знака полярного магнитного поля в период максимума 11-летнего солнечного цикла № 19 [1, 2]. Полярность высокоширотного магнитного поля Солнца была противоположной земному дипольному магнитному полю на протяжении наблюдений с 1953 по 1957 годы. В середине 1957 г. полярность магнитного поля вблизи гелиографического южного полюса Солнца изменилась на противоположную. Изменение же северного полярного поля произошло после ноября 1958 г. Чтобы понять природу полярного магнитного поля, исследователи применяют динамо – теорию среднего поля [6]. Стандартные транспортные модели солнечного цикла объясняют смену знака полярных магнитных полей Солнца как результат: 1) турбулентной диффузии, 2) дифференциального вращения и 3) меридиональной циркуляции [8, 9, 22]. На рисунке 1(e, f) представлена «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября эволюция полярного магнитного поля Солнца вблизи северного и южного гелиографических полюсов Солнца для циклов № 21, 22, 23 и текущего по данным Обсерватории Вилкокса (SWO). Распределение зональной или Рис. 1. (а) относительное число пятен; (b) зональная структура B|| в чёрно-белом цвете, [–100 мкТс +100 мкТс]; (с) |B||| [0 200 мкТс]. Данные обсерватории Вилкокса в Стэнфорде (1976.05 – 2012.09 гг.). Пунктиром обозначена компонента магнитного поля по – лучу – зрения (B||) осреднённая за один оборот Кэррингтона: для (e) северного и (f) южного полярных полей (на широте 70°) как функция времени; жирная сплошная линия – значения, сглаженные по 25 оборотов Кэррингтона.

осесимметричной структуры магнитного поля показано на рисунке 1b, c.

Зоны перемежаемой полярности отмечены белым (положительная полярность, от Солнца) и чёрным (отрицательная полярность, к Солнцу). Зоны перемежаемой полярности распространяются от средних широт в высокие широты. Когда усреднённая зональная линия раздела полярностей (нейтральная линия) достигает полюса, наблюдается смена полярного магнитСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября ного поля. Это движение сопровождается появлением протуберанцев и волокон в области нейтральной линии.

Крупномасштабные полярные магнитные поля на Солнце состоят из кластеров магнитных полей более мелких масштабов, магнитных элементов, как положительной, так и отрицательной полярности [17, 10, 4, 5].

Доминирующая полярность полярного магнитного поля проявляется в компактных униполярных магнитных областях сильного магнитного поля [11]. В течение солнечного минимума, эти области хорошо видны в линии K CaII и в континууме, так как совпадают с полярными факелами. Время жизни магнитных элементов от нескольких часов до нескольких дней. Затем они полностью заменяются новыми магнитными областями, всплывающими из подфотосферных слоев. Также в полярных областях наблюдаются яркие рентгеновские точки, которые связаны с полярными джетами [13, 14]. Данные с космической обсерватории Hinode о векторном магнитном поле полярных областей Солнца показали, что полярные факелы обладают сильными полями (больше 103 Гаусса, 1 мкТесла (мкТл) = 10–6 Тесла (Тл), 1 Тл = 104 Гаусса), ориентированными вертикально [20]. Однако, дискуссия о величине этого поля продолжается, так как наблюдение полярного поля затруднено из-за близости к краю солнечного диска. Более того, с орбиты Земли невозможно увидеть оба солнечных полюса в течение всего года одновременно, потому что Земля выходит за плоскость гелиоэкватора на ±7°15 осенью и весной. Таким образом, осенью вы хорошо видите северные полярные области, а весной – южные. Будущие космические миссии Solar Orbiter и Интергелиозонд направлены на комплексное изучение полярных областей Солнца. Их орбиты приблизятся к Солнцу, и это позволит наблюдать солнечные магнитные поля с хорошим пространственным разрешением.

Полярное магнитное поле на протяжении последних солнечных циклов уменьшается (рис. 1). Согласно динамо теории солнечного цикла полярное поле представляет собой полоидальное магнитное поле (Bp-поле), которое, благодаря дифференциальному вращению, преобразуется в тороидальное (Bt-поле). Тороидальное магнитное поле проявляется на уровне фотосферы в виде биполярных комплексов солнечной активности. Наблюдаемое уменьшение магнитного поля, по мнению Свальгарда с коллегами [15], должно привести к уменьшению солнечной активности и к относительно небольшому солнечному циклу № 24. И вновь актуален вопрос: можно ли объяснить ослабление полярного магнитного поля, используя транспортные модели? В работе [7] есть возможный ответ на этот вопрос. Ослабление полярного поля можно объяснить, если предположить, что скорость меридионального потока в прошлом цикле возросла на 55% или угол наклона биполярных структур к солнечному экватору изменился «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября на 28%. Угол наклона биполярных структур является специфическим случаем -эффекта в динамо-теории средних полей [9]. Вариации меридиональной циркуляции и -эффекта могут приводить к изменениям в поведении высокоширотной солнечной активности. Однако, почему меридиональный поток или -эффект меняются тем или иным образом остаётся непонятным.

Полярное магнитное поле по данным SDO/HMI Космическая обсерватория ‘Solar Dynamics Observatory’ наблюдает Солнце в различных длинах волн и измеряет магнитные поля на всём диске с разрешением 1''. Для исследования эволюции полярного магнитного поля были использованы магнитные данные компоненты магнитного поля по-лучу-зрения (B||) c интервалом 720 сек. Изображения Солнца были преобразованы в Кэррингтоновскую систему координат, и, затем, построены синоптические карты с разрешением 0.1о по долготе и 0.001 по синусу широты размером 3600 на 2001 значений для оборотов с CR2097 по CR2127.

На рис. 2b представлены осреднённые по долготе значения B|| в зависимости от синуса широты и времени, так называемая зональная структура магнитного поля Солнца. Для сравнения на рис. 2а приведены значения чисел солнечных пятен (числа Вольфа). Из данного рисунка видно, что всплеск Рис. 2. a) Число пятен с 20 Мая 2010 г. по 11 Сентября 2012 г.(CR2097-CR2127);

b) HMI зональная структура B|| в чёрно-белом цвете, [–1 Гс +1 Гс]; широтная зависимость осреднённого по долготе B|| поля в северном (c) и южном (d) полушариях для трёх Кэррингтоновских оборотов: CR2114 (26.08.2011–22.09.2011), CR2120 (06.02. –04.03.2012), CR2127 (15.08.2012–11.09.2012).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября отрицательной полярности (‘А’ отмечен чёрным цветом) приводит к задержке в изменении полярности северного магнитного поля. На юге ситуация ещё более сложная, южный полюс остаётся положительным (рис. 2c). Чтобы сопоставить динамику магнитных потоков в зоне пятнообразования и в полярных областях были посчитаны средние значения магнитного поля по диску Солнца в 80-градусной долготной зоне для широтных интервалов 75°–80° и 15°–20° с мая 2010 г. по сентябрь 2012 г. для 1-го и 2-го числа каждого месяца. Оказалось, что в период 1–2 Марта 2012 г. северное полярное поле изменило знак в широтной зоне 75°–80°, но затем в последующие месяцы вплоть до Сентября 2012 г. оно оставалось полем старой полярности, т.е. отрицательным. Изменение знака в вышеуказанной высокоширотной зоне сопровождалось увеличением дисперсии магнитного поля относительно среднего значения за рассматриваемый временной интервал. В то время как в зоне пятнообразования рост дисперсии произошёл на месяц ранее. 1–2 сентября северное полярное поле становится преимущественно положительным, а увеличение дисперсии в зоне пятнообразования пришлось на июнь 2012 года.

Резюмируя всё сказанное о солнечных полярных полях, следует отметить важную роль импульсов солнечной активности [3] в формировании зон перемежаемой полярности (рис. 1b) и полярных магнитных полей.

Природа полярного магнитного поля связана с природой солнечной активности и солнечного цикла и, естественно, требует знания подфотосферной динамики магнитного поля и конвекции, внутреннего вращения и меридиональной циркуляции с хорошим временным и пространственным разрешением. И, естественно, необходимо исследовать корональные процессы. Эти задачи являются актуальными для современных и будущих космических миссий: Hinode, Solar Dynamics Observatory, Solar Orbiter и Интергелиозонд.

Работа частично поддержана Программой 22 Президиума РАН.

Автор выражает благодарность научным командам SDO за предоставленные данные.

1. Babcock, H.W., Livingston W.C. // Science, 1958. V. 127, P.1058.

2. Babcock, H.D. // ApJ 1959. V.130, 364–365.

3. Benevolenskaya, E.E. // Solar Phys., 2003. V.216, P.325–341.

4. Benevolenskaya, E.E. // Astron. Astrophys., 2004. V.428, P. L5–L8.

5. Benevolenskaya, E.E. // Astron. Nachr., 2010. V.331, P.63–72.

6. Dikpati, M. // ApJ, 2011. V. 733, Issue 2, P.90.

7. Jiang, J.; Cameron, R.H., Schmitt, D., Schssler, M. // Space Science Reviews, 2011.

8. Leighton, R.B. // ApJ, 1964. V.140, P. 1547–1562.

9. Leighton, R.B. // ApJ, 1969. V. 156, P.1–26.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября 10. Lin, H., Varsik, J., Zirin, H. // Solar Phys., 1994. V.155, P. 243–256.

11. Okunev, O.V., Kneer, F. // Astron. Astrophys, 2004. V.425, P. 321–331.

12. Pesnell, W.D., Thompson, B., J., Chamberlin, P.C. // Solar Phys., V. 275, 3–15, 2012.

13. Pucci, S., Poletto, G., Sterling, A.C.; Romoli, M. // ApJ, V. 745, Issue 2, P. L31.

14. Savcheva A., Cirtain J., E. Deluca E.E., Lundquis L.L., Golub L. and Weber M., Shimojo M. and Shibasaki K., Sakao T. and Narukage N. // Observations Publ. Astron. Soc. Japan, 2007. V. 59, P. S771–S778.

15. Svalgaard, L., Cliver, E. W. and Kamide1 Y. // ASP Conference Series, 2005. V. 346, eds.

K. Sankarasubramanian, Matt Penn, and Alexei Pevtsov, P.401.

16. Svalgaard L., Kamide Y. // Asto-ph, 9 July 2012.

17. Severnyi A.B. // Soviet Astron. Let., 1965 9, P. 171–182.

18. Scherrer, P.H., Schou, J., Bush, R.I., Kosovichev, A.G., Bogard, R.S., Hoeksema, J.T., Liu, Y., Duvall Jr., T.L., Zhao, J., Title, A.M., Schrijver, C.J., Tarbell, T.D., Tomczyk S. // Solar Phys., V. 275, p. 207–227, 2012.

19. Shiota D., Tsuneta S., Shimojo M., Sako N., Orozco Suarez D., Ishikawa R. //ApJ, 2012, v.

753, p. 157.

20. Tsuneta, S., Ichimoto, K., Katsukawa, Y., et al. // ApJ, 2008. V. 688, P. 1374–1381.

21. Varsik, J., Durrant, C.J., Turner, J., Wilson, P.R. // Solar Phys., 2002. V.205, P.231–247.

22. Wang, Y.-M., Nash A.G., Sheeley N.R. Jr. // ApJ, 1989. V. 347, P. 529–539.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ВЕЙВЛЕТ-АНАЛИЗ РЯДОВ НАБЛЮДЕНИЙ ЧИСЕЛ ВОЛЬФА И F10,7.

ЗАВИСИМОСТЬ ПАРАМЕТРОВ ЦИКЛИЧЕСКОЙ АКТИВНОСТИ

ОТ ВРЕМЕНИ, ПРОШЕДШЕГО С МОМЕНТА НАЧАЛА ЦИКЛА

Борисов А.А.1, Бруевич Е.А.2, Розгачева И.К.3, Якунина Г.В. Росcийский университет дружбы народов имени Патриса Лумумбы Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ Всесоюзный институт научной и технической информации РАН

WAVELET-ANALYSIS OF SERIES OF OBSERVATIONS OF WOLF

NUMBERS AND F10, 7. THE DEPENDENCE OF THE PARAMETERS

OF CYCLIC ACTIVITY FROM THE TIME THAT HAS ELAPSED

SINCE THE BEGINNING OF THE CYCLE

Borisov A.A.1, Bruevich E.A.2, Rozgacheva I.K.3, Yakunina G.V. We applied the method of continuous wavelet-transform to high-quality time-frequency analysis(corresponding to Fourier transform with the replacement of the harmonic basis exp(-jt) to the wavelet basis ((t-b)/a)) to the sets of observations of Wolff numbers and of the radio emission at a wavelength of 10,7 cm. Wavelet-analysis of these data reveals the following regularity: the period and the phase of relatively low-frequency oscillations of the solar flux, before this moment of time, define the parameters and the phase of more highfrequency oscillations of the solar flux, gradually changing its value in time. This phenomenon can be observed in every cycle of activity. We offer a formalized representation of this process as harmonic oscillations with amplitudes and phases, depending on the time elapsed from the moment of the beginning of the cycle.

Мы применили метод непрерывного вейвлет-преобразования для качественного частотно-временного анализа к временным рядами наблюдений чисел Вольфа и потока радиоизлучения на волне 10,7 см.

Вейвлет-анализ этих данных выявляет следующую закономерность:

период и фаза относительно низкочастотных колебаний солнечного потока, предшествующих данному моменту времени, определяют параметры и фазу более высокочастотных колебаний солнечного потока, постепенно изменяющих свою величину во времени. Отметим, что подобная картина наблюдается в каждом цикле активности. Для описания этой закономерности нами предлагается формальное представление этого процесса в виде гармонических колебаний с амплитудой и фазой, зависящих от времени, прошедшего с момента начала цикла.

Вейвлет-анализ (wavelet – всплеск) называют микроскопом, поскольку он позволяет исследовать каждый масштаб с необходимой и достаточной для него разрешающей способностью. Как образно сказано, можно увидеть «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября и лес, и деревья. Сравним с частотно-временным анализом Фурье - из функции f(t) с помощью преобразования Фурье получается ее частотное отображение:

Вейвлеты – локализованные функции, которые конструируются из одного материнского вейвлета (t ) или по любой другой независимой переменной) путем операций сдвига [1].

и масштабного изменения (а): ((t b) / a ) Вейвлетный масштабно-временной спектр С(a,b) в отличие от Фурьеспектра является функцией двух аргументов: масштаба вейвлета 'а' (в единицах, обратных частоте), и временного смещения вейвлета по сигналу 'b' Известно, что для анализа временных рядов, связанных с солнечной активностью наиболее подходящим является вейвлет t Морле – плоская волна, модулированная гауссианой [2]:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября На Рис. 2 и Рис. 3 представлены вейвлет-преобразования (вейвлет Морле) среднемесячных значений чисел Вольфа и потока радиоизлучения F10,7. Видно, что у 11-летнего, 22-летнего, а также у квазидвухлетнего циклов в течение примерно 30 лет меняется частота (период цикла).

Для постепенно изменяющих свою величину во времени относительно низкочастотных колебаний солнечного потока предположим, что если в момент времени t0 наблюдается максимум 11-летних колебаний, тогда в момент времени t0 > t1 в высокочастотной области можно будет наблюдать порожденные этим колебанием высокочастотные колебания периода:

где k(t) – коэффициент, определяющий величину изменения периода.

Пусть порожденные колебания происходят по закону:

Например, при постоянном значении k(t) = 0,3 преобразование этого периодического сигнала будет иметь следующий вид:

Амплитуда «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября На Рис. 5 приведен вейвлет-портрет сигнала, представленного на Рис. 4 (синусоида с переменным периодом).

Согласно формуле А(t) для вейвлет-преобразования W и F10,7 мы можем представить изменения периода цикла Т со временем. Таким образом для 11-летнего и 22-летнего циклов параметр k(t) = const = 0,1, а для квазидвухлетнего цикла, период которого подвержен большим изменениям со временем, параметр k(t) = const = 0,4.

Вейвлет-анализ временных рядов W и F10,7 выявил непостоянство периодов цикличности этих индексов активности.

Период и фаза относительно низкочастотных колебаний солнечного потока, предшествующих данному моменту времени, определяют параметры и фазу более высокочастотных колебаний солнечного потока, постепенно изменяющих свою величину во времени.

16.740.11.0465.

1. Витязев В.В., “Вейвлет-анализ временных рядов”, Изд. СПбГУ, 2001.

2. Черных Ю.В., “Методы анализа временных рядов, связанных с солнечной активностью”, Труды СПИИРАН., Вып. 1, т. 3, СПб, 2003.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

АКТИВНОСТЬ АТМОСФЕР СОЛНЦА И ЗВЕЗД СОЛНЕЧНОГО

ТИПА КАК СЛЕДСТВИЕ ЦИКЛИЧЕСКИХ ВАРИАЦИЙ

ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ

Государственный. Астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ, Москва Всесоюзный институт научной и технической информации РАН, Москва

THE ACTIVITY OF THE ATMOSPHERES OF THE SUN AND

SOLAR-TYPE STARS AS A CONSEQUENCE OF THE CYCLIC

VARIATIONS OF THE GLOBAL MAGNETIC FIELD

Bruevich E.A.1, Rozgacheva I.K.2, Yakunina G.V. Various manifestations of solar activity are considered as a consequence of cyclic changes of the global magnetic field of the Sun. As a result of the analysis of magnetic activity solar-type stars the following power dependences were found: the dependence between the period of the rotation of stars and their effective temperature P r o t ~ T e f f - 3,9, the dependence between the duration of the «11-year» cycle of activity and effective temperature T 1 1 ~ T e f f - 1,1, the dependence between the duration of the quasi-biennial cycle of activity and effective temperature T ~ T e ff. It is shown that the physical nature of these dependences is associated with the observed properties of solar-type stars and the existence of internal Rossby waves around the base of convective shells of these stars.

В настоящее время трудно предсказать детали эволюции каждой активной области. Однако суммарное изменение активных областей носит циклический характер. Наряду с основным 11-летним циклом солнечной активности, длительность которого варьирует от 7 до 17 лет, обнаружены также циклы магнитной активности с меньшей амплитудой – 5,5-летние, квазидвухлетние, вековые, полувековые и проч. [1].

В теории солнечного динамо [2–3] магнитная активность Солнца объясняется с помощью действия двух главных эффектов: генерации азимутального (тороидального) поля из крупномасштабного поля (полоидального) благодаря дифференциальному вращению конвективной оболочки (эффект) и образование полоидального поля из локальных биполярных магнитных областей тороидального поля (-эффект) благодаря дифференциальному вращению. Предполагается, что в максимуме 11-летнего цикла полоидальное поле, из которого было сгенерировано тороидальное поле, уже исчезло, и начинается генерация нового полоидального поля. Теория солнечного – динамо хорошо моделирует следующие явления локальной магнитной активности на Солнце и звездах:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября • образование сильных локальных магнитных полей (порядка 0,1 Тесла), эволюция которых приводит к появлению пятен, факелов, флоккулов, вспышек, протуберанцев;

• цикличность магнитной активности;

• закон Шперера;

• 11-летние циклы связаны друг с другом, и частично налагаются друг на друга, потому что вблизи минимумов активности, когда последние пятна старого цикла еще видны на экваторе Солнца, пятна нового цикла уже появляются на высоких гелиоширотах;

• на графике зависимости годичных чисел Вольфа от времени длительность ветви роста цикла уменьшается с ростом амплитуды цикла, а площадь под ветвью спада цикла увеличивается с ростом амплитуды цикла.

Мы использовали данные обработки наблюдений вариаций потоков хромосферного излучения Солнца и 52 звезд программы "НК-проект" из нашей Таблицы (опубликованной в [4]) для статистического анализа и поиска связи между периодами вращения звезд Prot и их эффективными температурами Teff. Диаграмма «период вращения – эффективная температура» для 52 звезд солнечного типа представлена на Рис. 1.

Уравнение линейной регрессии имеет следующий вид:

Линейный коэффициент корреляции (коэффициент корреляции Пирсона) этой зависимости равен 0,73. Согласно критерию Пирсона линейная зависимость между Prot и Teff статистически значима при заданном уровне значимости равном 0,05. Таким образом, для исследуемой выборки звезд период вращения и эффективная температура связаны степенной зависимостью: P r o t ~ T e f f - 3,9. Диаграмма «длительность цикла – эффективная температура» для «11-летних» циклов Т11 для 46 звезд из Таблицы представлена на Рис. 2.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Уравнение линейной регрессии имеет следующий вид:

Линейный коэффициент корреляции (коэффициент корреляции Пирсона) зависимости равен (- 0,67). Согласно критерию Пирсона линейная зависимость между T11 и Teff статистически значима при заданном уровне значимости равном 0,05. Таким образом, для исследуемой выборки звезд «одиннадцатилетние циклы» T11 и эффективные температуры Teff связаны степенной зависимостью: T11 ~ Teff -1,1. Диаграмма «длительность квазидвухлетнего цикла - эффективная температура» для 27 звезд из Таблицы представлена на Рис. 3.

Уравнение линейной регрессии имеет следующий вид:

Коэффициент корреляции точек к линии равен (- 0,51). Согласно критерию Пирсона зависимость статистически значимая: T2 ~ Teff В нашей работе [4] показано, что на диаграмме «период вращения – эффективная температура» звезды солнечного типа должны располагаться в пределах ошибок согласуется с соответствующим уравнением регрессии, см. Рис. 1.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября В работе [5] выполнено численное моделирование гидромагнитного динамо. Рассмотрена конвективная оболочка из двух слоев турбулентной и ламинарной конвекции. Обнаружено, что численная модель солнечного динамо согласуется с наблюдаемой локальной магнитной активностью, если в конвективной оболочке есть слои ламинарной и турбулентной конвекций. Поэтому вероятно, конвективная оболочка Солнца стратифицирована на слои с различным типом конвекции. Мы использовали этот модельный результат для описания физической природы гидромагнитного динамо различных масштабов.

Процесс магнитной активности начинается с образования гигантских конвективных ячеек в слое вблизи основания конвективной оболочки благодаря нагреванию плазмы фотонами из лучистой зоны. Согласно нашим оценкам, представленным в работе [6], получаем следующую связь длительности цикла и эффективной температуры: Tcyc ~ Teff -5/4.

Мы полагаем, что зависимость “период вращения – эффективная температура” (Рис. 1) является естественным законом для звезд Главной последовательности. Также нами предлагается (полный текст см. [6]) физическая картина взаимосвязи наблюдаемых свойств локальной и глобальной магнитных активностей Солнца. Основным новым моментом в этой картине является гипотеза о возможности существования нескольких слоев в конвективной оболочке у звезды солнечного типа. Должно существовать не менее двух слоев. Вблизи основания конвективной оболочки находится слой ламинарной конвекции, который состоит из гигантских конвективных ячеек. Благодаря вращению на поверхности этого слоя формируются волны Россби. Локальная и глобальная магнитные активности взаимосвязаны благодаря существованию внутренних волн Россби и первичного полоидального поля. В рамках предложенной гипотезы о существовании внутренних волн Россби можно объяснить зависимость “длительность цикла активности – эффективная температура” для одиннадцатилетних и квазидвухлетних циклов, см. Рис. 2 и Рис. 3. Длительность цикла активности по порядку величины равна характерному времени генерации волн Россби.

16.740.11. 1. Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В., Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца, М.:, Наука, 1986.

2. Parker E.N., Cosmical Magnetic Fields, Clarendon Press, Oxford, 1979.

3. Вайнштейн С.И., Зельдович Я.Б., Рузмайкин А.А., Турбулентное динамо в астрофизике. М., Наука, 1980.

4. Bruevich E.A., Rozgacheva I.K., arXiv: astro-ph.1204.1148, 2012.

5. Seehafer N., Gellertl M., Kuzanyan K. M., Pipin V. V., Adv. Space Res., 32. №. 10, 1819Bruevich E.A., Rozgacheva I.K., arXiv: astro-ph.1204.5705, 2012.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ЦИКЛИЧЕСКАЯ АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ

ИНДЕКСОВ АКТИВНОСТИ НА РАЗНЫХ ВРЕМЕННЫХ ШКАЛАХ

Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ

CYCLIC ACTIVITY OF THE SUN ACCORDING

TO THE OBSERVATIONS OF INDICES OF ACTIVITY

IN THE DIFFERENT TIME SCALES

Sternberg State Astronomical Institute, MSU, Moscow We applied the method of continuous wavelet-transform to the high-quality timefrequency analysis of the time series of observations of Wolff numbers, radio emission at a wavelength of 10,7 cm, Mg II 2800 nm index, the coronal line 530 nm fluxes, flare index Fl I, the index Counts of Flares and the TSI fluxes. At the same time with the existence of the 11year cycle of solar activity (with a maximum amplitude) the wavelet-analysis makes it possible to identify a set of cycles with different periods (with a much smaller in amplitude). For indexes of activity (corresponding to the observations of the Sun at different levels of the solar atmosphere) the frequency-temporal characteristics of the wavelet transform, on the whole, are quite similar to each other. However, you can see some differences, especially in times of maximums and minimums of the main 11-year cycles.

Мы применили метод непрерывного вейвлет-преобразования для частотно-временного анализа к временным рядами наблюдений нескольких солнечных индексов активности. Метод вейвлет-анализа (вейвлет – всплеск) является современным методом анализа сигналов: от одномерных изменяющихся во времени сигналов, двумерных изображений до многомерных фазовых портретов в физике элементарных частиц. Целью вейвлет-анализа является представление исследуемой функции в каждой точке ее области определения виде набора функций с заданными свойствами.

Поэтому вейвлет-анализ позволяет изучать локальные свойства сигналов (локализация во времени, пространстве или на фазовом множестве) и их продолжительность (или форму для двумерных или многомерных изображений). Вейвлет-анализ имеет преимущество перед преобразованием Фурье, которое дает только сведения о наборе периодов, но не определяет, где произошло изменение периода. Мы использовали данные наблюдений NASA http://www.ngdc.noaa.gov/stp/spaceweather.html.

Результатом вейвлет-преобразования одномерного числового ряда (сигнала) является двумерный массив значений коэффициентов С(a,b) [1].

На Рис. 1 представлены результаты вейвлет-анализа рядов W (слева) и потоков радиоизлучения F 10,7 (справа). Плоскость ХY соответствует частотно-временной плоскости ab : a – Y (Cyclicity, years), b - X– (Time, years).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Величина вейвлет - коэффициентов C(a,b) отложена по оси Z – аналог Power density из Фурье-анализа.

Наиболее распространенный способ – проекция на плоскость ab с изоуровнями, что позволяет проследить изменения коэффициентов на разных масштабах во времени, а также выявить картину локальных экстремумов этих поверхностей. На примере вейвлет-анализа наблюдений потоков в линии 530,3 нм (Рис. 2) мы видим, что локальные экстремумы большей амплитуды описывают цикличность с периодом около 10 лет и с меньшей амплитудой описывают квазидвухлетнюю цикличность.

На Рис. 3 и Рис. 4 представлены среднемесячные значения W и F10,7 и результаты вейвлет-анализа этих рядов. Расчеты производились с помощью вейвлета Морле, наиболее подходящим для анализа временных рядов, связанных с солнечной активностью [2].

На Рис. 5 и Рис. 6 представлены среднемесячные значения индексов – вспышечный индекс Fl I и числа вспышек Counts of flares и результаты вейвлет-анализа этих рядов.

В результате того, что относительные амплитуды колебаний в цикле активности для этих индексов очень малы (для TSI и Mg II ~ 0,1- 0,2 %) и погрешности неоднородных наблюдений (различная аппаратура на нескольких спутниках) играют большую роль, чем в случае других индексов активности, оказалось невозможным провести качественный частотновременной анализ TSI и хромосферного индекса Mg II 2800 нм.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Для выявления цикличности на квазидвухлетних (quassi-biennial) временных масштабах мы воспользуемся рядом среднемесячных значений чисел Вольфа (циклы 19–23), см. Рис. 7. Стрелками отмечены циклы с 5летним, квазидвухлетним и 1,3-летним периодами. В 20-м веке период основного цикла активности равен в среднем 10,2 года.

На рис. 8 мы представили разрез (локальное отображение) вейвлеткоэффициентов C(a,b) для рядов наблюдения F10,7 из Рис. 4 для трех дат наблюдения: для минимума (1985), фазы роста (1977,5) и максимума (2002).

Видно, что идеально соответствует величине цикла в 10 лет вейвлеткартинка для фазы роста цикла. В минимуме цикла локальное вейвлетотображение дает величину меньшую (8–9) лет, а в максимуме 2002 года вейвлет-отображение основного периода даже разбивается на 3 уровня от до 14 лет, что говорит о вмешательстве стохастических процессов в регулярную локальную цикличность в минимуме и максимуме циклов. Таким «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября образом, локальные значения периода циклов в 10 лет мы можем видеть на фазах роста и спада, вне минимумов и максимумов.

1. Для всех рассмотренных индексов активности длительность основного цикла совпадает с длительностью 11-летнего цикла. Наряду с этим максимальным по амплитуде основным циклом активности вейвлет-анализ дает возможность выявить целый набор циклов активности с различными периодами (значительно меньшими по амплитуде). Для всех индексов активности, вейвлет - преобразования, в основном, достаточно сходны между собой, но есть и некоторые отличия, особенно в периоды максимумов и минимумов основных 11-летних циклов.

2. Вейвлет-анализ показывает, что в течение 11-летнего основного цикла активности на Солнце происходят нерегулярные процессы с периодом 5.5 года, что согласуется с выводами [3].

Работа поддержана грантами РФФИ 12-02-00884 и 11-02-00843а.

1. Витязев В.В., “Вейвлет-анализ временных рядов”, Изд. СПбГУ, 2001.

2. Черных Ю.В., “Методы анализа временных рядов, связанных с солнечной активностью”, Труды СПИИРАН., Вып. 1, т. 3, СПб, 2003.

3. Borisov, A.A.; Bruevich, E.A.; Rozgacheva, I.K.; Yakunina, G.V., The Sun: New Challenges, Astrophysics and Space Science Proceedings, Volume 30. P. 221, 2012, arXiv: astro-ph.1204.1148, 2012.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

МАГНИТНЫЕ ПОТОКИ ВЕДУЩИХ И ВЕДОМЫХ ПЯТЕН

И N-S АСИММЕТРИЯ ФОТОСФЕРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ

Санкт-Петербургский филиал ИЗМИРАН, Санкт-Петербург, Россия Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе, Санкт-Петербург, Россия

LEADING AND FOLLOWING SUNSPOT FLUXES AND

THE N-S ASYMMETRY OF THE PHOTOSPHERIC MAGNETIC FIELD

IZMIRAN, St.-Petersburg Filial; St.-Petersburg, Russia A.F. Ioffe Physical-Technical Institute, St.-Petersburg, Russia Photospheric magnetic fields are studied using Kitt Peak synoptic maps. N-S asymmetry of the magnetic fluxes is considered as well as the imbalance between the positive and the negative fluxes. It is shown, that the sign of the N-S asymmetry is connected with the phase of the 11-year cycle (before or after the inversion); the sign of the imbalance of the positive and the negative fluxes depends both on the phase of the 11-year cycle and on the parity of the solar cycle.

На основе синоптических карт обсерватории Китт Пик за 1976– годы (http://nsokp.nso.edu/) исследуются сильные фотосферные магнитные поля (B>100 Гс) в зоне пятнообразования (гелиошироты 40°). Для каждой синоптической карты вычислялись четыре характеристики магнитного поля: FNpos, FNneg, FSpos, FSneg. Положительные и отрицательные потоки для северного (FNpos, FNneg) и южного (FSpos, FSneg) полушарий Солнца совпадают по знаку с полями ведущих или ведомых пятен в каждом полушарии, и их можно рассматривать как потоки ведущих или ведомых пятен.

Хотя каждый из четырех потоков изменяется с 11-летним солнечным циклом, можно найти определенные закономерности в дисбалансе этих потоков, которые оказались связаны с четвертью магнитного цикла Солнца.

Мы рассмотрели для 21-го солнечного цикла корреляции для четырех указанных потоков. Положительные и отрицательные потоки для одного и того же полушария показывают очень высокий коэффициент корреляции (R). Для N-полушария R = 0.97, для S-полушария R = 0.98. Гораздо менее тесная связь наблюдается, когда мы сравниваем корреляцию потоков разных полушарий (коэффициенты корреляции меняются от 0.52 до 0.58). Несмотря на высокий коэффициент корреляции между положительным и отрицательным потоками одного и того же полушария имеется дисбаланс этих потоков. Дисбаланс меняется с 22-летним циклом Хейла: в течение «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября лет от одного минимума до другого знак дисбаланса сохраняется и всегда совпадает со знаком ведущего пятна в данной полусфере [1, 2].

Можно рассмотреть потоки, которые соответствуют только ведущим пятнам N и S полушарий в 21 солнечном цикле (FNpos >0 и FSneg TCR, at relatively low heights.

В настоящее время измерения магнитного поля в солнечной короне на регулярной основе не проводятся. Одним из способов оценить характер изменения свойств магнитного поля с высотой до нескольких радиусов Солнца являются расчеты поля в короне в потенциальном приближении [1]. В последние десятилетия с помощью таких расчетов поля было сделано несколько важных выводов о свойствах поля в солнечной атмосфере и их изменении в цикле солнечной активности (см., например, [2, 3]). В работах [2, 3] установлены закономерности изменения со временем нейтральной линии магнитного поля на поверхности источника (близкой по форме к конфигурации пояса стримеров) и оснований открытых магнитных трубок – аналогов корональных дыр.

В данной работе продолжено изучение циклических свойств магнитного поля в солнечной атмосфере на разных высотах над поверхностью Солнца с использованием расчетов поля в потенциальном приближении.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Для анализа использовались синоптические карты радиальной компоненты магнитного поля Br(R,, ), рассчитанной в потенциальном приближении для 21–23 солнечных циклов. Здесь R – радиус поверхности, на которой рассчитывается поле, и – широта и долгота точки на сферической поверхности радиусом R. Расчеты магнитного поля в короне проводились с использованием Bd – технологии [4]. В рамках этой модели в потенциальном приближении рассчитывались три компоненты магнитного поля в пространстве между фотосферой и поверхностью источника (сферой радиусом 2.5 радиуса Солнца). При этом использовалась так называемая «радиальная коррекция» [3]. В данных расчетах поля использовалось разложение потенциала поля по 30 гармоникам сферических функций. На поверхности Солнца это соответствует пространственному разрешению примерно 102 угловых секунд. Формирование синоптических карт радиальной компоненты поля Br осуществлялось стандартным образом (см.

[4]). Расчеты магнитного поля проводились с использованием данных высокого пространственного разрешения, полученных на магнитографах KPNO и SOLIS NSO (США).

Для исследования использовались синоптические карты Br(R,, ), Рис. 1, на 10 высотах: R = Ro (фотосфера), 1.0036Ro, 1.0144Ro, 1.1Ro, 1.25Ro, 1.5Ro, 1.75 Ro, 2 Ro, 2.25Ro, 2.5 Ro.

Синоптические карты были разбиты на 10-градусные широтные зоны.

Для каждой зоны определена доля площади зоны в процентах, занятая полем положительной полярности. Обозначим ее S+field. Все зависимости S+field (Т), где Т – время в солнечных оборотах, были сглажены скользящим средним по 5 оборотам. На Рис. 2 показаны распределения S+field (Т) для трех широтных зон на 4 высотах. Из Рис. 2 следует, что вблизи экватора в течение значительных промежутков времени на R = Ro величина S+field (Т) близка к 50%, а на R = 2.5Ro в течение времени dT (20–60)TCR в окрестности минимума активности составляет 100% или 0%.

В полярной области длительность периода, когда поле является практически униполярным, может достигать (50–110)TCR. Между моментами переполюсовки полярного поля в 22 и 23 циклах поле практически униполярное в течение 80TCR на всех высотах. Примем, что во всей широтной «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября зоне радиальная компонента поля имеет знак «+», если S+field 80% и знак «–», если S+field 20%. Поскольку такие униполярные зоны чаще всего относятся к высоким широтам вплоть до полюса, назовем такое поле полярным. Было проанализировано распределение знака поля в разных широтных «полосках» в зависимости от высоты. Оказалось, что на R = Ro поле практически униполярное в течение большей части цикла от полюса до северной и южной широты 60°. В окрестности минимумов между 21 и циклами, а также 22 и 23 циклами в течение нескольких оборотов Солнца поле оказывается практически униполярным в диапазоне широт (–40°) – 90°. На R = 2.5Ro в течение большей части каждого цикла поле униполярное в диапазоне широт (–20° – (–90°)) и (20°–90°). Согласно нашей интерпретации, смещение границы полярного поля к экватору с высотой отражает сверхрадиальное расширение открытых магнитных трубок из полярных корональных дыр.

Рис. 2. Распределения S+field (Т) для широтных зон с центрами на широтах 5°, 45° и 85° Рассмотрим подробнее изменение «+» магнитного поля на разных высотах в атмосфере Солнца на примере полосы с широтой центра 75° в северной полусфере. На Рис. 3 представлено изменение со временем величины S+field на четырех высотах для периодов максимума трех циклов.

Графики на этих рисунках характеризуют процесс переполюсовки полярного магнитного поля в максимумах трех циклов. Этот процесс длится «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября 20–50 оборотов Солнца. В максимум 21 цикла после изменения знака полярного поля наблюдаются всплески поля со знаком, предшествующим началу переполюсовки. При этом амплитуда всплесков возрастает с высотой. Всплески поля, но уже нового знака полярного поля с растущей с высотой амплитудой, наблюдаются в процессе переполюсовки 22 цикла солнечной активности.

Возможно, что эти всплески являются аналогами трехкратной переполюсовки, наблюдавшейся в одной из полусфер Солнца в четных циклах, [5]. Из Рис. 3 следует, что переполюсовка начинается на 1–2 оборота, и заканчивается от 2 до 14 оборотов Солнца раньше на больших высотах, чем на поверхности Солнца. Этот результат можно интерпретировать таким образом, что вначале происходит переполюсовка крупномасштабного поля, а затем мелкомасштабного.

На всех синоптических картах, отдельно для каждого полушария, находились долготные распределения значений Br, усредненных по широте в интервале 0°–40°. Область вдоль долготы, занятую полем одного знака, назовем сектором. Анализировались свойства границ между секторами (секторных границ) – см. пример на Рис. 4 для северной полусферы.

umbra per one group (S> 50) is decreased from ~ 12 to 19-rd cycle to ~ 7.5 in the 24-rd cycle. 3) Find the prognostic index, made up of the sum of of areas of all the spots in the cycle and the coefficient with the magnetic field in a cycle where the coefficient b in the formula B a bLog (S ). 4) In the sunspot area were Gleisberg cycle variation.

Правило Гневышева-Оля, которое выполнялось на протяжении около 150 лет, начиная с 10 цикла, было нарушено в 22–23-м циклах активности.

Это может свидетельствовать о грядущей смене режима солнечной цикличности, которое возможно происходило при нарушении правила Г-О [1– 3]. Так появились свидетельства, что в 23-м цикле активности наблюдался дефицит пятен малой площади [5], хотя на относительное число больших пятен это не повлияло. Данный вывод противоречит предположению, что среднее число пятен в группе изменяется с вековым циклом, но средняя площадь пятна в минимуме векового цикла больше, чем в максимуме [1].

В данной работе поставлена задача – проследить относительное изменение пятен различной площади за последние циклы и их изменения с вековым циклом активности.

В качестве исходных данных брались ежедневные данные наблюдений групп солнечных пятен Кисловодской Горной астрономической станции в период с 1954 по 2011 гг. и другие данные. Помимо координат и площади, в данных ГАС представлено число ядер и пор Nsp, участвующих подсчете индекса числа Вольфа, а также площадь наибольшего пятна в группе Smax. Т.о. мы можем провести анализ различных индексов активности, в зависимости от площади группы или наибольшего пятна. На Рис. представлен вклад групп различной площади в индекс числа Вольфа.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Рис. 1. Вклад групп солнечных пятен различной Рис. 2. Число пятен малой площаплощади в индекс числа Вольфа. a) индекс W для ди и большой площади по данным всех групп пятен по данным Горной станции; ГАС.

b) индекс W для групп пятен малой площади S500 мдп.

Амплитуда циклов 20–23 для групп малой площади S50. Причина такого уменьшения не совсем понятна. Как правило, основную долю в подсчете индекса W для средних и больших пятен составляют ядра и поры. Возможно, за данный период увеличивалась средняя площадь отдельных ядер (суммарная площадь ядер по отношению ко всей площади пятна оставалась неизменной).

Но при этом должно было наблюдаться увеличение средней напряженности магнитного поля в ядрах. Такая тенденция видна на Рис. 5 для средней в цикле напряженности магнитных полей по данным обсерватории Mount Wilson. С середины прошлого века до цикла 22 наблюдается рост магнитСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября ного поля B. При этом в четных циклах магнитное поле в среднем выше, чем в нечетных.

Рис. 3. Изменение относительного клада в индекс числа Вольфа W пятен малой площади (слева) и большой площади (справа) в зависимости от амплитуды цикла.

Рис. 4. Изменение среднего числа сол- Рис. 5. Изменение средней напряженнонечных пятен в группе за цикл. сти магнитного поля по данным обсерватории MNTW для пятен с площадью более S>100 мдп в период 1915–2002 гг.

Для циклов 15–19 по данным обсерватории Mount Wilson были найдены соотношения между магнитным полем и площадью B a bLog (S ).

На Рис. 7 представлено соотношение между суммарной площадью за цикл b S в данном цикле и амплитудой последующего цикла Wn+1 активности.

Корреляция составила r = 0.96.

Долговременные изменения можно проследить в изменениях средней площади пятен в различных диапазонах выборки. На Рис. 6 представлено отношение Ssp/Sum и средняя площадь для групп пятен при условии S:30– 100 мдп.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Рис. 6. Изменение средней за цикл площади Рис. 7. Связь амплитуды следующего (http://solarscience.msfc.nasa.gov) циклы 11– цикле и коэффициента связи с магнитнои ГАС 21–23. Также представлено отно- го поля в цикле, где b коэффициент в данным RGO.

Рост активности в середине 20-го века сопровождался перераспределением групп пятен различной площади (Рис. 1, 2, 6). Увеличение доли больших пятен в число W с ростом активности (Рис. 3) говорит о росте числа отдельных ядер Num в пятнах. Поскольку соотношение Sum/S=Num*~0.17 для них сохранялось примерно одинаковым [5], то уменьшалась средняя площадь одного ядра, что согласуется с (Рис. 5).

В целом, подтверждено предположение [1], что среднее число пятен в группе изменяется с вековым циклом, но средняя площадь пятна (точнее, средняя площадь ядер) в минимуме векового цикла больше, чем в максимуме.

Связь между площадью и магнитным полем изменяется в ходе векового цикла, но произведение суммарной площади на коэффициент связи b характеризует суммарное магнитное поля пятен в текущем цикле и определяет уровень следующего цикла активности (Рис. 7). Этот факт может служить ключом к пониманию солнечной цикличности.

Работа частично поддержана ФЦП «Кадры» (мероприятие 1.2.1), НШ-1625.2012.2.

1. Витинский, Ю.И., Копецкий М., Куклин, Г.В. Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца, М.: Наука, 1986.

2. Mursula, K.; Usoskin, I.G.; Kovaltsov, G.A. Solar Physics, v. 198, p. 51-56, 2001.

3. Чистяков В.Ф. Солн. Данн., N2 с 64-68, 4. Lefe`vre, L., and F. Clette. A global small sunspot deficit at the base of the index anomalies of solar cycle 23, A&A, 536, L11, DOI: 10.1051/0004-6361/201118034, 2011.

5. Antalova, A. 1971, BAICz, 22, 352.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

МОДЕЛЬ ГЕНЕРАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

ВИХРЕВЫМ ДИНАМО

Кисловодская Горная астрономическая станция ГАО РАН

MODEL OF GENERATION OF THE SOLAR MAGNETIC FIELD

THE VORTEX DYNAMO

Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Pulkovo Observatory, Kislovodsk The possibility of generating a magnetic field at the base of local vortex convection zone. Cycle generating a magnetic field in the model can be represented as a series of processes. Near the base of the convection zone, there are vortices with axis directed azimuthally. This leads to the generation of twisted flux tubes due to the helical dynamo. As the magnetic field leads to surface circular loops. During ascent and pulling azimuthal field flux tubes is converted into axial and reaches the surface of a bipole sunspots Uconfiguration. Due to the differential rotation of the residual field bipole pulled to the surface toroidal field and the meridional flow is transferred to the base of the convection zone at high latitudes. The direction of the toroidal field in the generation changes its sign, and the cycle repeats.

Based on this model we propose a new prognostic index of activity spots with a correlation coefficient R = 0,86.

В настоящее время считается, что генерация магнитного поля Солнца происходит в результате дифференциального вращения. В результате из полоидального магнитного поля формируется тороидальное поле, сосредоточенное в сферической оболочке у основания конвективной зоны. Вместе с тем наблюдаемые поля на фотосфере представлены в виде локальных силовых трубок магнитного поля относительно малого размера [1]. Другая проблема заключается в том, что величина первичного полоидального поля составляет порядка несколько гаусс, а интенсивность наблюдаемых полей пятен – несколько килогаусс. Есть основания считать, что в зоне генерации напряженность поля еще на несколько порядков выше. Однако вследствие -эффекта в течение цикла коэффициент усиления поля не превышает одного-двух порядков [1, 2].

Для решения этих проблем представлена модель генерации поля, отличная от -эффекта. В ней рассмотрена возможность генерации магнитного поля локальными вихревыми потоками у основания конвективной зоны.

Одним из основных противоречий существующие парадигмы динамо механизма является трудность объяснения свойств магнитных биполей, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября проявляющихся в виде солнечных пятен, как следствие всплытия частей тороидального магнитного поля, сформированного у основания конвективной зоны в виде ”листа” с напряженностью около B~105 Гс. Решение может быть найдено в предположении, что генерация силовых трубок магнитного поля происходит в виде локальных процессов и механизмом, отличным от -эффекта. Таким механизмом могут быть конвективные ячейки, существующие в области тахоклина. Формирование таких ячеек происходит при взаимодействии конвективного переноса с силой Кориолиса, отклоняющей восходящие потоки к полюсам, а нисходящие – к экватору.

Подобные вихревые течения были получены при численном моделировании потоков у основания конвективной зоны Солнца [3]. Возможность генерации вихревыми течениями хорошо известна из экспериментов [4].

Цикл генерации магнитного поля в данной модели можно представить виде последовательности процессов (Рис. 2). Поток меридиональной циркуляции переносит полоидальное магнитное поле от поверхностных слоев к основанию конвективной зоны (1). Вблизи солнечного тахоклина существуют конвективные ячейки, которые приводят к скручиванию тороидального магнитного поля, имеющего конфигурацию листа, и генерации локальных силовых трубок с винтовым магнитным полем (2). Под действием плавучести скученные силовые трубки теряют устойчивость и всплывают к поверхности (3). Происходит отрыв, презамыкание магнитного поля и формирование кольцевых структур, в которых магнитное поле имеет вид скученных силовой трубки (4). В результате всплытия и вытягивания кольцевых структур, их азимутальное магнитное поле преобразуется в поле направленное вдоль оси. При всплытии к фотосфере, эти трубки наблюдаются как солнечные пятна. Под фотосферой трубки имеют Uобразную конфигурацию (5).

Рис. 1. (Слева) Схема конвективных вихрей у основания конвективной зоны в участвующих в генерации магнитного поля. (Справа) вихри, возникающие в результате конвективной неустойчивости у основания конвективной зона согласно [3].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Рис. 2. Схематическая иллюстрация солнечного магнетизма Магнитное поле силовых трубок вытягивается дифференциальным вращением, формируя поверхностное тороидальное поле, которое переносится меридиональным потоком к полюсам и зоне генерации (6). Далее цикл повторяется.

Данная модель опирается на четыре новых гипотезы: 1) генерация происходит локальными вихрями у основания конвективной зоны; 2) преобразование азимутального поля в аксиальное происходит при растяжении скрученных кольцевых силовых трубок к поверхности; 3) магнитное поле U-трубок у поверхности вследствие дифференциального вращения преобразуется в поверхностное тороидальное поле; 4) меридиональный транспорт переносит тороидальное поле от поверхности к зоне генерации.

Полноценная проверка гипотезы требует знания многих параметров, например, скорости вращения вихрей, их размера, эффективности преобразования азимутального поля в аксиальное поле и т.д. Однако существенное отличие данной гипотезы от существующих моделей есть то, что усиление поля происходит в локальных областях существования вихря. А это требует условия, чтобы скрученные трубки ограниченной протяженности по долготе всплывали в виде колец. В дальнейшем из них у поверхности формируется поле тороидального направления, которое является основой для генерации следующего цикла. Следовательно, мы можем качественно проверить эту гипотезу. Интенсивность последующего цикла активности будет пропорциональна интенсивности текущего цикла и времени, при котором происходит вытягивания остатков U-образных трубок в новое поверхностное тороидального поле (этап 6 на Схеме 2). Это время тем больше, чем ниже широта всплытия пятен. Выполним следующие расчеты.

Умножим суммарную площадь S пятен за цикл на средневзвешенную широту всплывших групп, отсчитываемую от полюсов < >. При этом подсчет групп будем вести не на всем времени жизни группы, а однажды «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября на момент ее наибольшей площади. Оказывается, что величина < > при этом минимальна для 19-го цикла и составляет 72°.

На Рис. 3. представлена регрессия произведения (< > –70°) S в зависимости от интенсивности следующего цикла. Коэффициент корреляции этих величин по данным Гринвичской обсерватории составил R ~ 0.86.

Рис. 3. Связь параметров текущего цикла с амплитудой последующего цикла активности, вследствие вытягивания полей U-биполей в поверхностное тороидальное поле.

Представленная модель генерации солнечного магнитного поля позволяет объяснить такие эффекты, как генерацию сильных полей солнечных пятен, наблюдаемую скрученность магнитных трубок, объясняет процессы исчезновения пятен. Проверка гипотезы может быть осуществлена по наблюдениям. В частности: 1) должны существовать группы пятен с различной направлением скрученности м.п. 2) Группы пятен, всплывающие недалеко друг от друга, могут иметь разные направления скрученности.

Работа выполнена при частичной поддержке ФПП «Кадры» (мероприятие 1.2.1), НШ-1625.2012.2, РФФИ и программ РАН.

1. Schussler M., Astron. Nachr. 325,, 2. Brandenburg, A., The Astrophysical Journal, 625:539-547, The Case for a Distributed Solar Dynamo Shaped by Near-Surface Shear Axel, 3. Rogers, T.M., & Glatzmaier, G.A., MNRAS, 364, 1135, 4. P. Frick, V. Noskov, S. Denisov, S. Khripchenko, D. Sokoloff, R. Stepanov, and A. Sukhanovsky, Magnetohydrodynamics 38, 136, 2002.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ОБРАЩЕНИЯ ПРАВИЛА ГНЕВЫШЕВА-ОЛЯ

В ПЕРИОД ВЕКОВЫХ МИНИМУМОВ АКТИВНОСТИ

Кисловодская Горная станция ГАО РАН, Кисловодск

REVERSE GNEVYSHEV-OHL RULE DURING

SECULAR ACTIVITY MINIMUM

Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Pulkovo Observatory, Kislovodsk Consider the Gnevyshev-Ohl rule according to a number of groups of sunspots during 1610–2009 years. The index of the average of the average daily cycle of sunspot groups is different for even and odd cycles. It is shown that the index generally changes gradually for 400 years, and between cycles -4 and 10 intensity of odd cycles was less than even. In cycles that coincide with secular minima observed considerable variation in the pattern.

Эмпирическое правило Гневышева-Оля [1] сформулировано для пары последовательных солнечных циклов. Существуют несколько формулировок правила Гневышева-Оля: a) амплитуда четного цикла активности меньше, чем высота последующего нечетного цикла; b) сумма чисел Вольфа четного цикла меньше чем сумма последующего нечетного;

c) площадь под кривой чисел Вольфа коррелирует с площадью под кривой в нечетных циклах при этом четный цикл с последующим нечетным образует пару [5, 6, 9]. Однако на основе чисел Вольфа это справедливо для циклов, начиная с 10, но не выполняется для пары 4–5 и 8–9 [1, 2].

Как правило, для проверки правила Гневышева-Оля используют ряд чисел Вольфа, реконструированный Р. Вольфом с 1748 г. Однако, как показано в работе [8] этот ряд имеет достаточно большой шум, из-за сложного учета мелких солнечных пятен и не учете ряда наблюдений. Основываясь на дополнительных данных, [8] предложили индекс групп солнечных пятен, реконструированный ими в период с 1610–1995 г. Как показали [9], индекс Групп солнечных пятен дает лучший коэффициент корреляции между четным и нечетным циклом, по сравнению с числами Вольфа. В работе [3] для проверки правила Гневышева-Оля было предложено использоJ ( k 1) среднемесячный индекс групп солнечных пятен, J(k)- месяц начала цикла k, константа 1/132 введена для масштабирования получаемого индекса к стандартным индексам солнечных пятен. Авторы показали, что в период 1725–1782 гг. соотношение четных и нечетных циклов изменяется на проСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября тивоположное. Предложенный авторами [3] индекс аналогичен сумме солнечных пятен за цикл. Но при большом пропуске наблюдательных дней существует сложность подсчете суммы групп пятен за цикл, также как и определение амплитуды цикла.

В данной работе предложено использовать индекс Групп солнечных пятен, но основанный не на суммировании числа групп пятен за цикл, а на определении среднего числа групп пятен за цикл.

Для характеристики циклов активности мы можем использовать среднее число групп в день в цикле. На Рис. 1 представлено среднее число групп, регистрируемых в день, вычисленное по индексу Групп солнечных пятен Gd (k ) – момент начала цикла k. В качестве моментов начала и конца цикла активности мы воспользовались данными с NGDC. На Рис. 1 представлено изменение индекса Gd для 12–22 циклов активности по данным [8]. Можно отметить, что в период 12–22 циклов наблюдалась тенденция роста среднеРис. 1. Число групп в день в циклах солнечной активности по данным индекса Групп солнечных пятен. Нечетные циклы помечены кружками, четные квадратиками.

го числа групп пятен в день. Причем их наибольшее количество наблюдалось в 21-м цикле активности. Такой же тренд наблюдается и при подсчете групп солнечных пятен по данным (http://solarscience.msfc.nasa.gov) Рис. 2.

В период 12–21 циклов активности в четные циклов среднее число групп пятен Gd меньше, чем в последующих нечетных и это соотношение Gd / Gd 1,39. Поэтому индекс среднедневного числа групп пятен в цикле odd even мы можем использовать для проверки правила Гневышева-Оля. На Рис. представлено отношение Gdodd / Gdeven в период с 1610 по 2009 гг. Здесь к ежедневным данным числа групп пятен [8] были добавлено число групп по «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября данным http://solarscience.msfc.nasa.gov) для 23-го цикла активности. Как видно из приведенного графика отношение Gdodd / Gdeven соответствует стандартным формулировкам правила Гневышева-Оля после цикла N10, но Рис. 2. Число групп в день в циклах солнечной активности по данным числа групп Рис. 3. Отношение среднедневного количества групп солнечных пятен в нечетном цикле к аналогичной величине в предшествующем четном цикле.

также показывает и плавную огибающую для циклов в предшествующую эпоху, за исключением нескольких отдельных циклов. Для сравнения проведена прямая, где это отношение равно 1. Данные цикла N –4/–3 не представлены.

Исследование правила Гневышева-Оля может дать важную информацию о природе солнечной цикличности. В частности, о возможном реликтовом поле, с которым обычно связывают этот эффект [4]. Часть авторов считает, что закономерность, что четные циклы менее интенсивны, чем «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября последующие нечетные, имеет постоянный характер [3, 5]. Однако пара 22–23-го циклов активности уверено показывает нарушение этого правила вне зависимости от количества наблюдений в цикле [10]. Поэтому, возможно, это правило обращалось и в предыдущие века. Авторы [11, 3] пришли к выводу, что 22-летняя цикличность исчезала в период, когда уровень солнечной активности быстро изменялся, например, во время восстановления активности после Маундеровского минимума, или около минимума Дальтона.

По-видимому, нарушение правила 22-летних циклов имеет циклический характер, при котором Солнце переходит из одного режима цикличности в другой. Как правило, при этом наблюдаются минимумы долговременных 100-летних вариаций солнечной активности.

При этом мы может предположить, что на длительных промежутках времени существует остаточное перманентное поле Солнца, которое, тем не менее, может менять свой знак, что приводит к обращению в последовательности 22-летних циклов. Причиной появления такого перманентного поля может быть магнитная память под зоной генерации солнечных пятен [10].

Таким образом, нарушение правила Гневышева-Оля может служить признаком изменения характера цикличности. Обращения правила Гневышева-Оля в циклах 22–23 служит предвестником долговременно минимума солнечной цикличности.

Работа выполнена при частичной поддержке ФЦП «Кадры» (мероприятие 1.2.1), НШ-1625.2012.2, РФФИ и программ РАН.

1. Gnevyshev, M.N. and Ohl, A.I.: Astron. Zh., v. 25, p. 18, 1948.

2. Wilson, R.M., Solar Phys. v. 117, p. 269, 1988.

3. Mursula, K.; Usoskin, I.G.; Kovaltsov, G.A. Solar Physics, v. 198, p. 51–56, 2001.

4. Charbonneau, Paul; Beaubien, Genevive; St-Jean, Cdric, ApJ, v. 658, pp. 657–662, 5. Nagovitsyn, Yu.A.; Nagovitsyna, E.Yu.; Makarova, V.V., Astronomy Letters, v. 35, pp. 564–571, 2009.

6. M. Kopecky, Bull. Astron. Instit. Czechoslovakia, v. 2, p. 14. 1950.

7. Hathaway D., Living Rev. Solar Phys., v. 7, 2010.

8. Hoyt and H. Schatten, Solar Physics v.181: 491–512, 1998.

9. Hathaway, R.M. Wilson and Reichmann E.J. Solar Physics v. 211, 357–370, 2002.

10. Тлатов А.Г., Тр. 11-я Пулковск. конференция "Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений" с. 343. 2007.

11. Чистяков В.Ф., Солн. Данн., N2 с. 64–68, 1959.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ НАПРЯЖЕННОСТЕЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ

В ЯДРАХ И ПОЛУТЕНИ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

Кисловодская Горная станция ГАО РАН, Кисловодск

DISTRIBUTION INTENSITY OF MAGNETIC FIELDS

IN UMBRA AND PENUMBRA OF SUNSPOT

Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Pulkovo Observatory, Kislovodsk A program for automatic selection of borders umbra and penumbra of sunspots. According to HMI/SDO in the period 2010–2012 performed combining umbra and penumbra boundaries on dopplerograms and magnetograms obtained at the same time, and appropriate measurements of the magnetic field and the velocity fields. We investigated about ~ 5000 and ~ 7000 penumbras cores of sunspots. In particular, the average characteristics defined vector deflection of the magnetic field to the horizontal Evershed flow in the penumbra ~ 36°. Summarizes the characteristics of the magnetic fields and velocity fields depending on the size, latitude, contrast, and other characteristics of sunspots.

Характеристики активных областей, такие как контраст, напряженность магнитных полей, потоки скорости вещества, являются важными параметрами для оценки потока солнечного излучения и моделей солнечного магнетизма. Солнечные пятна и факелы исследуются в течение многих лет, и в настоящее время набор данных наблюдений представляет собой компиляцию долговременных наблюдений, которые обычно включают только координаты и площади, и краткосрочные исследований физических свойств, таких как контраст, вектор магнитного поля, поляризация и пр. В настоящее время наблюдения на спутнике SDO дают возможность комплексного изучения тонкой структуры солнечных пятен на долговременной основе.

В данной работе мы представляем результаты анализа тонкой структуры солнечных пятен в период 2010–2012 гг.

Выделение ядер солнечных пятен внутри пятна Процедура выделения внешних границ солнечных пятен описана в [1].

Для определения границ ядер мы использовали следующую процедуру.

1) определялась средняя интенсивность внутри пятна I SP I / n, где суммирование проводилось по всем точкам пятна и интенсивность внешней границы пятна I BND. Затем, для условий I 0,99 I SP рассчитывалась пороговая интенсивность ядер. Для этого вычислялась пороговая интенсивность, взвешенная с градиентом сумма I 1 g I / g, где g – градиент. Далее «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября точка, в пятне с минимальной интенсивностью при условии I 0.95 * I BND, принималась за начальную, и включалось итерационная процедура роста, в котором новые точки включались в список. При этом рассматривались точки из окружения граничной точки из списка, и в случае удовлетворения условия I I 1 точки включались в список и помечались на данной итерации как граничные. Точки из списка, имеющие со всех сторон окружение, исключались из признака граничных. Далее процедура повторялась до тех пор, пока в текущей итерации больше не добавлялось новых точек. Точки из списка принимались за первое ядро в пятне. Далее точки этого ядра исключались из списка точек пятна, и процедура повторялась для поиска второго и последующих ядер Изучения изменения контраста солнечных пятен Контраст активных областей довольно легко измерить, но вопрос их зависимости от площади, положения, напряженности магнитных полей остается нерешенными.

Рис. 1. Изменения контраста солнечных пятен: a) изменения контраста ядер в зависимости от площади ядер; b) изменения контраста полутени пятен в зависимости от площади.

Метод автоматического выделения позволили нам провести отождествление 13611 пятен и пор, 5799 ядер и 4443 полутени. Для выделения мы использовали 1 изображение HMI/SDO в день, соответствующее моменту 5 UT. Также мы проводили совместные измерения структур пятна с магнитным полем и скоростью на тот же момент времени. Рассмотрим некоторые соотношения между контрастом, вычисляемым как отношение средней интенсивности объекта к интенсивности спокойного Солнца, и другими параметрами пятен. На Рис. 1 представлены соотношения между контрастом и площадью ядра и контрастом и максимальной напряженностью магнитного поля в ядре. Контраст увеличивается с ростом напряженности магнитного поля и площадью ядра.

Данные HMI/SDO дают уникальную возможность проводить измерения магнитных полей и поля скорости в объектах, выделенных на изображениях интенсивности, поскольку наблюдаются на одном телескопе пракСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября тически в одно и тоже время. Это дает возможность проведения попиксельного сопоставления разных параметров.

Рис. 2. (Слева) соотношение между магнитным полем и площадью пятен.

(Справа) Изменения напряженности ядер и полутени в зависимости В обзоре [2] представлены различные закономерности связи между площадью и напряженностью магнитных полей. Наш анализ показал, что наиболее подходящей функцией является логарифмический закон, предложенный [3] (Рис. 2a). Поведение магнитного поля ядер и полутени различается друг от друга. На Рис. 2b представлено изменение магнитных полей в зависимости от расстояния до центра диска.

Направление магнитного поля в полутени Исследуя эффект Эвершеда, можно определить конфигурацию магнитных силовых линий и направление потоков в полутени пятна. Проведем следующую процедуру. Разделим пятна на лимбовую часть, которая находится дальше от центра, чем была средняя геометрическая точка, и центральную часть полутени и рассмотрим их независимо. На Рис. 3 представлены изменения интенсивности магнитного поля вдоль луча зрения от Рис. 3. Изменения напряженности магнитного поля a) для части полутени пятна ближе к лимбу, b) для части полутени пятна ближе к центу диска.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября расстояния от центра. Видно, что закон изменения центральной и лимбовой части полутени совершенно различен. Магнитное поле области полутени, близкой к лимбу, обращается в 0 на расстоянии (r/R~0,8). Напротив, часть полутени, расположенная ближе к центу, имеет максимум вблизи (r/R~0,55). Возможно, это связано с наклоном магнитных силовых линий Рис. 4. Интерпретация наблюдаемых Рис. 5. Отношение напряженности магмаксимумов магнитного поля в полутени. нитных полей части полутени ближе к (см. схему 5). Так, для части ближе к лимбу, обращение в 0 (r/R~0,8) означает, что направление поля перпендикулярно лучу зрения, а максимум (r/R~0,55) части ближе к центру, что поле направлено вдоль луча зрения.

Если эта гипотеза справедлива, то должно наблюдаться соответствие этих углов. Действительно, схема на Рис. 4 позволяет определить угол наклона магнитных силовых линий и оценить ее величиной ~36°.

Полученные результаты, в частности высокая корреляция между контрастом и магнитным полем пятен, позволяют применить архивные наблюдения для восстановления напряженности магнитных полей.

Полученные данные по направлению магнитного поля в полутени могут быть использованы для моделей солнечного пятен.

Работа выполнена при частичной поддержке НШ-1625.2012.2, ФЦП «Кадры» (мероприятие 1.2.1), РФФИ и программ РАН.

1. Tlatov A.G., Valisieva V.V., Makarova V.V., Otkidychev P.A., Sol. Phys. in press, 2012.

2. Витинский, Ю.И., Копецкий М., Куклин, Г.В. Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца. М.: Наука, 397 c., 1986.

3. Ringnes, T. S.; Jensen, E. Astrophisica Norvegica, v. 7, p. 99–121. 1960.

ФИЗИКА ПРОЦЕССОВ

В АКТИВНЫХ ОБЛАСТЯХ

И МОДЕЛИРОВАНИЕ

АКТИВНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ЭВОЛЮЦИЯ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ АКТИВНОЙ

ОБЛАСТИ NOAA 11263 ПЕРЕД ВСПЫШКОЙ X6.9 (АВГУСТ, 2011 г.) Абрамов-Максимов В.Е.1, Боровик В.Н.1, Опейкина Л.В.

EVOLUTION OF MICROVAWE EMISSION OF NOAA

Abramov-Maximov V.E.1, Borovik V.N.1, Opeikina L.V. The microwave emission of the active region NOAA 11263 before the X6.9 flare is analyzed. Everyday multi-wavelengths solar radio observations in the range of 1.65–6.0 cm on the RATAN-600 radio telescope during the period of August 1–9, 2011 have been used in this analysis. The radio data were compared with SDO data and magnetic maps of active region, obtained at different observatories (Solar Station at Kislovodsk, Crimea Astrophysical Observatory, Mount Wilson Observatory). NOAA 11263 appeared on the solar disk on July 27, 2011 and up to August 4 it had a simple bipolar structure. Later its structure became more complicated form. The flaring productivity of active region was very low during August, 1–7.

The first significant flare of M3.5 class (GOES) has been registered on August, 8 (at 18: UT), and the powerful flare of X6.9 class occurred on August 9 at 07:48 UT. In August 1– the microwave radio source above the NOAA 11263 consisted of two main components associated with leader sunspot and following part of the group. The new dominated radio source associated with neutral line in the central part of the active region appeared on August 7 (two days before the X6.9 flare). The radio characteristics of this source (high spectral index (more than 7) at short centimeter wavelengths, high brightness temperature (more than 10MK at 4 cm), the angular size of 20–30 arc. sec at short cm-wavelengths and low degree of polarization), are the similar to those of microwave "peculiar sources" which have been discovered and investigated earlier on RATAN-600 in many flaring active regions as a typical factor of powerful flares prediction.

Комплексный анализ динамики активных областей на Солнце, в которых регистрируются мощные рентгеновские вспышки класса Х, важен как для понимания природы и механизма вспышек, так и с точки зрения выявления их прогностических факторов.

В данной работе представлена эволюция микроволнового излучения активной области NOAA 11263, в которой произошла вспышка класса Х6.9 (GOES) 9 августа 2011 г. Анализируются результаты ежедневных многоволновых спектрально-поляризационных наблюдений Солнца в диапазоне 1.65–6.0 см за период 1–9 августа 2011 г., выполненные на РАТАН-600.