АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 2, с. 180-189
УДК 523.982-337
СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ СВОЙСТВ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ВЕДУЩИХ И ЗАМЫКАЮЩИХ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ
2015 г. Ю. С. Загайнова1*, В. Г. Файнштейн2, Г. В. Руденко2, В. Н. Обридко1
1Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук, Москва, Троицк, Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 24.04.2014 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
С использованием расчетов по данным SOLIS магнитного поля в потенциальном приближении, опирающихся на В^-технологию (Руденко, 2001), и данных SDO отобраны для периода 2010— 2013 гг. пары ведущих и замыкающих солнечных пятен, тени которых соединены силовыми линиями магнитного поля. Форма силовой линии в некоторой степени отражает форму магнитной трубки, связывающей ведущие и замыкающие пятна. В тени всех отобранных пятен определены минимальный угол атгП между силовой линией и радиальным направлением, максимальное значение магнитной индукции Втах, длина участка силовой линии Ь1 из ведущего пятна до вершины силовой линии, где радиальная компонента поля равна нулю, и длина Lf от вершины силовой линии до ее восточного основания. Обнаружено, что в ~81% случаях минимальный угол между силовой линией и радиальным направлением ат^п в ведущем пятне меньше, чем в замыкающем. Для солнечных пятен, удовлетворяющих этому условию, между значениями этого угла в ведущих и замыкающих пятнах выявлена положительная корреляция. Показано, что зависимость угла ат^п от площади тени в ведущих и замыкающих пятнах различается. Обнаружена слабая отрицательная корреляция между значениями угла атгп и максимальным значением магнитной индукции Втах. Другими словами, в магнитных трубках, формирующих тени как ведущих, так и замыкающих пятен, и имеющих на уровне фотосферы более сильные поля, в среднем силовые линии оказываются более радиальными. В ^60—65% случаев к ведущему пятну примыкает участок силовой линии L^ меньшей длины, чем Lf. Похожие результаты получены для крупных одиночных пятен.
DOI: 10.7868/80004629914120123
1. ВВЕДЕНИЕ
Солнечные пятна — особенности солнечной атмосферы, характеризующиеся пониженными температурой вещества и яркостью на уровне фотосферы, а также повышенными значениями магнитного поля по сравнению с остальными участками фотосферы Солнца [1—3]. Количество пятен, одновременно наблюдающихся на Солнце, — одна из главных характеристик солнечной активности, включая ее цикличность [1,4]. Пятна тесно связаны с проявлением других форм солнечной активности — например, со вспышками в пятнах.
Начиная с первых измерений магнитного поля в пятнах [5] и по настоящее время, свойства магнитного поля пятен являются объектом интенсивных исследований. Установлено, что в порах магнитная индукция превышает, согласно разным
E-mail: yuliazag@izmiran.ru
работам, 1200—1800 Гс, а в больших хорошо развитых пятнах может достигать 3500—4000 Гс. По данным работы [6] самые большие зарегистрированные значения магнитного поля в тени пятна составляют около 5000—6100 Гс. Несмотря на то что в общем случае структура магнитного поля в тени пятна довольно сложная, были сделаны оценки некоторых усредненных характеристик поля в пятнах [2] (здесь и в дальнейшем, ссылаясь на результаты исследования солнечных пятен до 1985 г., в некоторых случаях мы будем ссылаться на монографию Обридко [2] без указания конкретных работ, в которых получены эти результаты, но которые приведены в монографии). Показано, что величина магнитной индукции уменьшается как минимум в несколько раз по мере удаления от ядра тени пятна к границе "тень — полутень", а угол между направлением поля и вертикалью, наоборот, увеличивается с расстоянием от ^0° до ^70°—90°. Во многих случаях было установлено, что проекция магнитного поля на плоскость неба оказывает-
ся не радиальной, причем отклонения поперечной компоненты поля от радиального направления из центра пятна (т.е. из места в пятне с минимальной яркостью), как правило, увеличивается с удалением от центра пятна. Это свидетельствует о некоторой "закрученности" силовых линий поля относительно вертикального направления. В тени пятен обнаружена тонкая структура магнитного поля — например, яркие точки в тени, грануляция тени — с величиной поля, отличающейся в отдельных элементах этой структуры.
Предполагается, что в тени пятна и прилегающих областях полутени магнитное поле близко к бессиловому [7]. Делались неоднократные попытки определить изменение магнитного поля с высотой. Авторы работы [8] показали, что в тени небольших пятен в фотосфере радиальная компонента магнитного поля в зависимости от положения в пятне уменьшается по высоте от 0.5 до 2.2 Гс/км. В этой же работе оценены электрические токи и спираль-ность поля в пятне, что позволило сделать вывод о зависимости плотности электрических токов и спиральности поля от тонкой структуры пятен. Значения плотности электрических токов варьируются в диапазоне нескольких мА/м2. Среднее значение для тени пятна составляет 11 мА/м2, для полутени — 2 мА/м2.
В работе [9] показано, что трехмерная структура магнитного поля в пятне от фотосферы до хромосферы может иметь весьма сложную топологию с одновременным существованием областей скручивания силовых линий поля с противоположным знаком или, что эквивалентно, сосуществованием областей поля с противоположной спиральностью.
Величина магнитного поля Н в тени пятен коррелирует с площадью, температурой, яркостью излучения тени пятна: в среднем она больше в пятнах больших размеров, в более темных и в более холодных пятнах. Впервые зависимость Н в тени пятна от площади тени Б была получена в работе [10]. По результатам нескольких работ был сделан вывод, что связь между максимумом магнитной индукции В и площадью Б согласуется с эмпирическим соотношением, полученным Хо-утгастом и ван-Слойтерсом (см. монографию [1]), В = 3700Б/(Б + 60), где В измеряется в Гс, а Б — в миллионных долях видимой полусферы. Связь между В и Б изучалась по данным измерений векторов магнитного поля в пятнах [11]. Показано, что между максимумом поля в пятне в верхних слоях и его площадью существует логарифмическая зависимость. Связь величины магнитного поля с яркостью в пятне детально обсуждается в работе [12].
Подавляющее большинство описанных выше результатов исследования свойств магнитного поля
в пятнах было получено либо для одиночных пятен, либо для отдельных пятен в группах пятен без учета особенностей взаимосвязи исследуемых пятен с другими пятнами группы. В действительности в группе пятен можно выделить пятна с различающимися свойствами, а сама группа имеет особые характеристики, определяемые совокупностью всех пятен в группе. В большинстве случаев самое западное пятно группы, часто имеющее большую площадь, называют ведущим или головным пятном. Пятна в группе с противоположной полярностью поля называются хвостовыми или замыкающими пятнами. Обычно ведущее пятно оказывается ближе к экватору, чем замыкающие пятна. Согласно закону Хэйла о полярности пятен в группах "...в нечетных циклах магнитное поле ведущих пятен групп северного полушария имеет северную, а в хвостовых — южную полярность. Эта картина меняет знак в южной полусфере и при переходе в четный цикл" [2].
Однако сведений о различии свойств ведущих и хвостовых пятен в одной группе и, в среднем, во многих группах в литературе относительно немного. Показано, что практически отсутствует различие зависимостей контраста в излучении пятен [13] или величины фотосферного магнитного поля в пятнах [1] от площади ведущих и замыкающих пятен или от стадии эволюции пятен.
В работе [14] показано, что зависимость контраста в линии Не11 304 Л и параметров инфракрасного триплета Не1 10830 Л от площади ведущего и хвостового пятен существенно различаются. Эти результаты стимулировали проведение настоящих исследований в поисках объяснения физических причин такого различия. Мы предполагаем, что выявленные особенности групп пятен являются следствием различия геометрии магнитного поля над ведущими и замыкающими пятнами, проявляющегося в том числе в асимметрии силовых линий магнитного поля, связывающих ведущие и замыкающие пятна активной области (АО). С целью проверки этой гипотезы, в данной работе сопоставлены некоторые свойства магнитного поля в магнитно-связанных парах "ведущее пятно — замыкающее пятно", а также для сравнения оценены свойства поля в одиночных солнечных пятнах.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
В настоящей работе исследование магнитных свойств пятен опирается на расчеты магнитного поля в солнечной атмосфере, которые проводились в рамках модели "потенциальное поле — поверхность источника". 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
Е°. Расчеты поля проводились по данным инструмента SOLIS (^О) [15], пространственное разрешение которого 1". В работе использованы В^-технология [16], которая позволяет получить "мгновенное", т.е. усредненное только за время получения магнитограммы, распределение магнитного поля над видимой поверхностью Солнца. Суть этой технологии состоит в следующем. Магнитное поле в области между фотосферой (Е = Е°) и поверхностью источника (Е = Ез = 2.5Е°) считается потенциальным (В(Е) = —Уф, где ф — скалярный потенциал поля) и удовлетворяет уравнению Лапласа Дф = 0. Для решения этого уравнения необходимо задать граничные условия на Е = = Е° и Е = Ез. Для уравнения Лапласа граничные условия должны определять нормальную составляющую магнитного поля на обеих границах на всей сфере. Проблема состоит в том, что доступна наблюдению только одна полусфера Солнца, и на ней наблюдается только составляющая вдоль луча зрения.
До появления В^-технологии использовалось два подхода для задания граничных условий на внутренней границе расчетной области (Е = Е°). В одном случае создавалась синоптическая карта из значений в каждой точке поверхности В1 -к
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.