УДК 523.98-337
ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ НА СОЛНЦЕ: ВЫЯВЛЕНИЕ НОВОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ МЕТОДОМ МУЛЬТИФРАКТАЛЬНОГО СЕГМЕНТИРОВАНИЯ
2015 г. А. А. Головко*, И. И. Салахутдинова
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 30.01.2015 г.; принята в печать 13.03.2015 г.
Идентификация новых магнитных потоков методом мультифрактального сегментирования применена для изучения закономерностей эволюции активных областей и комплексов активности. Использованы магнитограммы SOLIS, MDI SOHO и SOT Hinode. По наблюдениям активной области 26— 28 октября 2003 г. № 10488 по каталогу данных NOAA обнаружена значительная вариабельность участков нового магнитного потока с характерным временем 1—2 ч. Уширение мультифрактального спектра в участках магнитограмм, соответствующих новому магнитному потоку, обусловливает его визуализацию на сегментированных мультифрактальных изображениях, соответствующих минимальным фрактальным размерностям. По данным за 2010—2014 гг. исследованы некоторые закономерности выхода новых магнитных потоков в 24-м солнечном цикле. На всех этапах развития цикла преобладает положительная корреляция временных вариаций площади новых магнитных потоков N- и S-полярности. Постепенное убывание коэффициента корреляции от 2010 к2014 гг. можно объяснить прогрессирующим усложнением связей между активными областями, приводящим к кластеризации их в комплексы активности.
DOI: 10.7868/S0004629915080022
1. ВВЕДЕНИЕ
Сложная изменчивая картина распределения магнитного поля на поверхности Солнца в значительной мере определяется процессами выхода новых магнитных потоков (Emerging Flux Regions — EFR в зарубежной литературе). Чтобы обнаружить новый магнитный поток, можно либо использовать последовательность магнитограмм [1], либо выявлять новый поток по его морфологическим признакам — например, по большим градиентам в окрестности линии раздела полярностей магнитного поля. На основании мультифрактальных свойств распределения солнечных магнитных полей [2, 3], был разработан метод идентификации нового потока по мультифрактальным сегментированным изображениям, полученным из карт фотосферного магнитного поля [4]. Его апробация на материале наблюдений 2006-2007 и 2009-2010 гг. [4]показала перспективность этого метода. Вместе с тем представляет интерес привлечь к анализу более обширный материал наблюдений мощных вспышечно-продуктивных активных областей, относящихся к максимуму развития текущего 24-го солнечного
E-mail: golovko@iszf.irk.ru
цикла. Кроме магнитограмм SOLIS [5], получаемых один раз в сутки, были использованы данные наблюдений с большей скважностью, выполненных с помощью магнитографа MDI/SOHO [6], что позволило получить сведения о вариабельности площадок нового магнитного потока, выявляемых по мультифрактальным сегментированным изображениям.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Ежедневные магнитограммы продольного поля полного диска Солнца записываются с помощью векторного спектромагнитографа SOLIS [5] обсерватории Китт-Пик (США). Диаметр одного пикселя составляет 1.14", а амплитуда шума измеряемой напряженности магнитного поля не превышает 3 Э. Напряженность продольного магнитного поля рассчитывается методом инверсии контура линии с помощью программы, разработанной группой сотрудников "Altitude Observatory" для прибора "Stokes Polarimeter" [7, 8]. Контур рассеянного света рассчитывается для каждой точки на солнечном диске.
Кроме данных SOLIS, мы использовали магнитограммы продольного поля MDI SOHO [6]
за 26—28.10.2003 в fits-формате в серии через 96 мин с пространственным разрешением 4"; амплитуда шума составляла 5 Э. Также были использованы измерения полного вектора магнитного поля, полученные с помощью магнитографа SOT Hinode [9]. Их пространственное разрешение составляет 0.32", уровень шума — 15 Э. Для учета 180°-неопределенности ориентации поперечного магнитного поля Руденко и др. [10] использовали оригинальный метод. Скорректированные магнитограммы области NOAA 11158 за 12—16 февраля 2011 г. взяты с сайта [11].
размерностей в диапазоне (0—0.4) (рис. 2в). Поскольку сегментированное изображение получается в бинарной форме — единица для участков, которые программа диагностирует как новый магнитный поток на данный момент времени, и ноль для остальных участков, — это обстоятельство используется в дальнейших расчетах. Поточечное умножение сегментированного изображения на исходную карту продольного магнитного поля для каждой полярности в отдельности после суммирования дает значение нового магнитного потока на данный момент.
3. МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ ДАННЫХ
Мы использовали вариант мультифрактального анализа, основанный на использовании емкостей Шоке и изложенный в работе [12]. Обсуждение ряда методологических вопросов, связанных с применением данного формализма к анализу солнечных магнитограмм, можно найти в работах [4, 13, 14]. Использованные в данной работе наблюдательные данные суть видеомагнитограммы Солнца, представленные в виде аналогового сигнала в долях уровня серого (или в цифровом виде) с одинаковым шагом по координатам ограниченной области в картинной плоскости. При подготовке магнитограмм к анализу они переводились в неотрицательную область путем сложения значения напряженности магнитного поля для каждого пикселя с константой, равной модулю минимального значения на карте. Полученная карта аналогична карте интенсивности, и к ней применяется известный подход [ 13] как к изображениям.
В практических расчетах мы использовали пакет Fгaclab [15] для вычисления мультифракталь-ных спектров и сегментированных изображений. На рис. 1 приведены исходная магнитограмма (рис. 1а) и хаусдорфовские спектры f(а), рассчитанные для суммарной меры /лзит (рис. 1б) и для емкости Шоке ^max (рис. 1в). Спектр для суммарной меры имеет типичный вид колокола [2]. Спектр для близок к монотонно спада-
ющей функции — правой половине гауссовского колокола, хотя для некоторых изображений он приближается к прямой вида f = 2 — ка.
Использование пакета Fгaclab дает возможность рассчитывать сегментированные изображения, соответствующие определенным интервалам фрактальной размерности f. При этих расчетах для аппроксимации распределений использовался аппарат слабо самоаффинных функций [ 16]. На рис. 2 приведены исходная магнитограмма (рис. 2а), распределение гельдеровской экспоненты (рис. 2б) и сегментированное изображение для фрактальных
4. ВЫХОД НОВОГО МАГНИТНОГО ПОТОКА В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ № 10488
Для каждой из магнитограмм активной области № 10488 по NOAA в серии скважностью 96 мин для интервала времени 19 : 12 ^ 26.10.2003— 12:48 ^ 28.10.2003 были рассчитаны муль-тифрактальные сегментированные изображения для диапазона фрактальной размерности f = = 0—0.4. На рис. 3 приведены исходные магнитограммы активной области за интервал времени 11 : 12-17 : 36 Ш 27 октября 2003 г. (левый ряд) и сегментированные изображения, показывающие локализацию областей нового магнитного потока (правый ряд). Видно, как с развитием активной области возникают новые потоки, а уже сформировавшиеся потоки перестают появляться на сегментированных изображениях. Добавление новых фрагментов поля к периферии лидирующего пятна соответствует модели всплывающей из-под фотосферы арочной системы [17]. Видна значительная вариабельность участков нового магнитного потока. Оценка показывает, что типичное время нахождения участка в состоянии "нового поля" составляет 1-2 ч. Эволюционные кривые новых магнитных потоков обеих полярностей приведены на рис. 4. Видна почти точная сбалансированность потоков обеих полярностей перед максимальной стадией развития.
5. ВЫХОД НОВОГО МАГНИТНОГО ПОТОКА В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ № 11158
Для каждой из магнитограмм и каждой компоненты поля, а именно Нх — продольного поля, Нх и Ну — поперечного поля, в серии 12—16 февраля 2011 г. были рассчитаны распределения гельде-ровской экспоненты, мультифрактальные спектры / (а) и сегментированные изображения для диапазона фрактальной размерности f = 0—0.4.
На рис. 5 приведена исходная магнитограмма продольного поля (рис. 5а), сегментированное изображение (рис. 5б) и распределение гель-деровской экспоненты (рис. 5в), а также карты
(a)
? ^
2.0 1.8 1.6 1.4 1.2 1.0 0.8 0.6
(б)
j_I_I_I
2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5
0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 Гельдеровская экспонента а
Рис. 1. Магнитограмма продольного поля по данным SOT Hinode за 09:20 UT 16.02.2011 (а), мультифрактальные спектры для суммарной меры (с) и для максимальных значений ^max (в).
поперечных компонент поля и сегментированных изображений для них (рис. 5г—5ж). Они относятся к моменту 20:00 ит 12.02.2011, когда в центре большой активной области можно видеть многочисленные фрагменты нового поля (рис. 5б).
Спустя 3 ч (рис. 6) на карте продольного поля ситуация почти не изменилась, но карты поперечного поля и, в особенности, полученные из них сегмен-
тированные изображения, хорошо демонстрируют две консолидированные структуры, которые можно считать новыми магнитными диполями, в которых впоследствии развились большие пятна. Изменения в поперечном поле предшествовали изменениям в продольном поле, что соответствует модели всплывающей магнитной трубки [ 17].
Специальное исследование было предпринято, чтобы выяснить, какие особенности скейлинга свя-
»r*! . , v л
4
(a)
Рис. 2. Исходная магнитограмма продольного поля поданным SOT Hinode (а), распределение гельдеровскойэкспоненты (б) и сегментированное изображение для диапазона фрактальных размерностей 0—0.4 (в).
заны именно с новым магнитным потоком. Для м
момента времени, соответствующего рис. 6, были р взяты карты поперечной компоненты Нх и был с
выделен прямоугольник, включающий участки но- к вого магнитного потока; точно такой же прямо-
ч
угольник взят для старого поля. Для этих двух прямоугольников рассчитаны мультифрактальные г спектры; их сравнение показано на рис. 7. Видно, что новый поток отличается от старого бо- к лее широким спектром, т.е. большим диапазоном т
масштабов самоподобных структур. Именно это различие дает эффект выявления нового потока с помощью
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.