УДК 523.98
СРАВНЕНИЕ СВОЙСТВ ВЕДУЩИХ И ЗАМЫКАЮЩИХ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
© 2015 г. Ю. С. Загайнова1, В. Г. Файнштейн2, В. Н. Обридко1
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН),
г. Москва, г. Троицк
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН (ИСЗФ СО РАН), г. Иркутск e-mails:yuliazag@izmiran.ru; vfain@iszf.irk.ru; obridko@mail.ru Поступила в редакцию 08.07.2014 г.
По данным с высоким пространственным разрешением инструментов SDO/HMI и SDO/AIA для фазы роста и максимума 24-го солнечного цикла сопоставлены магнитные свойства ведущих и замыкающих солнечных пятен; также обсуждаются свойства солнечной атмосферы над пятнами отдельно для каждого из этих двух типов пятен. Показано, что контраст в линии He II 304 (С304) над тенью ведущих и одиночных пятен в среднем меньше, чем над тенью замыкающих пятен, и для обоих типов пятен С304 в среднем слабо зависит от площади тени пятна. Установлено, что в ~84% рассмотренных магнитно-связанных пар пятен "ведущее—замыкающее" минимальный угол между направлением поля и нормалью к поверхности Солнца в месте измерения поля меньше в ведущих пятнах по сравнению с замыкающими amin_ls < аmin-fs, а между углами amin_;s и amin_f существует положительная корреляция. Обнаружено, что с уменьшением a min-;s,/s контраст С304 возрастает как для ведущих, так и для замыкающих пятен, а с ростом отношения amin-;s/amin_f отношение C304-;s/C304-fs в среднем уменьшается. Впервые построены и сопоставлены зависимости максимального и среднего значения магнитной индукции в тени пятна от площади тени отдельно для ведущих и замыкающих пятен. Сделан вывод, что ни максимальная величина магнитного поля, ни ее среднее значение не падают до нуля при уменьшении площади до очень малых значений. Во всех случаях магнитное поле в ведущих и одиночных пятнах больше, чем в хвостовых.
DOI: 10.7868/S0016794014060236
1. ВВЕДЕНИЕ
По данным фотосферных наблюдений солнечные пятна характеризуются пониженными значениями температуры вещества и яркости, а также повышенными значениями магнитного поля в сравнении с остальными участками фотосферы [Брей и Лоухед, 1967; Обридко, 1985; МаНЪу, 1992]. Одной из самых распространенных мер солнечной активности является число Вольфа — числовой показатель количества и групп солнечных пятен, одновременно наблюдаемых на видимой поверхности Солнца [Витинский и др., 1986].
Солнечные пятна являются объектом интенсивных исследований с начала их телескопических наблюдений в конце 1610 г. Первые исследования носили в основном морфологический характер. Но со временем стало ясно, что возникновение и дальнейшая эволюция пятен — это довольно сложный физический процесс, а свойства отдельных пятен, с одной стороны, могут заметно различаться, а с другой — тесно связаны между собой и с окружающими областями Солнца как в под-фотосферных слоях, так и в солнечной атмосфере
на разных высотах (см., например, статью [Pipin and Kosovichev, 2011] и ссылки в ней).
Пятна часто формируют группы, в которых можно выделить пятна с различающимися свойствами; при этом сама группа имеет особые характеристики, определяемые совокупностью всех пятен в группе. В большинстве случаев самое западное пятно группы, имеющее большую площадь и расположенное ближе к экватору по сравнению с остальными пятнами группы, называют ведущим, или головным, пятном. Пятна в группе с противоположной полярностью поля называются хвостовыми, или замыкающими, пятнами. 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" [Обридко, 1985].
В подавляющем большинстве проведенных ранее исследований свойства пятен изучались независимо от того, к какому типу они относятся: к ведущим или замыкающим. Работ, в которых сопоставлялись бы свойства ведущих и хвостовых
пятен в одной группе и в среднем, во многих группах, выполнено относительно немного. Показано, что практически отсутствует различие зависимостей контраста в излучении пятен [Sobotka, 1986] и величины фотосферного магнитного поля в пятнах [Брей и Лоухед, 1967] от площади ведущих и замыкающих пятен или от стадии эволюции пятен. Авторы в работе [Gilman and Howard, 1985] обнаружили, что скорости вращения ведущих и замыкающих пятен немного различаются.
Исследования, выполненные недавно, показали, что в действительности, свойства ведущих и замыкающих пятен по их наблюдениям в различных спектральных диапазонах заметно различаются. Так, в работе [Zagainova, 2011] показано, что зависимость контраста в линии He II 304 и параметров He I 10830 инфракрасного (ИК) триплета от площади тени ведущего и хвостового пятен существенно отличаются.
Различными оказались и магнитные свойства ведущих и замыкающих пятен. В работе [Загай-нова и др., 2014] с использованием расчетов магнитного поля в потенциальном приближении, основанных на ^-технологии [Rudenko, 2001], и данных SDO для периода 2010—2013 гг., были отобраны пары магнитно-связанных ведущих и замыкающих солнечных пятен, тени которых соединены силовыми линиями магнитного поля. Обнаружено, что в ~81% случаев минимальный угол между силовой линией и нормалью к поверхности Солнца amin 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 amin от площади тени в ведущих и замыкающих пятнах различается. Обнаружена слабая отрицательная корреляция между значениями угла amin и максимальным значением магнитной индукции Bmax в тени пятна. 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 работе [Zagainova, 2011] было высказано предположение, что различие свойств магнитного поля в тени ведущих и замыкающих пятен, характеризуемое асимметрией магнитных трубок, соединяющих тени двух типов пятен, может приводить к увеличениям оптической толщины слоя атомов He I в состоянии 23S и потока ультрафиолетового излучения в ^304 А над замыкающими пятнами в сравнении с ведущими пятнами. В свою очередь, именно этим фактом можно объяснить различие параметров ИК-триплета He I 10830 от площади тени ведущего и хвостового пятен. Этот вывод опирается на представление об ионизаци-онно-рекомбинационном механизме формиро-
вания хромосферного ИК-триплета гелия. Такой механизм включает ионизацию атомов гелия потоком излучения в ультрафиолетовом диапазоне, с последующим переходом после некоторой задержки части этих атомов на метастабильный уровень 238, сопровождающимся поглощением эмиссии фотосферного континуума ^1ко1^кауа, 1966; Livshits, 1975; Ро2Иа1оуа, 1988]. Было также показано, что свойства одиночных пятен совпадали со свойствами ведущих пятен.
Настоящая работа является продолжением исследований, начатых в работах [Zagainova, 2011; Загайнова и др., 2014]. По наблюдениям Солнца в канале 304 А инструмента 8ЭО/А1А ^ешеп et а1., 2012] сопоставлены зависимости значений контраста в Не II 304 над тенью пятен С304 от площади тени ведущих и замыкающих солнечных пятен на фазе роста и в максимуме 24-го солнечного цикла. Для этого же периода сопоставлены магнитные свойства ведущих и замыкающих пятен, определенные с использованием векторных измерений магнитного поля инструментом с высоким пространственным разрешением 8ЭО/НМ1.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Для анализа была отобрана группа наблюдавшихся в период 2010—2013 гг. магнитно-связанных пар "ведущее—замыкающее" пятно: пятна, соединенные силовыми линиями магнитного поля, рассчитанного в рамках модели "потенциальное поле—поверхность источника". На рисунке 1 и в работе [Загайнова и др., 2014] показаны примеры магнитно-связанных пар пятен и одиночного пятна. Оказалось, что магнитно-связанные пятна характеризовались отчетливой тенью правильной формы с круговой или эллиптической симметрией. Кроме этого, для исследования были отобраны одиночные пятна с хорошо сформированными тенью и полутенью правильной формы. Список отобранных для анализа магнитно-связанных пар пятен представлен в табл. 1 с указанием номера активной области, площади тени пятен, знака магнитного поля. Данные об одиночных пятнах собраны в отдельную табл. 2.
Телескоп 8ЭО/А1А обеспечивает пространственное разрешение ~0.5" ^ешеп et а1., 2011]. Контраст в линии ^304 А над тенью пятен определялся из соотношения С304 = 1$/10, где 18 — отсчеты интенсивности в тени пятна, 10 — в спокойной области (более подробно см. в работе [Zagainova, 2011]). Площадь тени пятен, выраженная в миллионных долях полусферы Солнца (МДП), находилась по изображениям пятен в континууме по данным БЭО/НМГ
В данной работе анализировались характеристики магнитного поля в тени солнечных пятен, такие как: минимальный угол ат;п между направ-
В, угл. с.
10 -
0
-20 -10 0 -5 5 15 -25 -15 -5 Ь, угл. с.
Рис. 1. Слева: два больших магнитно-связанных пятна и между ними - новые магнитно-связанные и не связанные пятна меньшей площади (08.03.2011 г.); в центре - пара мелкомасштабных магнитно-связанных пятен (29.11.2010 г.); справа - одиночное пятно с магнитными свойствами ведущего пятна (03.08.2010 г.).
лением поля и нормалью к поверхности Солнца в точке измерения поля, максимальное Втах и среднее (В) значения магнитной индукции. Для анализа свойств магнитного поля в тени солнечных пятен использовались измерения векторного магнитного поля магнитографом НМ1 (http://hmi.stanford.edu/), которые позволяют определить величину магнитной индукции В, угол наклона вектора магнитного поля к лучу зрения 8 и азимут у, отсчитываемый в плоскости неба от столбца пикселей ПЗС-матрицы против часовой стрелки до проекции на эту плоскость вектора магнитного поля (поперечного поля). Пространственное разрешение при измерении магнитного поля инструментом НМ1 составляет 0.5". Из
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.