АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 2, с. 158-165
УДК 523.982
ЦИКЛИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ В 21-М И 22-М ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2013 г. Р. Н. Ихсанов, В. Г. Иванов*
Главная астрономическая обсерватория Российской академии наук, Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 04.06.2012 г.; принята в печать 12.07.2012 г.
По данным наблюдений фотосферного магнитного поля в Стенфордской обсерватории за 1976—2000 гг. двумя способами произведено выделение глобальной составляющей крупномасштабного магнитного поля. Показано, что в течение 11-летнего цикла в эволюционном развитии глобальное магнитное поле проходит две существенно различающиеся фазы. Фаза I охватывает период подъема и максимума, фаза II — время спада и минимума цикла. На фазах I и II в 11-летнем цикле доминируют два разных процесса в организации магнитного поля и солнечной активности в целом. На фазе I на низких широтах проявляется долготная расчлененность магнитного поля в виде одновременного существования полосок разных полярностей, располагающихся параллельно экватору. По своей длине они группируются около 90° или 180°. Глобальное магнитное поле вращается твердотельно; скорость его вращения заметно выше кэррингтоновской и составляет примерно 27.225 сут. В период смены полярности глобального магнитного поля в течение примерно полугода в антиподальных долготных интервалах длиной около 135° поле имеет противоположные знаки. Таким образом, на фазе I отчетливо проявляется экваториальный диполь. Переходные долготные 45-градусные интервалы между 135-градусными соответствуют положениям активных долгот солнечных пятен, указывая на тесную связь глобального и локального магнитных полей.
DOI: 10.7868/S0004629913020059
1. ВВЕДЕНИЕ
Понятие крупномасштабного магнитного поля (КМП) относят, прежде всего, к глобальному или фоновому магнитному полю (м.п.) [1—3]. Выделение КМП в "чистом" виде представляется неординарной (если вообще возможной) задачей. Причина этого, в частности, состоит в том, что явление солнечной активности представляет собой единый процесс, и на поверхности Солнца одновременно присутствуют пространственные структуры различных масштабов, объединяющие образования со слабыми и сильными м.п.
Выделение КМП может проводиться различными методами. Во-первых, КМП находится на основе расчета сферических гармоник по данным наблюдений фотосферного м.п. при предположении его потенциальности (см., например, [1—3]); во-вторых, оно находится путем существенного временного сглаживания; в-третьих, КМП выявляется косвенными методами, которые основаны на том или ином физическом свойстве данного явления. В частности, это может быть сделано по синоптическим Ha-картам, по волокнам которых
E-mail: vgivanov@mail.ru
строится широтно-временная карта хода траекторий нейтральной линии крупномасштабного м.п. в 11-летних циклах [4, 5].
В этой связи особо следует отметить коро-нальные дыры, которые, по существу, являются единственными представителями непосредственно наблюдаемых объектов глобальной составляющей КМП Солнца. Они представляют собой области в короне с открытыми силовыми линиями м.п. и пониженной температурой.
Исследование корональных дыр было начато еще Вальдмайером [6], но особенно большое число работ появилось после первых наблюдений на "Скайлэб" в 1972 г., а затем в линии Не1 10830 А, когда стало возможным наблюдать их на диске Солнца. Здесь отметим, в частности, что в работе [7] при исследовании корональных дыр по данным каталога [8] с учетом их площадей, полярности м.п., свойств дифференциального вращения и времени жизни было сделано заключение о существовании двух типов солнечных м.п. большой шкалы.
Для дальнейшего исследования глобального м.п. Солнца прежде всего было бы желательно получить более детальную непосредственную (панорамную) картину широтного и долготного хода
11-летней эволюции КМП по данным наблюдений фотосферного м.п.
2. ДАННЫЕ И ИХ ОБРАБОТКА
Из сказанного выше о свойствах корональных дыр следует, что они могут быть использованы для выделения так называемой глобальной составляющей КМП Солнца. Эта задача в принципе сводится к устранению влияния крупномасштабных и более мелких (локальных) замкнутых м.п., т.е. к разделению открытых и замкнутых магнитных конфигураций.
Глобальную составляющую КМП, т.е. конфигурации м.п. с открытыми силовыми линиями, можно выделить двумя способами. Во-первых — расчетом сферических гармоник по данным наблюдений фо-тосферного м.п. на "поверхности источника" (на расстоянии 2.5 радиуса Солнца), где предполагается, что силовые линии м.п. радиальны к солнечной поверхности [1]. Во-вторых, как было показано в нашей более ранней работе [9], для того, чтобы в наблюдениях м.п. на уровне фотосферы отделить открытые конфигурации от закрытых, можно провести пространственное сглаживание с целью исключить замкнутые м.п с масштабом менее заданного. В качестве такого масштаба, разделяющего м.п. открытых и замкнутых конфигураций, может быть взят размер наибольшего на поверхности Солнца "спокойного" пространственного масштаба, равного примерно 90° по долготе и соответствующего расстоянию между двумя соседними активными долготами.
Для краткости в дальнейшем будем называть метод получения широтной и долготной эволюции глобального м.п. при помощи разложения фотосферного м.п. по сферическим гармоникам "способом Л", а метод сглаживания — "способом B". Глобальную составляющую КМП мы будем ниже обозначать КМП-1.
Для исследования широтных и долготных эво-люций КМП мы использовали данные Стенфорд-ской обсерватории1, где проводились наблюдения м.п. на магнитографе с 3-мин разрешением, включающие в себя, таким образом, крупно- и среднемасштабные магнитные образования.
Обработка наблюдательного материала начиналась с соответствующих синоптических карт фо-тосферного м.п. с последующим их объединением в широтно- или долготно-временные диаграммы. Картины, получающиеся при выделении широтных и долготных распределений глобального м.п. на Солнце за 1976—2000 гг. (КМП-1) двумя способами представлены на рис. 1. В способе Л (рис. 1а)
(а)
60°-
30-
II I
II
II I
(б)
1 http://wso.stanford.edu/synopticl.html
а
н
о &
к
-30-6060°-30-
а
н
& 0 к
3
-30-60-
1980 1985 1990 1995 2000 Годы
Рис. 1. Широтно-временное распределение открытых крупномасштабных магнитных полей (КМП-1) за период 1976—2000 гг.: (а) — на поверхности источника (2.5 радиуса Солнца) (способ Л); (б) — в результате сглаживания фильтром пространственного масштаба 90° (способ Б).
для каждой синоптической карты фотосферно-го м.п. сначала производились вычисления картины распределения м.п. на поверхности источника, в то время как в способе Б (рис. 1б) вместо этого производилось сглаживание синоптических карт с помощью прямоугольного (в угловых координатах широта—долгота) фильтра размером 90° х 90° (при этом характерный линейный масштаб сглаживания зависит от широты). Затем в обоих случаях полученные карты усреднялись по долготе с последующим выстраиванием их в хронологическом порядке.
3. ШИРОТНО-ВРЕМЕННАЯ СОСТАВЛЯЮЩАЯ ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ
Как видно из рис. 1, при некоторых незначительных различиях в деталях, между этими двумя представлениями широтно-временной эволюции глобального м.п. в 21-м и 22-м циклах наблюдается достаточно хорошее сходство.
Прежде всего следует заметить, что, во-первых, в ходе 11-летней эволюции м.п. выявляются две
0
I
(а) (0°; +30°) (б) (+30°;+45) (а) (0°;+30°)
1980
<3
£
«
ч о к о о к н к к и се
1980 1985 1990 1995 2000
I
II
0 180 360°0 180 (в) (+45°; +60°) (г) (+60°; +90)
1980-",. 19851990 1995 Н 2000
180
360°0 Долгота
180
II I
360°
I
II
I
II I
360°
(б) (+30°; +45)
1985 1990 1995 2000
1980 1985 1990 1995 2000
0 180 360°0 180 (в) (+45°; +60°) (г) (+60°; +90)
I
II
I
II I
360°
I
II
I
II
180
360°0 Долгота
180
-1
360°
0
0
Рис. 2. Долготно-временное распределение глобаль- Рис. 3. То же, что на рис. 2, для южного полушария.
ного магнитного поля Солнца на поверхности источника в четырех широтных зонах северного полушария. Светлые области — магнитные поля положительной полярности, темные — отрицательной.
существенно различающиеся между собой фазы. Так, на фазе I, охватывающей часть цикла вблизи его максимума (2—3 года от максимума в обоих направлениях), в 21-м цикле прослеживается частая смена полярности м.п. в виде вытянутых по широте полосок (рис. 1а), а на рис. 1б на первой половине фазы I видны крупные неоднородности. Во-вторых, на фазе II, охватывающей времена спада и минимума цикла, в каждом полушарии почти на всех широтах наблюдаются м.п. одной полярности с максимальной напряженностью м.п. на гелио-широтах 40°—60°. В-третьих, полная смена знака полярности КМП^ в 11-летнем цикле происходит внутри фазы I. В-четвертых, в рассматриваемых 21-м и 22-м циклах отмечается преобладание в приэкваториальной зоне знака полярности северного полушария. Во второй половине фазы I это проявляется в виде "перетекания" магнитного поля из северного полушария в южное. На фазе II по мере приближения к экватору напряженность м.п. плавно падает, причем наблюдается переход полярности м.п., соответствующей северному полушарию, через экватор в южное на 10° и более. При этом колебание нейтральной линии м.п. вблизи экватора почти синхронно повторяется на диаграммах, полученных способом Л и способом B. Таким
образом, все приведенные выше закономерности выявляются при обоих способах выделения глобального м.п. Однако между этими представлениями имеются некоторые различия. Во-первых, на рис. 1б, в отличие от рис. 1а, наблюдаются дискретные образования, показывающие, что в течение 2—3 лет на фазе I в районах максимумов циклов (как 21-го, так и 22-го) убраны не все замкнутые конфигурации. Иначе говоря, остаются наиболее мощные (самые высокие) замкнутые м.п. При этом чем выше активность цикла, тем сильнее эта особенность. Эти замкнутые м.п. можно было бы убрать, проведя предварительное дополнительное сглаживание. Однако это привело бы к частичной потере информации. Поэтому будем считать, что в с
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.