Долговременные вариации вращения и распределения крупномасштабных магнитных полей Солнца

Оглавление
Стр.
Введение. 7
Глава I. ДАННЫЕ ПРЯМЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ ДОГОВРЕМЕННЫХ ВАРИАЦИЙ АКТИВНОСТИ И ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА НА РАЗЛИЧНЫХ ШИРОТАХ
1.1. Проявление солнечного цикла активности на высоких широтах j j и в вариациях вращения солнечной атмосферы.
1.2. Крупномасштабное магнитное поле Солнца
1.2.1. Свойства крупномасштабных магнитных полей Солнца j 4
1.2.2. Сравнение данных наблюдений по синоптическим На -
картам с результатами магнитографических наблюдений 17
1.2.3. Формирование зональной структуры крупномасштабного поля по данным Н-альфа карт и магнитографических наблюдений. 20
1.3. Ряды наблюдений солнечной короны в линиях 5303А и 6374А
1.3.1. Кисловодские ряды наблюдений спектральной короны в линиях 5303А и 6374А 25
1.3.2. Сводный ряд спектральной короны в линии 5303А в системе Кисловодск. 31
1.4. Столетний ряд наблюдений Солнца в линии СаИ-К 33
Глава 2. КРУПНОМАСШТАБНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И ЦИКЛЫ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА
2.1. Использование предикторов солнечной активности. 42
2.2 Индексы глобального магнитного поля в минимуме активности. 47
2.2.1. Площадь высокоширотных униполярных областей Арг. 48
2.2.2. Диполь-октупольный индекс крупномасштабного поля А. 49
2.2.3. Длина нейтральной линии 1(1) как индекс активности. 52
2.2.4. Индекс сложности синоптических карт К(0. 54
2.2.5. Корреляция полярности крупномасштабного поля северного
и южного полушарий Я(0 57
2.2.6. Индекс числа ярких полярных точек в линии Са11К. 58
2.2.7. Спектральная мощность секторной структуры крупномасштабного магнитного поля. 59
2.2.8. Угол наклона волокон в цикле активности Р(() 60
2
2.2.9. Прогноз 24-го цикла активности. 64
2.3. Долговременные изменения площади полярных областей Солнца
2.3.1. Предпосычки для изучения долговременных вариаций 66 полярных областей Солнца.
2.3.2. Наблюдательные данные. 68
2.3.3. Результаты. 68
2.3.4. Широта зональной границы крупномасштабного поля в период минимума Маундера. 74
2.4. Длительность полярных циклов по данным переполюсовки крупномасштабного поля Солнца и уровень солнечной активности
2.4.1. Постановка задачи. 76
2.4.2. Данные и метод обработки. 77
2.4.3. Продолжительность полярных циклов активности. 11
Выводы по результатам анализа главы 2. 84
Глава 3. ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА ПО ДАНЫМ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ.
3.1. Вариации дифференциального вращения и крутильные волны в 86 солнечной атмосфере.
3.2. Применение ряда синоптических Н-альфа карт для изучения вращения Солнца. 94
3.3. Вариации скорости дрейфа крутильных колебаний.
3.3.1. Метод анализа данных. 95
3.3.2. Вариации скорости крутильные колебаний в период 1915- 91 1997
3.4. 22-летние вариации вращения солнечной атмосферы по данным 100 Н-альфа синоптических карт
3.5. 22-летняя мода во вращении секторной структуры магнитного 104 поля Солнца.
3.6. 22-летние вариации вращения и мощность циклов активности 108 Солнца. 111
3.7. Связь крутильных колебаний Солнца с магнитными структурами.
3.8. Определение поля скорости солнечной атмосферы по данным наблюдений магнитных полей методом трассеров. 115
3.8.1. Исходные данные и их обработка
3.8.2. Дифференциальное вращение магнитных элементов 118 различного размера. 118
з
3.8.3. Восстановление поля скорости солнечной атмосферы. 120
3.8.4. Меридиональная циркуляция
3.8.5.Вариации скорости дифференциального вращения и лучевых 120 скоростей.
3.9. Модель крутильных колебаний в вековой цикл активности
Солнца. 123
3.9.1. Наблюдательные данные 125
3.9.2. Уравнения углового момента в модели. 127
3.9.3. Уравнения динамо. 128
3.9.4. Результаты 13 3 Выводы к главе 3.
Глава 4. ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ВРАЩЕНИЯ, ИНТЕНСИВНОСТИ И ТЕМПЕРАТУРЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ.
4.1. Долговременные изменения интенсивности и температуры в 136 солнечной короне
4.2. Широтные волны дрейфа в наблюдениях солнечной короны. 139
4.3. Долговременные вариации вращения солнечной короны.
4.3.1. Постановка задачи 142
4.3.2. Наблюдательные данные и методы обработки. 143
4.3.3. Вариации скорости вращения спектральной короны в линии
5303А. 144
4.4. Дифференциальное вращение короны FeX 6374Ä. 152
4.5. Изменение яркости короны с высотой в 23-м цикле активности по данным наблюдений телескопа SOHO/EIT.
4.5.1. Корональные наблюдения на спутнике SOHO. 154
4.5.2. Обработка наблюдательных данных. 155
4.5.3. Результаты анализа. 156
4.5.4. Обсуждение. 157
4.6. Изменения яркости и нерадиальности корональных лучей по данным SOHO/LASCO-C2.
4.6.1. Изменение короны с высотой по данным наблюдений К-короны. 160
4.6.2. Обработка данных. 161
4.7. Вековой цикл солнечной короны по наблюдениям в эпоху минимума активности. 165
4.8. Моделирование крупномасштабного магнитного поля в
радиально расширяющейся короне с конечной проводимостью. 174
4
Выводы к главе 4. 180
Глава 5. ПОЛЯРНАЯ И НИЗКОШИРОТНАЯ АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ В ЛИНИИ СаП-К В ПЕРИОД 1907-2002
5.Г Методика обработки данных. 183
5.2. Долговременные вариации кальциевого индекса. 185
5.3. Вариации хромосферной сетки и эфемерных областей в линии СаП-К по данным наблюдений обсерватории Кодайканал. 188
5.4. Сравнение распределения эфемерных областей в линии кальция с данными наблюдений в линии Не 10830А. 197
5.5. Долговременные вариации вращения Солнца по данным наблюдений в линии СаП-К.
5.5.1. Метод анализа данных. 201
5.5.2. Результаты обработки данных. 201
Выводы к главе 5. 204
Глава 6. ЦИКЛ АКТИВНОСТИ В РАДИОДИАПАЗОНЕ 206
6.1. Области эмиссии и депрессии в радиодиапазоне и их связь с элементами активности в солнечном цикле.
6.1.1. Методика обработки наблюдений. 207
6.1.2. Результаты обработки наблюдений. 208
6.2. Сравнительный анализ свойств протуберанцев в радио и оптическом диапазонах.
6.2.1. Анализ протуберанцев в интенсивности радиогелиографа 212 Нобеяма.
6.2.2. Сравнение с данными протуберанцев в оптическом
диапазоне по данным Горной станции ГАО. 214
6.2.3. Поляризации протуберанцев в радиодиапазоне на волне 17
ГГц. 216
6.3. Дифференциальное вращение атмосферы Солнца по данным радионаблюдений. 219
6.4. Смена знака магнитного поля в поляризации радиоизлучения 17 ГГц.
6.4.1. Карты поляризации радиоизлучения и магнитные поля. 225
6.4.2. Поляризация радиоизлучения Солнца и ее развитие в течение солнечного магнитного цикла.. 228
6.5. Колебания поляризации общего радиоизлучения на волне
1.76 см как проявление цикла активности Солнца. 233
5
Выводы к главе 6. 238
Глава 7. ИНТЕРПРЕТАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ АНАЛИЗА 240
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ.
7.1. Модель солнечного магнитного цикла с замкнутым меридиональным потоком.
7.1.1 Постановка задачи. 241
7. /. 2. Описание математической модели. 243
7.1.3. Результаты численного моделирования. 247
7.2. Эмпирическая модель генерации солнечного цикла 22-летними крутильными волнами в присутствие реликтового магнитного поля.
7.2.1. Модели альтернативные динамо механизму солнечной активности. 249
7.2.2. Наблюдательные данные. 252
7.2.3. Описание модели 255
7.2.4. Обсуждение результатов 251
Выводы к главе 7. 262
Заключение 263
Литература 267
6
Введение.
Циклическое возбуждение магнитного поля происходит вследствие взаимодействия крупномасштабного магнитного поля с солнечной атмосферой, вращающейся дифференциально. Интенсивность крупномасштабных магнитных полей относительно невелика и их измерение в глубине конвективной зоны представляет сложную задачу. В настоящее время мы можем изучать крупномасштабные поля в верхних слоях солнечной атмосферы. Исследования, проводимые на основе прямых магнитографических наблюдений и по физическим трассерам линий раздела полярности, наблюдаемым в линии На позволили обнаружить глобальной характер поверхностных крупномасштабных магнитных полей. Были открыты циклические смены знака магнитного поля в полярных областях и зональная организация крупномасштабного магнитного поля в средних и низких широтах. В настоящее время существует различные гипотезы возникновения крупномасштабного поля. Согласно одной из них, называемой гипотезой Бэбкока-Лейтона, наблюдаемое крупномасштабное поле формируется в результате распада и поверхностного перераспределения магнитных полей активных областей вследствие диффузии и меридиональной циркуляции. Другой подход к происхождению поверхностного крупномасштабного магнитного поля основывается на предположении, что оно отражает крупномасштабное поле внутри конвективной зоны. Возможности современных солнечных наблюдений позволяют непосредственно проследить сложное поведение
крупномасштабных структур. Некоторые долгоживущие квазистационарные процессы на Солнце, связанные с циклом активности, захватывают большую часть или даже всю его поверхность. Это относится к системам зональных границ нейтральных линий, корональным дырам. Форма солнечной короны изменяется в ходе цикла, отражая эволюцию полей самого большого масштаба. Структура межпланетного магнитного поля и формирование высокоскоростных потоков солнечного ветра определяется
крупномасштабными полями.
В последнее время в качестве данных для исследования долговременных вариаций активности и скорости вращения успешно применяются синоптические карты раздела полярности по наблюдениям в линии На. Они отражают положение нейтральных линий, определяемых по
7
физическим трассерам, таким как волокна, протуберанцы, межфлоккульные каналы и др. Ряд На - синоптических карт, созданный В.И. Макаровым с 1915 по 1964 гг. и продолженный на Горной станции ГАО, продемонстрировал свою значимость, как для исследований вращения Солнца, так и в установлении первичности роли крупномасштабных магнитных полей в формировании циклической активности. Создание На -синоптических карт позволило провести исследования динамики зональных границ крупномасштабного поля и выявить особенности переполюсовки за период -120 лет.
Исследование причинно-следственных связей между солнечной активностью и свойствами крупномасштабного поля в настоящее время продолжает оставаться актуальной задачей. Одним из направлений исследований является разработка индексов, характеризующих свойства крупномасштабного поля, и их сравнение с индексами солнечной активности. Получение индексов, имеющих прогностическую ценность, позволит не только улучшить прогноз уровня активности, но и может дополнить представления о механизмах генерации магнитного поля.
Другим направлением является изучение эволюции крупномасштабного поля на длительных интервалах времени и связь с долговременными вариациями солнечной активности. В данных исследованиях большую роль играет ряд синоптических На карт, длительность которого составляет более 100 лет. Синоптические На карты отражают топологию крупномасштабного поля на различных широтах. Сравнение с другими индексами проявления глобального магнитного поля, такими как индексы солнечных пятен, геомагнитной активности, спектральной короны и данных магнитографических наблюдений позволяют, определить роль крупномасштабных магнитных полей в формировании солнечной гелиосферы.
Помимо активности в средних и низких широтах, обусловленной появлением цикла активности пятен, существует и высокоширотная активность. Полярные циклы активности, как правило, присутствуют в периоды минимума активности пятен. В эту эпоху наблюдается усиление напряженности полярного магнитного поля.
Актуальной задачей является изучение вращения солнечной атмосферы на различных глубинах, а также вариации вращения на интервале времени, соизмеримом с длительностью солнечного цикла. Длительное время единственным источником информации о вращении Солнца являлись
трассеры, наблюдаемые в верхних слоях солнечной атмосферы, прежде всего солнечные пятна. Ранние данные вариации вращения Солнца по трассерам пятен показали противоречивые результаты. Открытие крутильных колебаний (Howard, La Bont, 1980) стимулировало дальнейшее изучение дифференциального вращения Солнца. Были обнаружены зоны быстрого и медленного вращения, дрейфующие с высоких широт к экватору. Помимо дифференциального вращения существует второй тип глобального осесимметричного течения в конвективной зоне - меридиональная циркуляция. Также как и дифференциальное вращение, поток меридиональной циркуляции зависит от фазы 11-летнего цикла активности. Вместе с тем сегодня растет понимание того, что активные области являются поверхностными трассерами в противоположность крупномасштабным фоновым магнитным полям, которые простираются глубоко внутрь конвективной зоны. Поэтому привлечение данных о топологии крупномасштабных магнитных полей дает возможность установления новых закономерностей вращения и выявление связи между вращением и уровнем активности.
Одним из наиболее важных параметров солнечного цикла является его длительность. Первые результаты оценки времени дрейфа крутильных волн свидетельствовали о длительности гораздо большей, чем И-лет. Также волны дрейфа от высоких широт к экватору были обнаружены в спектральной короне и других проявлениях солнечной активности. На этих фактах возникли предположения о “продолженном “(extended) солнечном цикле (Wilson et al.1988). В этой гипотезе волны активности начинаются на широтах 40°-60° за 2.5-3 года до минимума активности и дрейфуют к экватору к области образования пятен. Проследить такую волну на высоких широтах можно, регистрируя мелкомасштабные биполярные магнитные (эфемерные) области (Harvey 1993). Существует другая интерпретация полярной активности. В этой гипотезе, названной авторами “глобальный” цикл активности (Makarov V.l., Sivaraman K.R.,1989), высокоширотная волна начинается после переполюсовки магнитного поля Солнца и дрейфует к полюсам. Одним из трассеров этой волны активности являются полярные факелы.
Для анализа активности на различных широтах можно использовать различные виды наблюдений в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах. Одними из самых длительных рядов наблюдений являются наблюдения в линии СаНК. Такие наблюдения ведутся с начала прошлого
9
века. Современные методы оцифровки и анализа изображений могут дать возможность исследования формирования кальциевого индекса активности как на низких, так и на высоких широтах.
При выполнении работы были разработаны методы анализа синоптических На карт, включющие разложение по сферическим гармоникам, поиск скорости вращения на различных широтах, методы обработки изображений Солнца, включающие автоматическое выделение областей проявления солнечной активности, вычисление их координат, площади и других параметров.
Основные цели работы. Диссертационная работа имеет комплексный характер и включает исследование параметров солнечного цикла по долговременным рядам наблюдательным данных, дающих возможность анализа активности на различных широтах. В работе ставились следующие конкретные задачи:
1. Изучение роли крупномасштабных магнитных полей в солнечном цикле, а также исследование их эволюции на масштабе времени более 100 лет.
2. Поиск новых индексов активности, характеризующих крупномасштабные магнитные поля и высокоширотную активность.
3. Исследование вариаций вращения солнечной атмосферы на протяжении более 100 лет.
4. Изучение долговременных вариаций высокоширотной активности.
5. Анализ широтных дрейфов волн активности и связи высокоширотной активности с активностью солнечных пятен.
6. Исследование свойств крутильных колебаний солнечной атмосферы на длительном интервале времени.
ю
Глава I. ДАННЫЕ ПРЯМЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ ДОГОВРЕМЕННЫХ ВАРИАЦИЙ АКТИВНОСТИ И ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА НА РАЗЛИЧНЫХ ШИРОТАХ.
1.1. Проявление солнечного цикла активности на высоких широтах и в вариациях вращения солнечной атмосферы.
Различные индексы активности, такие как солнечные пятна, наблюдения в радиодиапазоне на волне Ю.7 см., говорят о периоде солнечной активности около И лет от одного минимума солнечной активности до следующего. В годы минимума активности могут наблюдаться солнечные пятна сразу двух циклов - текущего и следующего. Широтные зоны образования пятен старого и нового циклов могут различаться на 20-40°, при этом меняется магнитная полярность солнечных пятен. Используя данные наблюдений пятен обсерваторий в Гринвиче и магнитных полей обсерватории Моунт Вилсон, Ричардсон (Richardson, 1948), Гиованели (Giovaneli, 1964), Добсон и др (Dobson et al., 1982) идентифицировали появление первых и последних пятен солнечных циклов. Оказалось, что за период 14-20 циклов активности длительность цикла варьировалась между 12-14.2 года, что на 1.8-3.3 года больше, чем длительность, определенная по минимумам активности. Такое явление было названо “продолженный” (’’extended”) солнечный цикл (Wilson et. all, 1988).
После обнаружение крутильных колебаний Говардом и ЛаБонтом в 1980, которые были отождествлены как волны дрейфа, распространяющиеся от высоких широт к экватору в течение ~22 лет, начались поиски проявления подобных волн в индексах активности. Оказалось, что волны дрейфа от высоких широт к экватору можно выделить и в индексах, непосредственно связанных с магнитными полями, генерируемыми в цикле активности. Первое выделение таких волн, вероятно, провели Лерой и Ноенс (Leroy and Noens, 1983) из анализа спектральной короны в линии 5303А по наблюдениям обсерватории Пик Дю Миди с 1944 по 1974 годы. Ими были выделены волны, которые начинались на широтах около 60° в эпоху, близкую к максимуму солнечного цикла активности (рис. 1.1).
и
-6 -< -2 0 .2 ♦< *6 *в +10
Рис. 1.1. Волны активности в интерпретации наблюдательных данных спектральной короны в линии 5303A (Leroy and Noens, 1983).
Во время эпохи минимума волна интенсивности разделялась на две ветви. Одна ветвь дрейфовала к полюсам, другая смещалась к зоне рождения пятен нового цикла и совпадала с “бабочкой” активности. Это позволило им предположить, что длительность цикла солнечной активности составляет около 17-18 лет, а не 11. Наблюдения спектральной солнечной короны оказались одними из самых продуктивных видов наблюдений активности, в которых можно было проследить полярные ветви активности. Позже, исследуя локальные максимумы в спектральной короне, Альтрок (Altrock, 1988) также выделил ветви дрейфа к экватору. Заметим, что позже в работах (Snodgrass, 1991, 1992; Кошш et al., 1993) при интерпретации крутильных волн время дрейфа крутильных волн было уменьшено до 17-18 лет и меньше. Анализируя распределения крупномасштабных магнитных полей, Стенфло (Stenflo, 1992) по нечетным модам разложения по сферическим гармоникам выделил дрейф магнитных полей от высоких широт к экватору за время около 20 лет.
Из наблюдательных данных стало ясно, что существуют дрейфы крутильных колебаний и активности от широт -60° к экватору, но в определении времени дрейфа этих волн существует неопределенность и в настоящее время. В своей диссертации К.Харвей (Harvey, 1993)
12
сделала обзор наблюдательных данных, свидетельствующих в пользу существования продолженного цикла активности. Она рассмотрела результаты широтного дрейфа по пятнам, магнитным активным областям, магнитным биполям, спектральной короне, наблюдениям в линии кальция и полярным факелам. Она выделила два вида компоненты магнитного поля, наблюдаемые на поверхности. Один из них связан с всплытием магнитных биполярных областей. Второй - дрейф к полюсам крупномасштабных униполярных полей вследствие распада и диффузии хвостовых частей комплекса активности. Остаточные магнитные поля активных областей замещают поля эфемерных областей и поля хромосферной (“тегпе1\уогк”) сетки, что ведет к переполюсовке магнитного поля и дальнейшему усилению магнитного поля после переполюсовки. В своей работе К. Харвей отмечает, что рассмотрение продолженного цикла как цикла, начинающегося после переполюсовки, является дискуссионным, поскольку не существует непрерывной связи между высокоширотной и низкоширотной активностью. Только всплывающие биполярные области могут быть индикатором нового цикла активности. Такие области появляются спустя 2 года после переполюсовки и за 2.5 - 3 года до минимума активности на широтах от 40° до 60° . Крупные области появляются на ~ 1 год позже. Цикл биполярных областей продолжается 14-15 лет.
Таким образом, солнечную активность необходимо изучать комплексно, на всех широтах. Особое внимание следует уделять волнам активности, берущих свое начало на высоких широтах. Одним из прикладных аспектов такого анализа может быть введение новых предвестников цикла солнечных пятен для прогностических целей.
В данной работе проведен анализ различных проявлений активности Солнца по долговременным рядам наблюдательных данных (на масштабе времени более 11-летнего цикла активности). К таким наблюдательным данным относятся данные о линии раздела крупномасштабных магнитных полей, данные наблюдений солнечной короны, наблюдений в линии кальция, данные радионаблюдений и другие. Эти наборы данных позволяют провести анализ активности на различных фазах цикла активности, а также на различных широтах. Будут изучены вариации вращения солнечной атмосферы по этим данным и
13
связь вариаций вращения с солнечной активностью. В работе не проводился анализ данных солнечных пятен, но проводится сравнение с ними по данным других авторов.
1.2. Крупномасштабное магнитное поле Солнца.
1.2.1. Свойства крупномасштабных магнитных полей Солнца
Практически все проявления солнечной активности (пятна, протуберанцы, вспышки, корона) связаны с магнитными полями. В начале 20-го столетия Дж. Хейл (Hale, 1908) сконструировал простой оптический прибор для регистрации зеемановского расщепления спектральных линий. Он обнаружил, что в солнечных пятнах существуют магнитные поля порядка нескольких тысяч гаусс. Позже были найдены различие знака магнитного поля в солнечных пятнах разных полушарий (Hale, 1913) и смена знака в соседних 11-летних циклах (Hale and Nikolson, 1938). Таким образом, было показано, что 11-летний цикл является частью магнитного цикла с периодом 22 года. Используя фотоэлектрический метод регистрации зеемановского расщепления Г.. Бэбкок и Е. Бэбкок (Babcock and Babcock, 1955) обнаружили магнитные поля вне солнечных пятен. Было показано, что магнитные поля Солнца состоят из сильных (~103 Гс) и слабых полей (~ 1-5-2 Гс). Было также показано, что на границе между двумя полярностями, где радиальная компонента равна нулю, располагаются волокна (протуберанцы) и каналы волокон и, что в 19 цикле (1957-1958 гг.) солнечное магнитное поле сменило знак на полюсе в максимуме активности. С 1959 года начинаются регулярные наблюдения магнитных полей на обсерватории Маунт Вилсон. Позднее на основании обширного материала Бумба и Говард (Bumba and Howard, 1965) подтвердили результаты Бэбкока о существовании полярного магнитного поля и двух типов полей на низких широтах. Они показали, что старые и новые магнитные поля есть две компоненты одного крупномасштабного магнитного поля. Таким образом, было введено понятие фонового магнитного поля. Согласно определению (Bumba and Howard, 1965), “фоновые поля - это слабые магнитные поля
14
на солнечной поверхности напряженностью 2-6 Гс, полурегулярная структура которых является результатом экспансии, ослабления, и вытягивания дифференциальным вращением старых полей, их взаимодействие с соседними полями и непрерывное развитие локальных магнитных полей внутри этой структуры”. Эти образования меняются от одной формы к другой, и трудно оценить время жизни этих характерных образований фоновых полей. Многие большие образования заметно меняются за один или несколько оборотов вращения, но распределения основных характеристик можно проследить в течение года (Bumba and Howard, 1965).
В последнее время все чаще встречается термин “крупномасштабное поле”. Согласно (Bumba, 1976) “крупномасштабное” - означает, что масштаб исследуемых полей превышает размер одной активной области. Это определение близко к определению : “Магнитные поля на Солнце, измеряемые с низким пространственным (угловым) разрешением (от нескольких десятков угловых секунд до -32') или полученные усреднением наблюдений с высоким разрешением, называются крупномасштабными” (Демидов и Григорьев, 2004). Другой метод регистрации и изучения крупномасштабных магнитных полей с помощью наблюдаемых трассеров нейтральных линий привел к другой формулировке (Макаров и Тавастшерна, 1992): “крупномасштабное поле это униполярные структуры размерами выше размеров супергранул, выделенные нейтральными линиями, которые трассируются волокнами, каналами волокон и протуберанцами”. Эти определения, связанные с различными методами регистрации, дают довольно разные картины распределения крупномасштабных магнитных полей в солнечном цикле, хотя есть и общие свойства.
Хотя фотосферное магнитное поле состоит из мелких магнитных структур, эти структуры образуют крупномасштабную картину. Крупномасштабные особенности фонового магнитного поля одной полярности могут сохранять свое положение по гелиографической долготе на протяжении нескольких солнечных оборотов. На синоптических картах магнитных полей можно выделить структуры протяженностью 20-25° по широте и 30-35° по долготе. На высоких широтах (50-60°) эти регулярные структуры вытягиваются дифференциальным вращением на восток и слегка к полюсу. В крупном
15
масштабе магнитное поле обычно обнаруживает отчетливое дипольное поле на полюсах (если это только не момент переполюсовки, когда может наблюдаться монополь) и большие униполярные области на низких широтах. Крупномасштабное магнитное поле проявляется в короне в виде реально существующих связей.
Происхождение и роль крупномасштабного магнитного поля в организации общего магнитного поля Солнца и его связь с активностью солнечных пятен являются, возможно, ключевым вопросом для понимания 22-летней магнитной цикличности. Особенностью солнечной активности является 11-летние циклические появления в атмосфере Солнца магнитных диполей с индукцией до 5 кГс. Магнитные диполи имеют разную полярность в полушариях и в минимуме активности меняют знак. Крупномасштабное магнитное поле Солнца также меняет полярность, но в максимуме активности каждого 11-летнего цикла. Обзор современного состояния проблемы происхождения и свойств в крупномасштабного поля приведен в работе Демидова и Григорьева (Демидов и Григорьев, 2004 г).
Для исследования крупномасштабных магнитных полей большое значение сыграло появление На - синоптических карт солнечных магнитных полей, а точнее линий раздела полярности. В Болдере в 1967 году был разработан метод построения этих карт по наблюдениям в линии На. Автором этого метода был МакИнтош (МакИнтош, 1976). В последствии эту методику успешно применил и развил В.И. Макаров (Makarov and Sivaraman, 1983). С 1976 года на солнечной обсерватории Станфордского университета стали проводиться прямые измерения солнечных фоновых полей с большой степенью усреднения. На Горной станции синоптические На- карты начали строиться с 1979-го года.
В исследовании крупномасштабного поля большую роль играет реконструированный за 120 лет ряд синоптических На- карт. Ряд создавался несколькими авторами, использующими несколько различные методики. В этом ряду карты в период с 1887 по 1915 годы, воссозданые на основе атласа Вольфера и данных обсерватории Кодайканал Васильевой (Васильева, 1998). За время с 1915 по 1964 На- карты подготовлены на основе наблюдений в обсерватории Кодайканал В.И. Макаровым (Makarov and Sivaraman, 1989а). В период с 1964 по 1989
16
карты созданные П. МакИнтошем (McIntosh, 1979; Solar Geophys. Data). За годы с 1978 по 2005 использованы регулярные синоптические На-карты Кисловодской горной астрономической станции, публикуемые в бюллетене “Солнечные Данные”. В последнее десятилетие на основе созданных На- магнитных карт Солнца в период с 1887года по настоящее время была исследована топология крупномасштабного магнитного поля Солнца. В частности восстановлена зональная структура крупномасштабного магнитного поля (Makarov and Sivaraman, 1989а), определены моменты переполюсовок по данным наблюдений в линии На. В работах (Makarov, Mikhailutsa 1992; Макаренко и др., 1997) высказаны предположения о первичности крупномасштабного поля по отношению к циклу активности пятен. Ha-карты используются для прогноза солнечных вспышек и для расчетов корональных межпланетных магнитных полей (МакИнтош, 1976).
1.2.2. Сравнение данных наблюдений по синоптическим На -картам с результатами магнитографических наблюдений.
Сводный ряд синоптических На-карт был создан различными авторами (МакИнтош, 1976; McIntosh, 1979; Makarov and Sivaraman, 1989a; Васильева 1998), использующими несколько различные методики.
На рис 1.2 представлена широтно-временная диаграмма распределения полярности по сводному ряду синоптических На - карт в период 1887-2000 гг. Области темного и светлого цвета здесь соответствуют областям различной полярности крупномасштабного магнитного поля.
На синоптических На - картах отсутствует информация о величине магнитного поля, но только о знаке полярности. Синоптические На - карты реконструированы для кэррингтоновских оборотов и оцифрованы с шагом 10 градусов по гелиографической долготе и точностью ~2 градусов по широте.
17
Н-А1рЬа Юэкэуос^к
600 800 10ОО 1200 1400 1600 1800
1900 1920 1940 1960 1980 2000
Годы
Рис. 1.2. Широтно-временная диаграмма распределения полярностей крупномасштабного поля по сводному кисловодскому ряду синоптических На - карт.
С одной стороны отсутствие информации о величине магнитного поля значительно уменьшает объем информации о магнитном поле. С другой стороны, линии раздела крупномасштабного поля на этих картах сроятся по трассерам, полученным из наблюдений, такие как волокна, протуберанцы, каналы волокон. Это увеличивает точность построения границ, поскольку не зависит от точности выставления нулевого уровня магнитографа.
На рис. 1.3 приведены широтно-временные диаграммы распределения полярности магнитного поля по ряду На синоптических карт (Кисловодск), магнитографических наблюдений в обсерватории им. Дж. Уилкокса Станфордского университета (СОУ) и магнитографа обсерватории Китт Пик в период 1975-2002 гг.
18
H-Ajpha Kislovodsk N к© Г. TOt.
1660 1700 1760 1800 I860 1900 1950
1980 1986 1990 1996 YeaTS 2000
kfvt ♦!/-! N ker.rot.
1980 1986 i99o 1996 years 2000
Рис.1.3. Широтно-временные диаграммы распределение полярности крупномасштабного магнитного поля по данным: а) Кисловодском ряда На - карт (вверху); б) магнитографа СОУ (средняя панель); в) магнитографа обсерватории Китт Пик (внизу). Данные магнитографических наблюдений переведены в систему На - карт (учитывался только знак магнитного поля).
Сравнение показывает достаточно хорошее согласие широтновременного распределения поля за этот период. Небольшие отличия могут быть вызваны как неточностями построения На - карт, так и возможным инструментальными погрешностями магнитографических наблюдений. Подобие картины полярного дрейфа магнитного поля по
19
различным источникам более чем за 25 лет может служить подтверждением однородности и достоверности ряда На - карт в системе Кисловодской горной станции Г АО.
1.2.3. Формирование зональной структуры
крупномасштабного поля по данным Н-альфа карт и магнитографических наблюдений.
Известно, что фоновое магнитное поле имеет пространственную организацию, в частности, широтное распределение, называемое здесь зональной структурой. Вместе с тем, остается много неясного в происхождении и свойствах таких полей. Прежде всего, нет четкого определения такого поля. Впервые крупномасштабные структуры магнитного поля в фотосфере Солнца были выделены с помощью магнитографа (Babcock and Babcock, 1955). Как показали измерения, значительная часть поверхности Солнца занята полями напряженностью порядка 2-6 Гс. Другими данными, используемыми для определения границ крупномасштабного магнитного поля, являются наблюдения в линии На. Вместе с тем, различные подходы регистрации фоновых полей показывают различные их свойства. Так, одним из основных проявлений крупномасштабного поля является наличие вблизи полюсов униполярных магнитных полей, простирающихся до широт 40-55° и меняющих знак магнитного поля примерно через 1-2 года после максимума активности солнечных пятен. Такое проявление крупномасштабных полей связывают с общим или глобальным магнитным полем Солнца (Makarov and Sivaraman, 1989). В то же время, в результате анализа по данным магнитографических наблюдений сделано утверждение, что (Howard et al., 1992): “крупномасштабная организация магнитного поля исчезает в период минимума активности”. Это противоречит анализу зонального распределения полярности магнитного поля по На - картам, на которых такая организация четко прослеживается, причем наблюдаются повторяющиеся дрейфы нейтральных линий, связывающие соседние циклы активности (Макаров и Тавастшерна, 1991). Такое различие в наблюдаемом поведении зональных границ породило другое концептуальное различие. Согласно гипотезе (Babcock and Babcock,
20
1955; Bumba and Howard, 1965) крупномасштабные магнитные поля являются результатом распада активных образований, а наблюдаемая зональная организация и переполюсовка является результатом различной скорости дрейфа продуктов распада этих областей к полюсам и экватору (Wang, 1998). Из анализа На - карт можно определить крупномасштабное магнитное поле как поле, имеющее характерную топологическую организацию, развитие которой, в частности зональные границы, можно проследить в течение как минимум двух соседних 11-летних циклов активности. Зональное и секторное распределения крупномасштабного магнитного поля хорошо проявляется в период минимума активности. В этот период можно выделить топологические характеристики крупномасштабного магнитного поля, по которым определяется уровень активности пятен будущего цикла (см. главу 2), в этом смысле крупномасштабное магнитное поле предшествует циклу пятен.
Целью данного раздела являлся анализ зональной структуры крупномасштабного магнитного поля по данным магнитографических наблюдений и сопоставление с данными по На - картам. В частности, изучение топологической организации мелкоструктурных элементов магнитного поля, формирующей крупномасштабные структуры.
Исходными данными служили ежедневные магнитограммы SOHO/MDI в период 05.1996-03.2002 гг. и синоптические Н-альфа карты за этот период. Оптическое разрешение данных MDI составляло ~2”, уровень шумов составлял 2-7 Гс (Title and Shriver, 1998). Была разработана процедура автоматического выделения магнитных элементов разного масштаба. Для этого на изображении первоначально выделялись пиксели с интенсивностью магнитного поля не менее ±8 Гс. Затем осуществлялась процедура поиска соседних пикселей. Если удавалось выделить группу пикселей с общей границей, отделяющей ее от пикселей с меньшей интенсивностью, данная область регистрировалась как магнитное образование. Для нее попиксельно определялись скорректированная за проекцию площадь в единицах миллионных долей солнечной полусферы (мдп), средние координаты по широте и долготе, размер в долготном и широтном направлении, средняя и максимальная напряженность магнитного поля, магнитный поток и др. На основе полученных параметров формировался банк данных с этими параметрами.
2!
Минимальная площадь, при которой происходила выборка объектов, составила 20 мдп или область размером ~5”х5” (угл.сек.) для центра диска Солнца. Общее число выделенных элементов составило -1.38 млн., в том числе 719977 отрицательных и 667587 положительных элементов. Распределение среднего количества выделенных элементов в течение этого периода составляло -400-900 в день.
Фоновое магнитное поле Солнца состоит из мелкомасштабных образований. Анализ числа элементов в зависимости от размера (площади) показал, что число элементов монотонно уменьшается (по экспоненте). Существует зависимость распределения этих элементов от фазы солнечной активности и широты. На рис. 1.4 представлена широтновременная диаграмма распределения общего числа элементов отрицательных полярностей. Можно заметить, что существует асимметрия распределения по полушариям. Так, если число элементов данной полярности преобладало в период минимума активности в полярной области этого полушария, то с началом цикла элементы этой полярности преобладают уже на средних и низких широтах. В эпоху близкую к эпохе максимума активности наблюдается широтный дрейф волны максимума распределения через экватор. Зональная структура распределения магнитного поля проявляется в наличии высокоширотных максимумов в эпоху минимума активности. Затем появляются локальные максимумы на средних широтах, связанные развитием цикла активности (рис. 1.5). Распределение элементов на различных фазах солнечной активности зависит от их размера. Так мелкомасштабные элементы распределены по широте более равномерно на разных фазах активности. Вблизи экватора для элементов площадью менее 50 мдп максимум формируется в эпоху 2000-2002 гг., в то время как для элементов площадью 100-300 мдп максимум существует в эпоху минимума активности (рис. 1.5).
Созданный банк данных выделенных магнитных элементов позволил восстановить зональное распределение полярности для фракций различной площади. Построение диаграммы избытка магнитных элементов того или иного знака проводился для среднемесячных значений с шагом 5° градусов по широте. На рис. 1.6 представлена диаграмма зонального распределения знака полярности магнитного поля, выполненная для магнитных элементов размером 100-300 мдп.
22
Рис. 1.4. Широтно-временное распределение числа элементов площадью 8>20 мдп отрицательной полярности.
S 100:300
Latitude
Рис. 1.5. Распределения относительного числа элементов по широте для элементов площадью 100-300 мдп.
Сравнение границ областей различного знака по магнитным элементам данного размера с границами распределения полярности зональных структур крупномасштабного магнитного поля по наблюдениям в линии На (рис. 1.7) показывает их хорошее совпадение. По данным наблюдения магнитографов, мы можем проследить зональные границы не только в период развития, но и в эпоху минимума 23-го цикла активности.
23
Б: ЮОЭОО
Рис. 1.6. Распределение полярности магнитных элементов площадью 8=100-300 мдп., число элементов - 193368.
Рис. 1.7. Линии зональных границ крупномасштабного магнитного поля, определенные по На - картам.
В данном параграфе проведено сравнение данных магнитографических наблюдений различных обсерваторий с данными линий раздела полярности по синоптическим Н-альфа картам. Показано, что распределение магнитных элементов с площадью в диапазоне Б= 100 ч- 300 мдп. наиболее адекватно описывает зональную структуру
24
крупномасштабного магнитного поля по На - картам. Более подробно анализ тонкой структуры зонального распределения крупномасштабного магнитного поля Солнца по данным магнитографических наблюдений представлен в работах (Тлатов, Макаров and Sivaraman, 2002; 2003).
1.3. Ряды наблюдений солнечной короны в линиях 5303А и 6374А.
1.3.1. Кисловодские ряды наблюдений спектральной короны в линиях 5303А и 6374k.
Изучение высокотемпературной плазмы короны имеет отношение как к проблеме нагрева верхних слоев атмосферы Солнца, так и к ее динамике и связи с локальными магнитными полями. Вариации интенсивности запрещенных спектральных линий короны связаны с колебаниями температуры и плотности, которые отражают долговременные изменения глобальной структуры короны, а, следовательно, солнечного ветра и климата на Земле. Изучение долговременных изменений температуры в короне важно как для понимания процессов внутри Солнца, так и физики космических лучей. Очевидно, что для решения этих вопросов нужно иметь длинные, однородные ряды интенсивности короны в нескольких спектральных линиях.
Однако, наблюдения солнечной короны во время полных солнечных затмений недостаточны для изучения как активных процессов в короне, так и долговременных изменений в ней. Если даже использовать все затмения, то в среднем наблюдать корону можно не более нескольких минут в год. Сложность внезатменных наблюдений короны состоит в том, что интенсивность ее свечения составляет 10"5 - 10'6 интенсивности центра солнечного диска.
Зеленая корональная линия 5303А была открыта во время затмения 1869 года. Спустя 70 лет Гротриан (Grotrian, 1939), а затем Эдлен (Edlen, 1942) изучили эту линию и нашли доказательства высокой температуры короны. Впервые внезатменные наблюдения короны Солнца были выполнены Лио (Lyot, 1939). Они послужили началом регулярных наблюдений на нескольких обсерваториях Европы, Америки и Японии: Пик дю Миди (1947-1974); Ароза (1947-1978); Клаймакс (1947-1966);
25
Норикура (с 1950 по н.в.); Канцельхойе (1948-1961); Кисловодск (с 1952-по н.в.); Ломницкий Штит (с 1966 по н.в.); Сакраменто Пик (1948-1966; с 1977- по н.в.). Анализ этих наблюдений был выполнен в работах Вальдмайер (Waldmeier 1941; 1952; 1957); Гневышев (Гневышев 1960; 1965); Сикора (Sykora 1971; 1992); Леруа и Трелли (Leroy, Trellis 1974); Рибански и Рушин (Rybansky, Rusin 1992; 1994), Рушин и Рибански (Rusin, Rybansky, 2002); Альтрок (Altrock, 1997); Макаров и Тлатов (1997а).
В настоящее время имеются три сводных ряда интенсивности зеленой короны FeXIV 5303А разной длительности: Рибански и Рушин (Rybansky, Rusin, 1992); Сикора (Sykora, 1992); Тлатов (2006).
Основные трудности внезатменных наблюдений короны связаны с высокой величиной рассеянного света, как правило, на два порядка превышающих яркость короны, обусловленные как земной атмосферой, так и дифракцией на краях объектива коронографа.
Пионерская роль в организации первых внезатменных наблюдений короны в СССР принадлежит М.Н.Гневышеву. В 1948 году им было выбрано место для корональной станции в центральной части Кавказа на плато Шат Жад Мае, на высоте 2100 м над уровнем моря. Первые снимки корональных линий были получены в 1950 г. Регулярные наблюдения короны на Кисловодской Горной станции начались в 1952 году на коронографе Лио, Гневышев (Гневышев 1960; 1965); (Макаров и Тлатов, 1997а ; Тлатов, Гусева, Ким Гун-Дер, 2001).
При получении длительных рядов наблюдений короны особо важным является вопрос стабильности фотометрической системы и точности измерений, при которой яркость корональных линий шириной 1А сравнивается с яркостью спектра центра диска Солнца.
В 1967 году по предложению М.Н.Гневышева было организовано международное совещание наблюдателей короны на обсерватории Пик дю Миди. Была принята методика Кисловодска, которая затем была рекомендована всем наблюдателям короны на XII съезде MAC в Праге. Согласно рекомендации MAC, интенсивность корональных линий выражается в абсолютных единицах ("uci"- единица интенсивности короны) в 10'6 энергии, излученной центром диска Солнца, внутри полосы непрерывного спектра шириной 1А в близи линии.
26