УДК 523.98
ГЛОБАЛЬНЫЕ КОМПЛЕКСЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2013 г. В. Н. Обридко*, Б. Д. Шельтинг
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук, Троицк Московской обл., Россия Поступила в редакцию 19.03.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.
Излагается новая концепция глобальных комплексов активности на Солнце, заключающаяся в объединении в рамках единого понятия объектов глобальных и локальных полей. Отмечается, что традиционно в течение многих лет комплексы активности определялись только на основе наблюдений активных областей. Показано, что глобальный комплекс включает в себя корональные дыры и активные области. Для анализа использовался большой набор данных наблюдений магнитного поля разных пространственных масштабов, наблюдения активных областей и магнитных полей аппаратурой SOHO MDI, наблюдения корональных дыр в ультрафиолетовом диапазоне. Показана общность эволюции корональных дыр и активных областей в едином комплексе. Обсуждается проблема связи полей разных масштабов в процессе генерации цикла.
DOI: 10.7868/80004629913100046
1. ВВЕДЕНИЕ
Проблема комплексов солнечной активности имеет довольно длинную историю. Она восходит скорее всего к работе Гневышева [1], в которой он убедительно доказал, что в вариации солнечной активности кроме 11-летнего цикла существуют и короткие периоды общего увеличения активности, которые он назвал "импульсами активности".
Гневышев в 1938 г. имел крайне ограниченную информацию об основных индексах солнечной активности. Это были данные о числе пятен, их площади, флоккулах и факелах, протуберанцах. Как легко видеть, это все индексы локальных магнитных полей. Он естественно ничего не мог знать о характеристиках глобальных полей — солнечном ветре и корональных дырах. При этом он интуитивно почувствовал и привел, собственно без доказательств, следующее важное утверждение: "физически связанные солнечные процессы необязательно должны происходить одновременно". С другой стороны, Гневышев в своем исследовании не уделял особого внимания продолжительности существования этого усиления активности, что и отразилось во введенном им термине. В дальнейшем эти результаты были изложены им в монографии [2].
Следующий важный шаг был сделан, когда появились данные измерений на магнитографе Маунт-Вилсон, покрывающие всю поверхность Солнца. Тогда стало ясно, что более точным
E-mail: obridko@izmiran.ru
является термин "комплексы солнечной активности", характеризующий длительное, от нескольких месяцев до нескольких лет увеличение солнечной активности в определенном диапазоне долгот. Х.У. Бэбкок и Х.Д. Бэбкок [3] впервые изучили распределение магнитных полей вне групп солнечных пятен. Их данные соответствовали периоду минимума солнечной активности 1952—1954 гг. Кроме доказательства существования полярного магнитного поля, они показали, что в низких широтах существуют две системы магнитных полей: биполярные магнитные области (БМО), соответствующие активным областям, и униполярные магнитные области (УМО), представляющие собой обширные участки одной и той же полярности магнитного поля.
Работа Бэбкоков была продолжена Бумбой и Ховардом [4, 5]. Они проанализировали данные наблюдений на магнитографе Маунт-Вилсон за 4.5 года с августа 1959 г. до конца 1962 г. и дополнительно с июня 1963 г. по июнь 1964 г. Они показали, что развитие комплекса происходит следующим образом. В течение нескольких оборотов в некотором диапазоне долгот не наблюдается никакой новой активности, только диффузные поля старых областей. Затем в этом месте возникает одна или несколько новых активных областей, и они постепенно расширяются как по широте, так и по долготе. Оказалось, что первая возникшая группа обычно является наибольшей в комплексе. При этом большие комплексы имеют большее время жизни, и им соответствуют группы больших размеров.
Для дальнейшего очень важно, что в этих работах уже было по существу сформулировано утверждение, что в понятие комплекса активности должны включаться не только активные области, но и униполярные магнитные области, что и приводит к необходимости включать сюда и корональные дыры и ввести понятие глобального комплекса активности. Цель настоящей работы восстановить понятие глобального комплекса активности, который объединяет объекты как локальных, так и глобальных полей.
2. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
Глобальный комплекс солнечной активности следует изучать по большой совокупности данных, включающих характеристики не только локальных, но и глобальных полей, информацию о фотосфер-ных, хромосферных и корональных процессах и даже гелиосферные и геомагнитные возмущения. Разумеется, это довольно сложное понятие, требующее сбора большой информации за длительный промежуток времени.
Отчасти поэтому понятие комплекса активности несколько девальвировалось, и в последнее время оно часто заменяется понятием "комплекс активных областей" (или даже "комплекс групп пятен"), где уже не требуется иметь весь набор данных и, самое главное, не предполагается его длительное существование. Так, в работах Ишкова и Могилев-ского [6], Обридко [7], Могилевского и Шиловой [8] авторы определяют "комплекс активных областей" как совокупность двух или более активных областей, связанных совместным (общим) магнитным полем, в эволюции которых выявляется связь и взаимодействие компонентов или отдельных частей комплекса.
Дополнительная сложность в анализе глобальных комплексов активности состоит еще в том, что здесь приходится учитывать сложное взаимодействие полей разных пространственых масштабов, имеющих сильно различающиеся значения напряженности. Крупномасштабные поля несомненно связаны с глобальным магнитным полем [9— 12], и, по-видимому, их эволюция определяется процессами глубоко под фотосферой, возможно в основании конвективной зоны. С другой стороны, структура комплекса, несомненно, сильно зависит от эволюции мощных полей активных областей, представляющих собой неглубокие образования (глубина 5—10 Мм).
Неясна также генетическая связь составляющих комплекса. С одной стороны, крупномасштабные поля, по-видимому, являются строительным материалом для полей активных областей и усиливаются подповерхностными течениями. С другой стороны, слабые магнитные поля, остающиеся после распада активных областей, также образуют
протяженные области, сливающиеся с первичным крупномасштабным полем.
Крупномасштабное магнитное поле обычно связано с областями открытого магнитного поля (ООМП), т.е. поля, силовые линии которого уходят непосредственно в межпланетную среду и связаны с солнечным ветром. Эти области приводят к возникновению корональных дыр. Ванг и др. [13] отождествили корональные дыры с ООМП. В дальнейшем эти термины употреблялись как два равнозначных понятия для корональных дыр, наблюдаемых в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах на диске и на лимбе. Разумеется, это совпадение только статистическое. Области открытого магнитного поля вычисляются сложным путем с большим количеством дополнительных предположений в рамках концепции потенциального поля с поверхностью источника. В образовании корональных дыр, кроме структуры магнитного поля, играет роль еще и соотношение различных механизмов нагрева короны, которое может быть несколько различным в разных корональных дырах.
Принято также переоценивать степень однопо-лярности корональных дыр на уровне фотосферы. На самом деле, в любой корональной дыре существуют вкрапления разной полярности. Однако при изучении крупномасштабного поля эти неоднородности нивелируются. Недавно Обридко и Шель-тинг [14] проанализировали 338 корональных дыр, распределенных по всем фазам 23-го солнечного цикла. Для всех корональных дыр выполнены расчеты индекса униполярности Ш, определенного как отношение абсолютной величины среднего радиального магнитного поля Би к его средней абсолютной величине:
Ш = \(БК)\/(\БК |>.
Очевидно, что для строго униполярного поля Ш = = 1.0, в то время как в мультиполярной области эта величина приближается к нулю. Оказалось, что на высоте 1.1 Л© (где Л© — радиус Солнца) 281 корональных дыр (т.е. 83%) имели Ш в диапазоне 0.9—1.0. Это согласуется с ранее полученным результатом, согласно которому уже на высоте 1.05Л© корональная дыра становится преимущественно униполярным образованием [15].
В работе Обридко и Шельтинг [14] для 18 корональных дыр, также распределенных по всем фазам 23-го цикла, изучена внутренняя структура корональных дыр в полосе 28.4 нм. Оказалось, что корональная дыра состоит из более темной и менее темной части. Наиболее темная часть имеет яркость меньше 25% средней яркости диска в данном году. Ее окружает менее темная часть, в которой яркость ниже 50% среднегодовой яркости в этой длине волны. Наиболее темная часть корональнй
дыры соответствует области максимального магнитного поля, при этом силовые линии образуют слабо расходящийся пучок с наклоном не более 20°. Вне наиболее темной части корональной дыры силовые линии могут более значительно отклоняться от нормали. Эта схема в целом аналогична той, которая была предложена Вангом и др. [ 16] для объяснения радионаблюдений корональных дыр и подтверждена позднее в работах Могилевского и др. [17] и Обридко [18].
Следует заметить, что если связь ООМП с корональными дырами вполне понятна и употребление этих терминов как равнозначных физически обосновано, то другое сопоставление, которое делается часто, вовсе не так очевидно. Часто большие квазиуниполярные области отождествляют с ООМП и оценивают границы корональных просто как границы квазиуниполярных областей. В таком сопоставлении физической основы нет. Больши!е квазиуниполярные области могут быть просто остатками активных областей, и поле в них является поверхностным, а силовые линии замыкаются внутри этой же области. Они не образуют ООМП, и индекс униполярности в них значительно отклоняется от единицы. Это отличие следует иметь в виду при дальнейших сопоставлениях.
3. ОБЩЕЕ ОПИСАНИЕ ГЛОБАЛЬНОГО КОМПЛЕКСА АКТИВНОСТИ
Крупномасштабное магнитное поле ООМП, ко-рональные дыры и активные области в процес
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.