АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2012, том 46, № 3, с. 259-268
УДК 523.98-565
КВАЗИПЕРИОДИЧНОСТЬ РИГЕРА В СОЛНЕЧНЫХ ИНДЕКСАХ
© 2012 г. Л. А. Акимов, И. Л. Белкина
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, Харьков, Украина
Поступила в редакцию 21.07.2011 г.
Методами вейвлет-анализа и Фурье-анализа изучен временной ход квазипериодичности «156 дней (квазипериодичности Ригера, КР) рядов ежедневных солнечных индексов: чисел Вольфа Ж за 161 год (с 1849 г.), потока радиоизлучения Солнца на частоте 2800 МГц F10.7 за 63 года (с 1947 г.), числа рентгеновских вспышек за 29 лет (с 1981 г.) и числа оптических вспышек Жа за 11 лет в 21 цикле. Ряды Жа исследованы для четырех квадрантов солнечного диска. Для ряда Ж получено, что устойчивой зависимости амплитуды КР от фазы цикла и величины Жв максимуме не существует. Это связано с тем, что в спектре мощности (СМ) изменения амплитуды КР индекса Ждоминирует пик, отвечающий периоду около 8 лет. При этом пики, отвечающие 11-летней цикличности, также являются значимыми. Сравнительное изучение временного поведения амплитуды КР индексов Ж, F10.7 и ЖХ показало, что квазипериодичность охватывает процессы, происходящие в активных областях (АО) на Солнце на разных высотах, практически одновременно. Для N получено, что запаздывание вариаций амплитуды КР рядов западной полусферы Солнца относительно восточных в среднем меньше, чем для рядов вспышек. Таким образом, если появление вспышек модулируется процессом КР в виде волны, распространяющейся по диску Солнца, то волна не является ретроградной. Обсуждаются различные объяснения природы КР, в том числе и гипотеза о волнах Россби.
ВВЕДЕНИЕ
Работа посвящена исследованию известной с 80-х годов прошлого столетия квазипериодичности ~156 дней, которую сейчас принято называть по имени открывателя (квазипериодичность Ригера, КР). Rieger и др. (1984) нашли ее в частоте появления высокоэнергичных вспышек в цикле № 21. Впоследствии оказалось, что КР характерна не только для высокоэнергичных вспышек, но проявляется также в периодических изменениях площади солнечных пятен (Lean, 1990; Carbonell, Ballester, 1992), во временных рядах слабых рентгеновских вспышек (Dimitropoulou и др., 2008), в интегральных характеристиках фотосферного магнитного поля (Knaack и др., 2005), в поведении относительных чисел солнечных пятен и корональ-ного индекса солнечной активности (Chowdhury, Dwivedi, 2011). КР проявляется в вариациях интенсивности межпланетного магнитного поля и скорости солнечного ветра (Cane и др., 1998), солнечных космических лучей (Kudela и др., 2010), а также в других геофизических процессах.
Значение периода Ригера по данным разных авторов меняется в широких пределах, от 140 до 160 дней (см., например, Bai, Sturrock, 1993; Bai, 2003; Ballester, Oliver, 2004). Chowdhury, Khan и Ray (2009) считают, что к КР можно отнести все квазипериодичности в интервале периодов от 115 до 180 дней. Большинство авторов утверждает, что КР наблюдается только в периоды вблизи максимумов солнечной активности, правда не во
всех циклах. Наши результаты по индексам рентгеновских вспышек, полученные методом Фурье-анализа со скользящим окном (Акимов и др., 2005), показали, что КР может проявляться и в периоды минимумов солнечной активности. Поэтому одной из задач данной работы было изучение временного поведения КР солнечных индексов одними и теми же методами за возможно более длинный временной интервал. Это даст возможность выявить закономерности появления КР более надежно. В работе (Акимов, Белкина, 2011) мы исследовали КР по флуктуациям индекса W за период с 1900 по 2008 гг. В данной работе ряд W продлен в обе стороны, начало ряда — 01.01.1849, продолжительность составляет 161 год.
Отметим, что причины появления КР до сих пор остаются дискуссионными. Общепринято, что КР обусловлена периодичностью всплывания новых магнитных потоков. Периодичность всплыва-ния магнитных потоков приводит к периодичности в формировании и росте групп пятен со сложной магнитной конфигурацией. В таких группах пятен наиболее вероятны магнитные пересоединения, приводящие к возникновению вспышек. Но почему всплывание новых магнитных потоков происходит с такой периодичностью? Однозначного ответа на этот вопрос до сих пор нет, но наиболее вероятным считается объяснение этого явления как следствия модулирования вспышеч-ных процессов волнами Россби (Lou, 2000; Lou и др., 2003).
Известно, что волны Россби возникают как возмущения во вращающихся жидких или газообразных системах при наличии дифференциаль-ности этого вращения вдоль меридиана. Характерными особенностями волн Россби является их ретроградность (направление распространения всегда противоположно направлению вращения системы) и то, что их периоды превышают период вращения системы. Для Солнца это означает, что волны Россби на его поверхности могут распространяться с запада на восток. Если КР вызвано волнами Россби, то временной ход явления должен отличаться для восточной и западной частей солнечного диска.
В данной работе мы изучили временной ход числа оптических вспышек в линии На отдельно на восточной и на западной частях солнечного диска за 11 лет, в течение 21-го солнечного цикла. 21-й цикл был выбран потому, что именно в это время ~156-дневная квазипериодичность наблюдалась в поведении различных солнечных индексов, и в первую очередь — оптических вспышек.
Важным представляется также вопрос о поведении КР различных солнечных индексов, относящихся к процессам, происходящим на разных высотах в солнечной атмосфере. В данной работе мы сравнили временной ход КР для трех индексов: относительных чисел солнечных пятен (чисел Вольфа) W, потока радиоизлучения на частоте 2800 МГц F107 и числа вспышек в мягком рентгеновском диапазоне Nx.
РЯДЫ ДАННЫХ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЙ
В работе использованы ежедневные значения индексов W и F107, взятые на сайте ftp://ftp.ngdc. noaa.gov/sto/solar_data/.
Ряд W охватывает промежуток времени чуть больше 161 года, с 01.01.1849 по 28.02.2010. Начало ряда выбрано в связи с тем, что с этого момента ряд не имеет лакун. Протяженность ряда F107 составляет примерно 63 года (14.02.1947-28.02.2010).
Ряд числа рентгеновских вспышек Nx получен нами с использованием данных с КА GOES. Протяженность ряда — 29 лет, с 01.01.1981 по 31.12.2009.
Ряды чисел На вспышек На мы рассчитали для периода 01.01.1976—31.12.1986 по Solar-Geophysical Data comprehensive reports (таблицы H-alfa Solar Flare Groups) с учетом интервалов патрульных наблюдений. Получены временные ряды ежедневных значений На: для северо-восточных (NE), северо-западных (NW), юго-восточных (SE) и юго-западных (SW) секторов солнечного диска, восточной (E) и западной (W) частей диска и для всего диска в целом.
Для детального исследования КР были использованы методы Фурье-анализа со скользящим окном и вейвлет-анализа. Известно, что оба метода успешно применяются для исследования временнЫх рядов, изменяющих во времени свои средние значения, дисперсии, периоды, амплитуды и фазы гармонических процессов.
Метод Фурье-анализа со скользящим окном мы применили не только к самим значениям ежедневный индексов, но и к их разностным флуктуациям. Разностные флуктуации индексов представляют собой разности полученных из наблюдений и сглаженных величин показателей солнечной активности. За интервал сглаживания мы выбрали 365 дней, для каждого дня скользящим методом определялась среднегодовая сглаженная величина индекса. Использование такой процедуры позволило существенно уменьшить влияние среднего хода 11-летних циклических изменений индексов. Отметим, что были использованы также нормированные значения разностных флуктуа-ций индексов. Нормировка проводилась скользящим методом. Для этого разностные флуктуации делились на среднегодовые значения их абсолютной величины, определенные также скользящим методом.
На рис. 1 показан ход разностных нормированных и ненормированных флуктуаций индекса /10.7 в 18-м—23-м циклах. Видно, что нормированные значения разностных флуктуаций ведут себя практически как белый шум. Такие знакопеременные ряды данных удобны для исследований методом Фурье-анализа и оценок значимости полученный результатов (см. Акимов, Белкина, 2011).
Для получения временного хода мощности пика 156 дней на разных фазах циклов активности методом Фурье-анализа массивы данный быши разбиты на интервалы, близкие к четверти 11-летнего периода. Середина скользящего окна располагалась в точках роста, максимума, спада и минимума циклов. Относительно этих точек окно смещалось в обе стороны на ±100 дней. Полученные спектры мощности (СМ) нормировались на среднеквадратические величины их флуктуаций а. Мощность пика с периодом 156 дней, выраженная в единицах а, на каждой фазе цикла определялась как средняя из трех значений.
Метод вейвлет-анализа мы применили ко всем рядам данный. Для ряда индекса N в работе Акимов, Белкина (2011) бышо сделано также непре-рыганое вейвлет-преобразование данный с исполь-
( г2 ^
зованием вейвлета Морле: ф(г) = ехрI ¡к0г \ в
качестве базисного. Временной ход модуля спектральной плотности вейвлет-преобразования ряда N показал, что КР имела прерывистый характер и быта наиболее значимой в 21-м солнечном
цикле. В цикле № 22 амплитуда КР ослабела, а затем снова возросла на фазе спада 23-го цикла. Отметим также, что во всех циклах для ряда существенную спектральную плотность имела квазипериодичность в интервале периодов 180—280 дней, а в области малых периодов выделялись значимые квазипериодичности, относящиеся к периодам вращения Солнца, а также близкие к периодам ~36, ~53, ~72, ~89 дней.
Поскольку целью данной работы является изучение временного хода амплитуды только одной квазипериодичности (КР), мы выбрали более простой, по сравнению с непрерывным вейвлет-пре-образованием, способ исследования. Для определения амплитудной вейвлет-функции Л(/) были проведены вычисления свертки ряда значений исследуемого индекса с базисным вейвлетом. В качестве базисного вейвлета мы использовали 2п Г"
функцию sign
cos-
где T — изучаемый пери-
од (156 д
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.