ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 3, с. 314-322
УДК 550.383
УМЕНЬШЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ И ГЕОМАГНИТНОМ АКТИВНОСТИ
С 19-го ПО 24-й ЦИКЛ
© 2015 г. А. Д. Гвишиани1-2, В. И. Старостенко3, Ю. П. Сумарук3, А. А. Соловьев1- 2, О. В. Легостаева3
Геофизический центр РАН, г. Москва, Россия 2Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН, г. Москва, Россия 3Институт геофизики им. С.И. Субботина НАН Украины, г. Киев, Украина e-mails:gvi@wdcb.ru; vstar@igph.kiev.ua Поступила в редакцию 01.09.2014 г. После доработки 17.11.2014 г.
По данным магнитных обсерваторий российско-украинского сегмента INTERMAGNET и международных центров данных по солнечно-земной физике рассмотрены изменения солнечной и геомагнитной активности с 19-го по 24-й цикл. Показано, что с течением времени активность уменьшается. Это особенно четко видно на фазе развития 24-го цикла. Проанализированы возможные причины спада геомагнитной активности и возможные следствия такого спада.
DOI: 10.7868/S0016794015030098
1. ВВЕДЕНИЕ
Солнечная и геомагнитная активности тесно связаны между собой. Первым доказательством такой связи свидетельствует солнечно-земное событие 1—3 сентября 1859 года [Тясто и др., 2009]. Теоретические исследования Паркера [Parker, 1958] показали, что Земля вследствие газодинамического расширения солнечной короны непрерывно "обдувается" потоком заряженных частиц (солнечный ветер). Солнечный ветер имеет большую электропроводимость и поэтому несет "вмороженное" в него магнитное поле Солнца [Ness and Wilcox, 1964], которое названо межпланетным магнитным полем (ММП). Согласно работам [Северный, 1966; Severny et al., 1970] ММП в окрестности Земли подобно среднему магнитному полю фотосферы Солнца. Полярность ММП меняется в тесной связи с фотосферным магнитным полем.
Из наблюдений [Котов и Демидов, 1980] известно, что Солнце имеет общее магнитное поле (ОМПС), достигающее наибольшей интенсивности в высоких широтах. Напряженность поля меняется и равна нескольким эрстедам при осредненных по площади гелиоширотах более ±55°. Важнейшим фактом является близкое соответствие ОМПС и секторной структуры ММП в межпланетной среде [Svalgaardetal., 1974]. Вклад в ОМПС магнитных полей солнечных пятен, как правило, невелик. Секторная структура присуща как ОМПС, так и ММП и не имеет статистической связи с расположением солнечных пятен [Огирь, 1978]. Таким образом, ОМПС представ-
ляет собой поле диполя, переполюсовка которого не одновременна на северном и южном полюсах и происходит с периодом ~22 года (цикл Хейла). Это легло в основу представления о Солнце как о магнитном ротаторе [АПопиее1, 1974]. Минимальное значение ОМПС принимает в эпохах максимумов, а максимальное — в эпохах минимумов солнечной активности, причем не одновременно [Рябов и Лукащук, 2010]. В конце четных одиннадцатилетних солнечных циклов и на фазе роста нечетных циклов ОМПС направлено от Солнца в северном полушарии Солнца. Противоположно направленные поля от северного и южного полюсов Солнца разделены гелиосферным токовым слоем.
Гелиосферный токовый слой наклонен к плоскости солнечного экватора, причем угол наклона меняется и максимален в период максимума солнечной активности [Пишкало, 2010], потому Земля вследствие вращения Солнца поочередно находится то севернее, то южнее токового слоя, что отражается в смене знака секторов ММП. Такие явления солнечной активности как корпускулярные потоки, корональные дыры и др. ведут к деформации гелиосферного токового слоя. Он становится гофрированным по долготе и, соответственно, усложняется секторная структура ММП [Иванов и Харшиладзе, 2008а; Иванов, 2004]. В магнитоспокойное время наблюдается двухсек-торная структура ММП.
Как показано в работах [Лившиц, 1980; Обрид-ко и др., 2004], в конце четных циклов солнечной активности, когда магнитное поле на северном полюсе Солнца направлено от Солнца, ОМПС
направлено противоположно полю геомагнитного диполя на магнитопаузе. В результате в ММП появляется южная компонента, что приводит к увеличению геомагнитной активности [Фельд-штейн и др., 1979; Лившиц и др., 1979].
Исследования [Fairfield and Cahill, 1966; Rostoker and Falthammar, 1967; Фельдштейн и др., 1972] показали существенную роль южной компоненты ММП (Bz < 0) в генерации магнитных возмущений. Как указано выше, возникновение южной компоненты ММП тесно связано с направлением ОМПС и секторной структурой ММП. Следовательно, циклические изменения ОМПС и секторная структура ММП должны отражаться в геомагнитной активности.
Кроме 11-ти и 22-летней цикличности солнечной активности обнаружены около-вековой (цикл Глайсберга) и около-двухвековой циклы. Они проявляются в числах Вольфа [Чистяков, 1985; Kuklin, 1982; Оль, 1960], в величинах магнитных полей солнечных пятен [Лозицкая, 2010], в поведении индекса групп солнечных пятен [Hoyt and Schatten, 1998 и др.].
Чистяков [1985], объединив циклы Хейла в четверки (восемь одиннадцатилетних циклов), показал, что в пределах каждой четверки длительность цикла Хейла монотонно уменьшается, а длительность следующей четверки увеличивается "рывком". Средняя длительность четверки равна 89 лет.
Начиная с 1700 года, в конце минимума Маун-дера, наблюдается тенденция увеличения солнечной активности до 1957 года [Комитов и Кафтан, 2003]. Это увеличение прерывалось дважды — в начале девятнадцатого века ("Минимум Дальтона") и в начале двадцатого века. Так реализуется около-вековой цикл Глайсберга. Как спрогнозировано в работе [Комитов и Кафтан, 2003] на основе анализа ряда солнечной активности Шове [S^ove, 1955], непрерывного с 206 года нашей эры, в настоящее время солнечная активность находится в эпохе "перегиба" от высокой к низкой, а сейчас — в самом начале длительного умеренно глубокого спада. Главным фактором в данной ситуации является вклад двухвекового цикла, максимум которого наблюдался в 1957 году и совпал с максимумом мощного 19-го одиннадцатилетнего цикла. Минимум двухвекового цикла, согласно модели [Комитов и Кафтан, 2003], должен наступить в ~2061 году.
Минимум геомагнитной активности, вычисленный по аа-индексу [Strestic, 1981], в начале 1900-х годов связан с минимумом векового цикла солнечной активности, а дальнейший ее рост — с ростом солнечной активности как векового, так и двухвекового циклов. В двадцатом одиннадцатилетнем цикле солнечной активности (1964—1976 гг.) наблюдалось резкое уменьшение активности (чис-
ло Вольфа Wmax = 106), однако, в 21-м цикле активность увеличилась (Wmax = 155), т.е. подтвердилось правило Гневышева-Оля, в соответствии с которым четные солнечные циклы являются более слабыми, чем следующие за ними нечетные. В следующей паре циклов 22-м и 23-м правило было нарушено. В 22-м цикле Wmax = 145, а в 23-м Wmax = 111. За последние 250 лет это правило нарушалось только дважды — для пар 4—5 и 8—9. Анализ длинного ряда солнечной активности [S^ove, 1955], выполненный в работе [Комитов и Кафтан, 2003], показал, что такие нарушения правила Гневышева-Оля наблюдались часто. Самые сильные из них, к которым относится и пара циклов 22—23, наступают перед минимумами двухвековых циклов [Komitov and Bonev, 2001].
Как видно из приведенных данных, солнечная активность после 1957 года вступила в фазу спада и, соответственно, должна уменьшатся и геомагнитная активность. Это приведет к изменению многих геофизических, метеорологических, биологических и других параметров.
Цель данной работы — исследовать особенности геомагнитной активности с 19-го по 24-й цикл и сопоставить их с динамикой развития солнечной активности. Исследования выполнены по данным геомагнитных обсерваторий российско-украинского сегмента INTERMAGNET и данным международных центров по солнечно-земной физике.
2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ
Для исследования использованы магнитограммы магнитных обсерваторий российско-украинского сегмента INTERMAGNET [Solovie-vetal., 2013; Gvishianietal., 2014]: Иркутск (IRT, 1998), Борок (BOX, 2004), Новосибирск (NVS, 2004), Якутск (YAK, 2011), Магадан (MGD, 2011), Арти (ARS, 2012), Петропавловск-Камчатский (PET, 2012), Хабаровск (KHB, 2014) (Россия) и Львов (LVV, 2004), Киев (KIV, 2010) (Украина). В скобках указаны IAGA-код обсерваторий из www.wdc.bgc.ac.uk/katalog/master.utml и год, с которого начали поступать данные в INTERMAGNET. За период с 1952 по 1998 годы использованы магнитограммы магнитной обсерватории "Львов". Каталог среднечасовых чисел Вольфа (W) взят по адресу http ://www.ngdc .noaa.gov/stp/solar/sgd/html. Все данные, поступающие в Российско-украинский центр геомагнитных данных, доступны на веб-портале Геофизического центра РАН: http:// geomag.gcras.ru.
3. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
На рисунке 1 показаны среднегодовые числа Вольфа в 19-23-м и на ветви роста 24-го циклов
КДВ, AW
100
80 60 40 20
0 -20 -40 -60 -80 100
120 1950
1960
1970
1980 Годы
1990
2000
2010
W
600
500 400 300 200 100
Рис. 1. Среднегодовые числа Вольфа (Ж) в 19-23-м циклах и на ветви роста 24-го цикла солнечной активности, разности между среднегодовыми значениями чисел Вольфа (АЖ) и квази-двухлетние вариации чисел Вольфа (КДВ). Вертикальные пунктирные линии проведены в годы минимумов солнечной активности.
солнечной активности, разности между среднегодовыми значениями чисел Вольфа (AW), а также квази-двухлетние вариации чисел Вольфа (КДВ). Последние характеризуют короткопериодные вариации солнечной активности и хорошо коррелируют со многими геофизическими параметрами, такими, как ионосферная и геомагнитная активность, метеорологические явления и др. [Кононович и Шефов, 2003; Ivanov-Kholodny and Chertoprud, 1992]. Вверху на рис. 1 показаны знаки ОМПС. Знак "+" означает, что поле на северном полюсе Солнца направлено от Солнца.
Максимальная солнечная активность наблюдалась в 19-м цикле, в 1957 году Wmax = 190. Это максимальное среднегодовое значение числа Вольфа за все время инструментальных наблюдений за Солнцем. В 20-м цикле активность резко снизилась, однако длительность цикла значительно увеличилось за счет роста длительности фазы развития.
Согласно правилу Гневышева-Оля нечетный 23-й цикл, должен был иметь больший максимум
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.