УДК 523.62-726
МЕЖСЕКТОРНЫЙ ДИСБАЛАНС ПОТОКОВ КРУПНОМАСШТАБНОГО ОТКРЫТОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА, АКТИВНЫЕ И ПАССИВНЫЕ ГРАНИЦЫ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ ЭКСТРАБУРИ
© 2008 г. К. Г. Иванов, А. Ф. Харшиладзе
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова
РАН, Троицк (Московская обл.) e-mail: kivanov@izmiran.troitsk.ru Поступила в редакцию 19.03.2008 г.
Впервые рассмотрена динамика (от оборота к обороту) абсолютных значений потоков крупномасштабного открытого поля Солнца в его четырехсекторной структуре, на примере CR 2032-2035 в июле—октябре 2005 г. Подтверждается важная роль отношения на секторных границах потоков восточного и западного секторов ФЕ/Фц. Как и в случаях двухсекторной структуры, ФЕ/Ф^> 1 характерно для активных квазитвердотельно вращающихся границ с интенсивным пятнообразованием, вспышками, межпланетными и геомагнитными возмущениями. Замечательным свойством рассмотренной структуры было наличие быстро растущего потока в первоначально узком секторе и его взаимодействие со стабильным квазитвердотельно вращающимся сектором в зоне главных активных долгот, что стало причиной неожиданно большого геоэффективного дальнодействия вспышек вблизи соответствующей активной границы.
PACS: 96.12.Hg
1. ВВЕДЕНИЕ
Положение о преимущественной локализации активного пятнообразования вблизи границ крупномасштабного фотосферного магнитного поля Солнца, следующее из наблюдений, было сформулировано около 40 лет назад [Ward, 1964, 1965; Bumba and Howard, 1965; Bumba and Obrid-ko, 1969; Bumba, 1970, 1987; Bumba et al., 1969, 2000; Starr and Fisher, 1971]. Предполагалось [Bumba and Obridko, 1969], что продолжением этих границ в корону и межпланетную среду являются секторные границы межпланетного магнитного поля.
Вскоре после разработки достаточно эффективных методов гармонического анализа измерений фотосферного поля [Altschuler and Newkirk, 1969; Levine et al., 1977; Hoeksema and Scherrer, 1986; Харшиладзе и Иванов, 1994], позволивших моделировать крупномасштабные открытые (уходящие в межпланетную среду) магнитные поля Солнца, указанное выше предположение получило подтверждение [Mcintosh and Wilson, 1985; Mogi-levsky et al., 1997; Ivanov and Obridko, 1999].
Однако два следующих обстоятельства ограничивали утверждение об активном пятнообразо-вании всегда и только вблизи секторных границ. Во-первых, во многих случаях вблизи секторных границ не наблюдалось сколь-либо значительного пятнообразования и не только в годы минимума, но и максимума солнечной активности. Во-вто-
рых, довольно часто вдали от секторных границ наблюдалась заметная активность, геометрически упорядоченная в виде цепочек внутрисекторных стримеров [Eselevich and Fainshtein, 1992] или ко-рональных цепочек в радиоизлучении Солнца [Черток, 2000].
Указанные два обстоятельства получили перспективные разъяснения соответственно в работах [Mcintosh and Wilson, 1985] и [Eselevich et al., 1999]. Так, оказалось, что условием активного пятнообразования вблизи секторных границ являются конвергентные и сдвиговые движения крупномасштабных магнитных полей противоположных полярностей, образующих эти границы, тогда как дивергентные их движения ведут к исчезновению пятен. Цепочки же внутрисектор-ных стримеров оказались локализованными на внутрисекторных границах между крупномасштабными открытыми полями одинаковой полярности.
Результат Mcintosh'a и Wilson'a (1985), использовавших косвенные данные о крупномасштабном поле хромосферы по областям свечения в линии На, был подтвержден в работах [Иванов и др., 2001; Иванов и Харшиладзе, 2004; Иванов, 2004], показавших, что конвергентные и дивергентные движения источников крупномасштабных открытых полей сопровождаются соответственно генерацией и распадом активных областей в пространстве между этими областями. Поскольку это последнее положение выполнялось как для полей
противоположной, так и одинаковой полярности, то условия на движения, подмеченные в работе [Mcintosh and Wilson, 1985] применительно к секторным границам, оказались справедливыми и для внутрисекторных границ. Эти границы было предложено называть субсекторными [Ivanov et al., 2001; Иванов и Харшиладзе, 2004].
В итоге этих работ возникла довольно полная феноменологическая картина, в которой разнообразные, но вполне определенные взаимные движения крупномасштабных фотосферных магнитных полей как различной, так и одинаковой полярности сопровождаются активизацией и затуханием пятнообразования вблизи секторных и субсекторных границ коронального поля. Известные результаты по медленному (относительно дифференциального вращения), квазитвердотельному и быстрому вращению секторных границ [Obridko and Shelting, 2001], а также по быстрым глобальным перестройкам крупномасштабного поля Солнца [Mordvinov and Tikho-molov, 1992; Zherebtsov et al., 1997; Жеребцов и др., 2004] наглядно увязаны с указанной выше картиной [Иванов, 2004; Иванов и Харшиладзе, 2004, 2007, 2007а] введением в рассмотрение динамики магнитных потоков крупномасштабных полей. В частности, было обнаружено, что существенным обстоятельствам является величина соотношения между магнитными потоками крупномасштабных областей, образующих секторную (субсекторную) границу, а именно: если вычислить потоки в областях к востоку ФЕ и западу от секторной (субсекторной) границы и взять их отношение, то при значениях ФЕ/Ф%, < 1, ~1 и >1, наблюдаются соответственно медленные, квазитвердотельные и быстрые вращения этих границ. Вблизи быстрых и квазитвердотельных границ наблюдается активное пятнообразование, тогда как вблизи медленных — распад групп пятен [Иванов, 2004; Иванов и Харшиладзе, 2004], что позволяет назвать эти границы соответственно активными и пассивными. В случае пассивной границы с сильным дисбалансом магнитных потоков (ФЕ/Ф№ < 1) наблюдалась [Иванов, 2004; Иванов и Харшилад-зе, 2004] неустойчивость секторной границы с быстрой глобальной перестройкой магнитного поля Солнца — феномен, на наш взгляд, тождественный быстрым перестройкам, обнаруженным ранее в работах [Mordvinov and Tikhomolov, 1992; Zherebtsov et al., 1997; Жеребцов и др., 2004]. В 23-м цикле солнечной активности, в начале фазы спада, наблюдалась целая серия таких глобальных перестроек [Иванов и Харшиладзе, 2004а], выделенная в специфическую субфазу цикла активности.
Учет магнитных потоков дискретных крупно -масштабных открытых полей, на наш взгляд, стал шагом в сторону физической интерпретации описанной выше феноменологической картины. Дей-
ствительно этот учет наглядно проиллюстрировал важную роль сил магнитного взаимодействия между крупномасштабными полями и их конкуренцию с силами инерции дифференциального вращения плазмы конвективной зоны в динамике ансамблей дискретных фотосферных источников крупномасштабных полей, а также динамике границ между этими источниками.
Исследования динамики крупномасштабных полей, учитывающей динамику их магнитных потоков, желательно продолжить ввиду следующего. Во-первых, в предыдущем такая динамика рассмотрена пока лишь для трех интересных интервалов 23-го цикла: май—октябрь 2000 г. [Иванов, 2004; Иванов и Харшиладзе, 2004, 2004а], октябрь 2003 г. [Иванов и Харшиладзе, 2007а; Иванов и др., 2005] и июнь—сентябрь 2005 г. [Иванов и Харшиладзе, 2007]. Кроме того, вначале в этих интервалах рассматривалась динамика магнитного потока, выраженного в относительных единицах и только, начиная с работы [Иванов и Харшиладзе, 2007а], появилась возможность использовать усовершенствованную программу численных расчетов потоков в абсолютных единицах с введением поправок на насыщение в линиях измерения.
Во-вторых, представляется перспективным продвигаться в изучении связей динамики потоков крупномасштабного поля с активным пятнообра-зованием (генерацией комплексов активности) вблизи активных границ крупномасштабного поля для решения фундаментальных и прикладных задач физики солнечно-земных связей.
Целью данной работы было исследование связей медленной (от оборота к обороту) динамики магнитных потоков крупномасштабного открытого поля Солнца с динамикой секторных границ и соответствующих межпланетных и геомагнитных возмущений на примере событий июля-октября 2005 г., включавших последовательность из двух мощных экстрабурь 24 августа и 11-12 сентября 2006 г.
2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДЫ
Использовались наблюдения фотосферного магнитного поля на Mlcox Solar Observatory (ht-tp://quake.Stanford.edu/~wso). По этим данным определялись коэффициенты ряда Гаусса с помощью оригинальной программы ISOPAK [Харшиладзе и Иванов, 1994], строились карты крупномасштабного открытого поля на поверхности источника (сферическая поверхность на расстоянии 2.5RS от центра Солнца, RS — радиус Солнца). Эти карты совмещались с картами соответствующих фотосферных источников открытого поля, построенных по усовершенствованной методике, описанной в работе [Иванов и Харшиладзе, 2007а] и допускающей расчет абсолютных значе-
Таблица 1. Гелиографические координаты (ф, X в градусах) центров фотосферных областей открытого поля ОК2+ и т.д. и расстояние между ОК2+ и ОВ2 , ОЯ2~ и ОК1+ и т.д. (г — в 1010 см) в последовательности оборотов СК 2032—2035
Даты OR2+ OR 2- OR1+ OR1-
Ф 1 1 Ф 1 r Ф 1 r Ф 1 r
25.07.2005 - 25 65 11 -5 158 7 -15 217 7.4 5 275 15
21.08.2005 - 30 55 11.4 -10 157 7.2 -20 219 7 5 272 16
17.09.2005 - 40 40 11.2 -5 139 8.5 -5 210 7.8 -5 275 18
14.10.2005 - 35 45 10.8 5 132 8.9 -5 206 8.7 0 278 18
ний магнитных потоков открытого поля. Рассматривалась последовательность четырех оборотов CR 2032—2035, центрированных на 25 июля, 21 августа, 17 сентября и 14 октября 2005 г. В четы-рехсекторной структуре, наблюдавшейся в это время, определялись гелиокоординаты центров фотосферных источников крупномасштабного открытого поля, точек пересечения секторных границ с гелиоэкватором и абсолютные значения интегральных магнитных потоков от областей крупномасштабного открытого поля, образовавших эти секторные границы. По вариациям этих величин от оборота к обороту можно делать выводы об их медленной динамике.
Особое внимание обр
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.