Крупномасштабные магнитные поля на Солнце: Вращение и циклические вариации тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Ананьев, Игорь Валерьевич

• Ананьев, Игорь Валерьевич
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Ананьев, Игорь Валерьевич

Введение

Глава I

Сравнение вариаций полного потока солнечного излучения, потока радиоизлучения на 10.7 см, эквивалентной ширины линии Не I 10830 А и интенсивности глобального магнитного поля и их связь с крупномасштабной структурой солнечного магнитного поля

1.1. Использованные данные

1.2. Методы обработки

1.3. Результаты

1.3.2. Кросскорреляционные функции короткопериодических вариаций Б1, МЕГ, Я1 и Не /

и их изменения с фазой цикла

1.3.2. Индексы глобального магнитного поля

1.3.3. Связь циклических кривых коэффициентов корреляции и сдвигов ОБ1, ПШ и ОНе1 с циклическими кривыми индексов 1(ВГ) и п

1.4. Выводы

Глава II

Сравнительный анализ спектров полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне периодов 2-10 дней

2.1.Введени е

2.2.Совместный спектральный анализ СП и измерений

магнитного потока Солнца

2.3.Специфическое поведение максимумов на частотах 0.250.31 срс!

-32.4. Обсуждение результатов

2.4.1. Колебания с периодами 11 лет, 6лет и 2 года

2.4.2. Колебания с периодами от года до 27 дней

2.4.3.Колебания с периодами 27-9дней

2.4.4.Колебания с периодами 7-2 дня

Глава III

Исследование дифференциального вращенияСолнца по синоптическим картам магнитных полей

3.1. Введение

3.2. Описание результатов Фурье-анализа вращения

фотосферных магнитных полей

3.3. Вторая гармоника вращения

3.4. Выводы

Глава IV

Зонально-секторная структура крупномасштабных солнечных магнитных полей

4.1. Введение

4.2. Экспериментальные данные и методы анализа

4.3. Корреляционный анализ синоптических

магнитных карт

4.4. Основные результаты

Заключение

Литература

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Крупномасштабные магнитные поля на Солнце: Вращение и циклические вариации»

Введение

Уникальность Солнца как объекта исследований заключается не только в том, что оно является ближайшей к нам звездой и, соответственно, представляет собой прекрасную астрофизическую лабораторию для детального изучения явлений и процессов, протекающих на звёздах и в их ближайших окрестностях, так как вполне разумно предположить, что основные физические процессы для Солнца (рядовой звезды нашей Галактики, принадлежащей к тому же главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла) и звёзд являются общими и подчиняются одним и тем же законам.

Однако исследование всего многообразия солнечных явлений вызывает огромный интерес не только потому, что значение изучения Солнца для развития астрофизики трудно переоценить. Не приходится сомневаться в том колоссальном влиянии, которое Солнце оказывает на Землю. Изучение солнечно-земных связей выявило большое воздействие различных проявлений солнечной активности на различные геофизические процессы, их характер и протекание, поэтому изучение динамики и механизмов солнечной активности имеет первостепенное значение для понимания многих явлений в магнитосфере, атмосфере и биосфере Земли. Вследствие этого, рассмотрение различных проявлений солнечной активности, вопросы, связанные с их прогнозом и геофизическими последствиями привлекают особое внимание.

Тем не менее, несмотря на многочисленные исследования, посвященные активности Солнца, в настоящий момент мы способны лишь в общих чертах объяснить её динамику, а

физический смысл многих выявленных закономерностей по-прежнему не ясен. Но уже точно можно сказать, что солнечная активность так или иначе связана с магнитными полями, их генерацией, эволюцией, вариациями.

На Солнце наблюдается целая иерархия различных систем магнитных полей от мелкомасштабных (грануляция, супергрануляция, мезогрануляция) до крупномасштабных (систем гигантских и сверхгигантских ячеек). Эта иерархия своим происхождением, по-видимому, обязана многоярусной солнечной конвекции. Исследования различных проявлений солнечной активности позволили выявить их тесную связь с пространственно-временной организацией структур солнечных магнитных полей. При этом было установлено, что крупномасштабная структура солнечных магнитных полей, являющаяся комбинацией двух различных систем магнитных полей (системы замкнутых магнитных полей, основная часть магнитного потока которых сосредоточена в замкнутых магнитных структурах вблизи поверхности Солнца и не достигает поверхности источника, и системы открытых магнитных полей, магнитный поток которых достигает поверхности источника и потому уносится солнечным ветром), играет доминирующую роль в организации наиболее заметных и энергичных проявлений солнечной активности: мощных групп пятен, долгоживущих и протонно-вспышечных комплексов активности и связанных с ними продолжительных и протонных вспышек, волокон, корональных дыр, корональных выбросов массы. В то же время следует отметить, что не до конца изучена причинно-следственная связь различных проявлений солнечной активности с теми либо иными структурами солнечных магнитных полей, зачастую не ясны ни характер этой связи, ни механизмы и

степень воздействия составляющих магнитного поля Солнца на многие процессы, наблюдаемые на Солнце и в его окрестностях.

Актуальность проблемы. Изучение циклических вариаций крупномасштабного магнитного поля имеет большое значение для понимания структуры, происхождения и развития магнитных полей на Солнце, для разработки физических моделей, достаточно подробно описывающих эти процессы и с высокой степенью точности объясняющих результаты наблюдений, так как до сих пор остаются невыясненными многие детали механизмов генерации и эволюции магнитного поля в конвективной зоне и атмосфере Солнца. В свою очередь, сопоставление вариаций магнитного поля и его составляющих с изменениями различных проявлений солнечной активности позволяет лучше изучить их внутреннюю взаимосвязь, зависимость тех или иных событий на Солнце от сложившейся магнитной обстановки, что, в конечном итоге, приводит к более глубокому пониманию хода развития солнечной активности и к более точному её прогнозированию.

Временные изменения магнитного поля определяются многими факторами, поэтому не всегда можно однозначно интерпретировать результаты анализа. Кроме того, несмотря на наличие длинных рядов наблюдений магнитного поля, анализ их осложняется такими факторами, как нестационарность развития физических процессов, внутренняя неоднородность, нерегулярность определения, наличие порой значительных ошибок. Всё это приводит к тому, что многие характеристики циклических структур и вариаций магнитного поля недостаточно хорошо изучены и нуждаются в более детальном рассмотрении.

Анализу вращения Солнца посвящено большое количество публикаций, что вполне объяснимо, так как солнечное вращение

является одним из основных механизмов генерации магнитных полей на Солнце. В настоящий момент используются два способа определения характеристик солнечного вращения. Первый способ - определение скорости вращения с помощью непосредственных прямых наблюдений доплеровских сдвигов спектральных линий. Второй, более распространенный метод, -определение скорости вращения с помощью различных трассеров. Разновидностью этого метода является определение периодов вращения долгоживущих структур путем вычисления автокорреляционных функций на смещениях, близких к ожидаемому периоду вращения на данной гелиошироте (естественно ожидать, что максимум коэффициентов автокорреляции придётся на смещение, соответствующее периоду вращения исследуемых структур). Характеристики вращения сильно отличаются для различных наблюдаемых на Солнце объектов и зависят от очень многих показателей.

Многими авторами подчеркивалось, что характер вращения различных солнечных магнитных структур сильно меняется в зависимости от характерных размеров и времени жизни объектов, используемых в качестве трассеров. Так, вращение короткоживущих магнитных образований, сходное по своим характеристикам, как это следует из кросскорреляционного анализа ежедневных солнечных магнитограмм, с дифференциальным вращением фотосферной плазмы [1,2], носит совсем другой характер, нежели крупномасштабных магнитных полей, которые демонстрируют более твердотельное вращение [35], для которого свойственно наличие нескольких дискретных, выделенных, охватывающих большой диапазон широт, периодов [6,7]. Следует иметь в виду, что характеристики вращения зависят и от высоты в атмосфере Солнца, на которой

располагается обследуемый объект (трассер). При этом надо учитывать, что сам трассер может располагаться на одной высоте в атмосфере Солнца, а движение, управляющее трассером, может соответствовать совсем другому уровню в атмосфере (например, есть все основания полагать, что скорость вращения трассеров в короне определяется вращением не короны, а более глубоких слоев, где укоренены арки магнитных дуг, которые наблюдаются в короне). Также неоднократно обращалось внимание на то, что практически все законы на Солнце имеют зависимость от фазы цикла и никоим образом закономерности, установленные для одной фазы цикла, нельзя переносить на другую фазу. Это относится и к характеристикам вращения различных магнитных структур. До сих пор нет полной ясности и в вопросе, динамику каких глубинных слоев Солнца раскрывает характер вращения тех или иных структур магнитного поля. В связи с этим, исследования пространственного распределения скоростей вращения различных магнитных структур Солнца остаются одним из самых актуальных направлений гелиофизики.

Цель работы состоит в изучении циклических структур и вариаций крупномасштабного магнитного поля, характера их эволюции, вращения и взаимодействия, а также сопоставлении вариаций магнитного потока Солнца с изменениями некоторых индексов солнечной активности.

В соответствии с целью работы были поставлены следующие задачи:

1. Выявление новых и уточнение известных свойств циклических вариаций крупномасштабного магнитного поля и их сопоставление с изменениями некоторых индексов солнечной активности.

-92. Попытка разделения временных и пространственных

закономерностей в вариациях полного потока солнечного

излучения и магнитного потока Солнца в диапазоне от 2 до 12

дней.

3. Изучение структуры и эволюции крупномасштабных магнитных полей в фотосфере Солнца на основе анализа их вращения и изменения его характеристик со временем.

Методы исследования. Для изучения вращения крупномасштабного магнитного поля Солнца, его циклических вариаций и их связи с изменениями некоторых индексов солнечной активности применялись различные методики статистического и спектрального видов анализа имевшихся данных наблюдений. В основном для спектрального анализа использовалось дискретное преобразование Фурье. Исследовались также спектральная плотность мощности и когерентность; для выявления зависимостей и уточнения характера связи между изучаемыми параметрами строились кросскорреляционные и автокорреляционные функции.

Научная новизна работы. Впервые проведён совместный корреляционный анализ вариаций некоторых индексов солнечной активности, как то полного потока солнечного излучения, потока солнечного радиоизлучения на 10.7 см, значения эквивалентной ширины солнечной абсорбционной линии нейтрального гелия 10830 А, с изменениями магнитного потока Солнца как звезды, а также с вариациями индексов глобального магнитного поля, характеризующих энергию и структуру общего магнитного поля Солнца. Впервые показано, что в диапазоне от 2 до 10 дней спектр вариаций солнечной постоянной и магнитного потока Солнца определяется не только гармониками периода вращения Солнца, но и структурой

активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов. Выполнены корреляционный анализ и исследование спектра Фурье дифференциального вращения солнечных крупномасштабных магнитных полей и циклических вариаций их зонально-секторной структуры.

Научная и практическая ценность работы определяется тем, что её результаты могут быть использованы в ходе дальнейшей разработки физических моделей генерации и эволюции солнечных магнитных полей и их влияния на различные проявления солнечной активности. Необходимо подчеркнуть, что данная работа выполнена по непосредственным результатам наблюдений, для статистического анализа применялись данные, на которые не накладываются никакие предварительные теоретические предположения, поэтому она может представлять особый интерес для апробации выводов последующих теоретических разработок. Кроме того, полученные закономерности вариаций ряда индексов солнечной активности относительно изменений магнитного поля могут служить эмпирической базой при построении методов краткосрочного прогнозирования солнечной активности.

Результаты определения параметров вращения фотосферных магнитных полей в свете последних достижений гелиосейсмологии могут быть использованы для поисков ответа на вопрос, характер вращения каких именно слоёв конвективной зоны отражают те или иные структуры магнитного поля.

Диссертационная работа состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы. Полный объём работы

составляет 140 страниц, включая 35 рисунков и 3 таблицы. Список литературы содержит 97 наименований на 9 страницах.

Во введении обосновывается актуальность темы, формулируются цели и конкретные задачи данного исследования, кратко излагается структура диссертации и перечисляются основные положения, выносимые на защиту.

В первой главе изучается поведение вариаций некоторых индексов солнечной активности в сравнении с изменениями полного магнитного потока, измеренного для всего Солнца, индексом энергии глобального магнитного поля Солнца и индексом эффективного солнечного мультиполя, характеризующего вклад различных компонент

крупномасштабной структуры солнечного магнитного поля. В качестве исходных данных использованы ежедневные значения полного потока солнечного излучения (SI) по наблюдениям со спутников "Nimbus-7", SMM ACRIM, NASA ERBS, NOAA-9 и NOAA-IO, данные о потоке солнечного радиоизлучения на 10.7 см (Оттава, RI), значения эквивалентной ширины солнечной абсорбционной линии нейтрального гелия 10830 Ä (Не I, в миллиангстремах), усредненные по всему солнечному диску (NSO/Китт-Пик), величины напряженности магнитного поля (в гауссах) вдоль луча зрения (MFT), полученные с разрешением 1 угловая секунда на пиксель и усредненные по всему диску Солнца (NSO/Китт-Пик), а также индекс энергии глобального магнитного поля Солнца (1(ВГ)) и индекс эффективного

солнечного мультиполя (п), рассчитанные для каждого кэррингтоновского оборота в течение 1979-1992 гг. (две последние величины были введены в работах [8-10] и

характеризуют энергию и структуру общего магнитного поля Солнца). Исследуются кросскорреляционные функции короткопериодических вариаций вышеупомянутых параметров солнечного излучения и магнитного поля Солнца как звезды на интервале 1979-1992 гг. со сдвигом плюс-минус 40 дней и их поведение около нуля (плюс-минус 5-6 дней), а также их циклические вариации (короткопериодические вариации рассматриваемых величин были получены посредством вычитания из ежедневных значений соответствующих сглаженных).

Анализ циклических вариаций короткопериодических составляющих некоторых индексов солнечной активности относительно магнитного потока Солнца указывает на различный характер связи излучения, образующегося в фотосфере (полный поток солнечного излучения), и излучения, формирующегося в верхней хромосфере (излучение в линии Не I 10830 А) и нижней короне (радиоизлучение на 10.7 см), с глобальным магнитным полем, и позволяет предположить, что по мере перехода от фотосферы к хромосфере и нижней короне возрастает роль крупномасштабной структуры солнечного магнитного поля в формировании структуры излучающих элементов. Если та или иная структура глобального магнитного поля определяется соответствующей конвективной структурой в конвективной оболочке Солнца, то, чем крупнее размеры элементов преобладающей в данный момент структуры глобального солнечного магнитного поля и, соответственно, элементов излучающей структуры (т.е. чем меньше значение индекса эффективного солнечного мультиполя), тем глубже основание соответствующего конвективного слоя и тем больше сдвиг (запаздывание) вариаций излучения относительно

вариаций магнитного поля данной структуры (в её основании). Исходя из этого, понятна и сильная зависимость циклических вариаций короткопериодических составляющих излучения в линии Не I 10830 Ä и радиоизлучения на 10.7 см относительно короткопериодической составляющей глобального магнитного потока и циклических вариаций индекса энергии глобального солнечного магнитного поля: чем выше энергия поля, тем больше его интенсивность и тем лучше поле контролирует соответствующую излучающую область в солнечной атмосфере.

Возможно поэтому для излучения в линии Не I 10830 А и радиоизлучения на 10.7 см, излучающие структуры которых контролируются структурами гигантских и сверхгигантских ячеек, определяющих распределение факелов и интенсивных магнитных полей на поверхности Солнца, наилучшая связь наблюдается на фазах роста и спада, когда эти структуры преобладают. Также показывается, что характер взаимодействия между магнитным полем и полным потоком солнечного излучения сложнее традиционного эффекта блокировки излучения пятнами.

Во второй главе приводятся результаты совместного спектрального анализа циклических вариаций полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне от 2 до 10 дней. Были использованы ежедневные значения полного потока солнечного излучения по данным наблюдений со спутников "Nimbus-7", SMM ACRIM и результаты многолетних измерений магнитного поля Солнца в Стенфорде. Для анализа данные по магнитному полю преобразовывались несколькими способами: использовались результаты непосредственных измерений на разных широтах, вычисленные значения радиальной компоненты

- 14в экваториальной зоне, данные о радиальной компоненте поля,

усредненные по широте от -30° до 30° и сглаженные по долготе

от -30° до 30°. Так как исследовались периоды в диапазоне от 2

до 10 дней, то для анализа были использованы

короткопериодические колебания изучаемых характеристик

солнечной активности - более длинные периоды устранялись

путем вычитания из ежедневных величин их сглаженных

значений.

Показывается, что в исследуемом диапазоне спектр полного потока солнечного излучения и магнитного поля определяется не только гармониками периода вращения Солнца, но и структурой активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов. Полученные спектры определяются в основном гармониками периода вращения Солнца, которые дают наиболее мощные пики в спектре, но эти колебания отражают структуру и распределение элементов магнитного поля на поверхности Солнца, замодулированные солнечным вращением. Они собственно не представляют собой временных колебаний и не наблюдались бы на неподвижном относительно наблюдателя Солнце. При этом колебания соотношения амплитуд этих пиков, ширина "спектральных линий", смещение в зависимости от фазы солнечного цикла определяются как вариациями дифференциального вращения Солнца при соответствующем усреднении, так и изменением параметров солнечной активности, т.е. вариацией структуры, характерных размеров и времени жизни магнитных полей разных масштабов. Для периодов <ld усиливается взаимная корреляция между полным потоком солнечного излучения и магнитным потоком, и на таких

нехарактерных временах коэффициент корреляции становится

отрицательным.

Вычисляются полуширины "спектральных линий" магнитного поля на уровне половины амплитуд пиков (HWHM -Half Width at Half Maximum) для разных фаз одиннадцатилетнего цикла. Интервал частот, в котором заключены полуширины, всегда больше того значения, которое можно было бы ожидать, исходя из дифференциального вращения в полосе ±30° по широте. Расширение пиков возникает из-за временной модуляции на характерных периодах 3-7 дней, а не просто из-за сложной структуры распределения полей. В последнем случае отношение HWHM к частоте пика должно было бы быть постоянным, тогда как на практике наблюдается постепенное уменьшение этого отношения с частотой.

В третьей главе исследуются периоды вращения фотосферных магнитных полей как функция гелиошироты путем применения дискретного Фурье-разложения к синоптическим картам на интервале 1964-1994 гг. Используются результаты наблюдений обсерваторий Маунт Вилсон, Китт-Пик и Стенфордской обсерватории. Все наблюдения были приведены к единой шкале путем сравнения данных различных обсерваторий за перекрывающиеся временные интервалы, в результате был получен временной ряд наблюдений, охватывающий около 30 лет. Периоды вращения фотосферных полей определяются как функция широты путем применения дискретного Фурье-разложения к рядам наблюдений в каждой из 30 широтных зон (используемые синоптические карты представляют собой временные последовательности измерений магнитных полей, разбитые на 30 полос, равномерно отстоящих друг от друга по

синусу широты) за исследуемый интервал. Характер вращения фотосферных магнитных полей рассматривается как на временных отрезках, сопоставимых по протяженности с 11-летним циклом активности, так и на отдельных фазах солнечного цикла.

Выявляются дискретные моды вращения и характерные области гелиоширот их проявления в 20-22 циклах, а также их изменения с фазой солнечного цикла. Показывается, что характеристики вращения фотосферных магнитных полей резко меняются со временем, характер вращения фотосферных магнитных полей различен для разных фаз одного и того же цикла солнечной активности, а при переходе от одного цикла к другому он меняется кардинально. Скорость вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей чаще всего не совпадает со скоростью вращения солнечных пятен на той же гелиошироте. Но отличия в характере вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей и солнечных пятен проявляются не только в разных скоростях вращения на одних гелиоширотах: для фотосферных магнитных полей в данный момент времени характерно наличие нескольких выделенных дискретных твердотельных (одинаковых в довольно широком диапазоне широт) периодов вращения; скорость вращения же солнечных пятен резко дифференцирована по широте. Дифференциальная кривая вращения

крупномасштабных фотосферных магнитных полей появляется только как усреднение на большом временном интервале. Во вращении крупномасштабного фотосферного магнитного поля в северном и южном полушариях в зависимости от цикла солнечной активности наблюдается заметное различие: в одном цикле солнечной активности структуры крупномасштабных

фотосферных магнитных полей в южном полушарии вращаются быстрее, чем в северном (такая картина наблюдалась в 20-м и 22-м циклах); в следующем цикле наоборот - магнитные структуры вращаются быстрее в северном полушарии (так было в 21-м цикле). Более быстрое вращение фотосферных магнитных полей в одном из полушарий в течение одного цикла и их более медленное вращение в другом цикле может служить еще одним подтверждением существования крутильных колебаний на Солнце по крайней мере с периодом около 11 лет. Сравнительный анализ показывает, что существуют сильные различия в поведении первой и второй гармоник вращения радиальной компоненты фотосферных магнитных полей; наиболее важным из них, пожалуй, является более низкая (по сравнению с первой гармоникой) дифференциальность второй гармоники. Отмечается также, что в 1967-1987 гг. наблюдались, в целом, меньшие периоды вращения фотосферных магнитных полей, чем в 1987-1995 гг.

В четвёртой главе проведено исследование как вращения, так и зонально-секторной структуры солнечных крупномасштабных магнитных полей методом

автокорреляционного анализа синоптических карт фотосферных полей, полученных по результатам наблюдений обсерваторий Маунт Вилсон, Китт-Пик и Стенфордской имени Вилкокса. Все наблюдения были приведены к единой шкале путем сравнения данных различных обсерваторий за перекрывающиеся временные интервалы, в результате был получен временной ряд наблюдений, охватывающий около 30 лет (1965-1994 гг.). Для исследования зонально-секторной структуры крупномасштабных магнитных полей и периодов вращения соответствующих

фотосферных магнитных структур был использован метод автокорреляционного анализа последовательности синоптических карт фотосферных магнитных полей, оцифрованных через определенные интервалы по кэррингтоновской долготе и синусу гелиошироты. Для каждой из 30 широтных зон вычисляются значения коэффициентов автокорреляции соответствующих рядов данных со смещением до 10 оборотов как на временных отрезках, сопоставимых по протяженности с 11-летним циклом активности, так и на отдельных фазах солнечного цикла (с этой целью используются временные интервалы по 39 кэррингтоновских оборотов). Корреляционному анализу подвергаются и тренды наблюдательных данных, полученные путем сглаживания этих данных методом скользящего среднего за 1 и 6 солнечных оборотов. Исследуется также высокочастотная составляющая данных по магнитным полям, полученная посредством вычитания из исходных рядов данных соответствующих сглаженных значений.

Как для непосредственно измеренных величин продольной компоненты фотосферных магнитных полей, так и для рядов их высокочастотной составляющей на коррелограммах, на которых по оси абсцисс отсчитывалось смещение в сутках, а по оси ординат - синус широты, заметно выделяются полоски максимальных значений коэффициентов корреляции, кратные периоду вращения Солнца на данной гелиошироте (2-х секторная структура). Эти максимумы коэффициентов корреляции отчетливо выявляют дифференциальный характер вращения Солнца и его изменения с фазой цикла. Показывается, что вращение крупномасштабных магнитных полей всегда является более жестким, чем вращение солнечных пятен, что при переходе от фазы роста к минимуму цикла наблюдается заметное

уменыиение дифференциальности вращения структур фотосферных полей. Характер дифференциального вращения магнитных полей резко меняется при переходе от экваториальной зоны гелиоширот к полярным (на коррелограммах переход от экваториальной зоны к полярной часто выглядит как резкое изменение ("скачок") скорости вращения магнитных полей вблизи границы, отделяющей полярную зону от экваториальной). Наиболее заметное изменение характера дифференциального вращения, как правило, наблюдается вблизи максимума 11-летнего цикла. В области гелиоширот ср<~±30-35° хорошо видна 4-х секторная структура и более мелкомасштабная. 4-х секторная структура имеет жесткий характер вращения и её протяжённость по гелиошироте зависит от фазы 11-летнего цикла. Наиболее упорядоченный характер секторная структура имеет на фазе спада. Хотя со временем её вид и меняется в деталях, в целом секторная структура сохраняется на протяжении достаточно долгого времени. В полярных зонах 4-х секторная структура на протяжении большей части 11-летнего цикла, как правило, отсутствует, хотя максимумы коэффициентов корреляции, соответствующие периоду вращения Солнца на данной гелиошироте (2-х секторная структура), присутствуют фактически всегда. В то же время непосредственно перед максимумом и в максимуме 11-летнего цикла 4-х секторная структура отчётливо видна в обеих полярных зонах или одной из них. Впрочем, в полярных зонах основными являются моды, соответствующие значительно более медленным характерным временам изменения структуры магнитных полей, заметно превышающим исследуемые периоды продолжительностью 10 кэррингтоновских оборотов. Коррелограммы, построенные по

рядам сглаженных данных, обнаруживают зональную структуру, изменяющуюся с фазой солнечного цикла. Наиболее часто наблюдается зональная структура, при которой участки графиков, соответствующие характерным временам изменений в год - полтора, чередуются с зонами, где характерное время изменения магнитных полей заметно больше рассматриваемого смещения -280 дней. В целом, чаще всего наблюдается 9-зональная структура. На большинстве рисунков заметна некоторая асимметрия как зональной, так и секторной структуры крупномасштабных солнечных магнитных полей относительно экватора. Эта асимметрия меняется со временем и, вообще говоря, зависит как от фазы 11-летнего цикла, так и от конкретного цикла.

В заключении приводятся основные результаты диссертационной работы.

В диссертации выносятся на защиту:

1. Результаты совместного корреляционного анализа полного потока солнечного излучения, потока солнечного радиоизлучения на 10.7 см, значения эквивалентной ширины солнечной абсорбционной линии нейтрального гелия 10830 А с изменениями магнитного поля Солнца как звезды, а также с вариациями индексов глобального магнитного поля, характеризующих энергию и структуру общего магнитного поля Солнца.

2. Сравнительный анализ спектров полного потока солнечного излучения и магнитного потока на интервале 2-12

w и о о _

дней, показывающий, что спектр солнечной постоянной и магнитного поля в этом диапазоне определяется не только

гармониками периода вращения Солнца, но и структурой активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов.

3. Результаты корреляционного анализа и разложения в ряды Фурье дифференциального вращения фотосферных крупномасштабных магнитных полей:

• дифференциальность вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей возникает как усреднение на большом временном интервале;

• 4-х секторная структура вращается более жёстко, чем 2-х секторная;

• крупномасштабные фотосферные магнитные поля образуют по широте зональную структуру, чаще всего 9-зональную;

• различие характеристик дифференциального вращения структур крупномасштабных магнитных полей в экваториальной и полярных зонах;

• в течение большей части солнечного цикла в полярных зонах секторная структура (за исключением, возможно, лишь 2-х секторной) отсутствует, однако непосредственно перед максимумом цикла и в начале фазы максимума в обеих полярных зонах или какой-либо одной из них появляется 4-х секторная структура.

Работа выполнена в Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН по плану этого института при поддержке грантов №96-02-17042, 96-02-17054 и 98-02-16189 Российского фонда фундаментальных исследований и ГНТП "Астрономия".

Основные результаты работы представлялись в виде докладов на общеинститутских объединённых семинарах по физике Солнца ИЗМИРАН, на международном симпозиуме по программе 80ЬЕ118-22 (США, Сакраменто-Пик, июнь 1996 г.), семинаре солнечного отдела Астрономического института в Потсдаме и семинаре солнечного отдела института имени Киппенхойера во Фрайбурге в августе 1997 г., Общероссийском заседании секции "Солнце" Астросовета в ГАИШ (Москва, декабрь 1997 г.), Общероссийской конференции по физике Солнца в ГАО РАН (Пулково, июнь 1998 г.), VII симпозиуме по солнечно-земной физике в Троицке (декабрь 1998 г.).

Автор выражает искреннюю благодарность своему научному руководителю Владимиру Нухимовичу Обридко, без участия которого эта диссертация никогда не была бы написана, а также Е.В.Иванову за полезное обсуждение результатов и плодотворное сотрудничество, В.Е.Чертопруду за рад ценных замечаний и советов и всем сотрудникам Совета "Солнце-Земля" за постоянную помощь и поддержку в работе.

%

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Ананьев, Игорь Валерьевич

Основные результаты диссертации могут быть сформулированы следующим образом:

1. Проведён совместный анализ вариаций полного потока солнечного излучения, потока радиоизлучения на длине волны 10.7 см, эквивалентной ширины линии Не I 10830 А с полным солнечным магнитным потоком, измеренным для всего Солнца.

2. Приведены доказательства недостаточности объяснения вариаций полного потока солнечного излучения эффектом блокировки излучения пятнами.

3. Выполнен сравнительный анализ спектров полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне периодов от 2 до 10 дней. Показано, что в этом диапазоне спектр солнечной постоянной и магнитного потока определяется не только гармониками периода вращения Солнца, но и структурой активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов.

4. Обнаружен выделенный период -3-х дней, природа которого неясна.

5. Показано, что вращение крупномасштабных фотосферных магнитных полей носит более жёсткий характер, чем вращение солнечных пятен.

6. Показано, что дифференциальность вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей возникает как усреднение на большом временном интервале.

7. Подтверждено существование крутильных колебаний по крайней мере с периодом около 11 лет.

-1318. Выявлен более жёсткий характер вращения 4-х секторной структуры фотосферных магнитных полей по сравнению с 2-х секторной.

9. Обнаружено резкое различие характера вращения фотосферных магнитных полей в экваториальной и полярных зонах Солнца.

10. Показано, что крупномасштабные фотосферные магнитные поля образуют по широте зональную структуру, чаще всего 9-зональную.

11. Выявлено, что в течение большей части солнечного цикла в полярных зонах секторная структура (за исключением, возможно, лишь 2-х секторной) отсутствует, однако непосредственно перед максимумом цикла и в начале фазы максимума в обеих полярных зонах или какой-либо одной из них появляется 4-х секторная структура.

Заключение

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Ананьев, Игорь Валерьевич, 1999 год

Литература

1. Snodgrass Н.В. // Astrophys. J. 1983. V.270. P.288.

2. Howard R.F., Harvey J.W., Forgach S. // Solar Phys. 1990. V.130. P.295.

3. Wilcox J.M., Howard R.F. // Solar Phys. 1970. V.13. P.251.

4. Stenflo J.O. // Solar Phys. 1974. V.36. P.495.

5. Stenflo J.O. // Astron. Astrophys. 1989. V.210. P.403.

6. Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Rotation of the coronal magnetic field. //Astrophys. J. 1987. V.318. P.428-436.

7. Antonucci E., Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Rotation of the photospheric magnetic fields: a north-south asymmetry. // Astrophys. J. 1990. V.360 P.296-304.

8. Обридко B.H., Ермаков Ф.А. // Астрономический циркуляр. 1989. №1539. Стр.24.

9. ObridkoV.N., Shelting B.D. Cyclic Variations of the Global Magnetic Fields. // Solar. Phys. 1992. V.137. P.167-177.

Ю.Иванов E.B., Обридко B.H., Шельтинг Б.Д. Крупномасштабная структура солнечных магнитных полей и корональные выбросы массы. // Астрономический журнал. 1997. Т.74. № 2. С.273-277.

11. Harvey K.L. Measurements of solar magnetic fields as an indicator of solar activity evolution. // Proc. of the Wopkshop on the Solar Electromagnetic Radiation Study for Solar Cycle 22, ed. by R.F.Donnelly, U.S. Department of Commerce, SEL NOAA ERL. 1992. P.113.

12. Hoeksema J.T. // Ph.D. dissertation. 1984. Stanford University.

-13313. Mcintosh P.S., Wilson P.R. A New Model for Flux Emergence

and the Evolution of Sunspots and the Large-Scale Fields. // Solar

Phys. 1985. V.97. P.59.

14. Ivanov E.V. On space-time distribution of faculae and sunspots. // Солнечные данные. 1986. №7. C.61-72.

15. Abdussamatov H.I. The fine structure of solar granulation and its relationship to large-scale photospheric structures. // Astron. Astrophys. 1993. V.272. P.580-586.

16. Harvey K.L., White O.R. Solar Magnetic Fields: The Key to Understanding Solar Irradiance Variations. // SPRC Technical Report 1996. 96p.

17.Froehlich C., Anklin M., Crommelynck D. Solar irradiance variations during Solar Cycle 22 from ACRIM II, SOVA and VIRGO Radiometry. // IAU. Symposium No. 185. New Eyes to See Inside the Sun and Stars. 1998. Ed. by Franz-Ludwig Deubner F.-L., Christensen-Dalsgaard J. and Kurtz D. Kyoto, Japan. P.89.

18.Topka K.P., Tarbell T.D., Title A.M. Solar Irradiance Variations due to the Quiet Sun Network. // American Astronomical Society, SPD meeting #29, #02.63. 1997.

19.Willson R.C. Measurements of solar total irradiance and its variability. // Space Sei. Rev. 1984. V.38. P.203-242.

20.Hickey J.R., Alton B.M., Kyle H.L. et al. Total solar irradiance measurements by ERB/Nimbus-7. A review of nine years. // Space Sei. Rev. 1988. V.48. P.321-342.

21.Hickey J.R., Stowe L.L., Jacobowitz H. et al. Initial solar irradiance determinations from Nimbus-7 cavity radiometer measurements. // Science. 1980. P.281-283.

22. Mecherikunnel A. Solar total irradiance variations observed during minimum through maximum of solar activity cycle. // IAU Coll. № 143. Boulder, Co. 1993. 14p.

-13423. Kyle H.L., Hoyt D.V., Hickey J.R. A review of the Nimbus-7 ERB

solar dataset. // IAU Coll. № 143. Boulder, Co. 1993. P.137-140.

24.Willson R.C. Accurate solar «constant» determinations by cavity pyrheliometers. // J. Geophys. Res. 1978. V.83. P.4003-4007.

25.Willson R.C. Solar total irradiance observations by active cavity radiometer. // Solar Physics. 1981. V.74. P.217-229.

26.Woodard M.F., Hudson H.S. Solar oscillations observed in the total irradiance. // Solar Physics. 1983. V.82. P.67-73.

27. Hudson H.S. Observed variability of the solar luminosity. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1988. V.26. P.473-507.

28. Hoyt D.Y., Kyle H.L., Hickey J.R., Mashhoff R.H. The Nimbus 7 solar total irradiance: a new algorithm for its derivation. // J. Geophys. Res. 1992. V.97. NO Al. P.51-63.

29. Howard R.F. // Sun-as-a-star spectrum variability. Solar interior and atmosphere. University of Arisona Press. 1991. 751p.

30. Витинский Ю.И., Ихсанов P.H. // Изв. ГАО. 1991. №207. С.З-12.

31.Froehlich С., Pap J.M., Hudson H.S. Improvement of the photometric sunspot index and changes of the disk-integrated sunspot contrast with time. // Solar Phys. 1994. V.152. No.l. P. 111-118.

32. Chapman G.A., Cookson A.M., Dobias J.J. Solar Variability and the Relation of Facular to Sunspot Areas during Solar Cycle 22. // AstrophysJ. 1997. V.482. P.541.

33. Pap J., Floyd L., Prinz D., Parker D., Ulrich R., Varadi F. Spectral Distribution of Total Irradiance Variability. // American Astronomical Society, SPD meeting #29, #14.02. 1997.

34. Foukal P. Physical interpretation of variations in total solar irradiance. // J. Geophys. Res. 1987. V.92. P.801-807.

-13535. Hufbauer К. Exploring the Sun. Solar Science since Galileo. //

Baltimore and London: The Johns Hopkins University Press. 1991.

372p.

36.Yoshimura H. The time-delayed solar cycle luminosity modulation by sub-surface magnetic flux tubes. // Astronomische Nachrichten. 1994. V.315. No.3. P.189-203.

37. Yoshimura H. Darkening of the Sun prior to surface appearance of sunspot flux tubes and magneto-thermal pulsation of the Sun. // // Astronomische Nachrichten. 1994. V.315. No.5. P.371-390.

38.Willson R.C., Gulkis A., Zanssen M. et al. Observations of solar irradiance variability. // Science. 1981. V.211. P.700-702.

39.Willson R.C. Solar irradiance variations and solar activity. // J. Geophys. Res. 1982. V.87. P.4319-4326.

40. Hudson H.S., Willson R.C. Sunspots and solar variability. // The physics of sunspots. Ed. by L.E.Gram, J.H.Thomas. N.Mex.: Sacramento Peak Observatory. 1981. P.434-445.

41. Hudson H.S., Silva S., Woodard M.F. et al. The effects of sunspot on solar irradiance. // Solar Physics. 1982. V.76. P.211-219.

42. Steinegger M., Haupt H.F. Facular excess radiation and the energy balance of solar active regions. // Solar Phys. 1994. V.152. No.l. P.317.

43. Steinegger M., Brandt P.N., Haupt H.F. Sunspot irradiance deficit, facular excess, and the energy balance of solar active regions. // Astron. Astrophys. 1996. V.310. P.635-645.

44. Миронова И.В. // Солнечные данные. 1986. № 6. C.79-84.

45. Fligge M., Solanki S. K., Unruh Y.C., Froehlich C., Wehrli Ch. A model of solar total and spectral irradiance variations. // Astron. Astrophys. 1998. V.335. P.709-718.

-13646. Foukal P., Lean J. The influence of faculae on total solar

irradiance and luminosity. // Astrophys. J. Part 1. 1986. V.302.

P.826-835.

47. Foukal P.V., Lean J. Magnetic modulation of solar luminosity by photospheric activity. // Astrophys. J. 1988. V.328. P.347-357.

48. Lean J., Foukal P. Model of solar luminosity modulation by magnetic activity between 1954 and 1984. // Science. 1988. V. 240. P.906-908.

49. Foukal P., Lean J. An empirical model of total solar irradiance variation between 1874 and 1988. // Science. 1990. V.247. P.556-558.

50. Lean J., Cook J., Marquette W., Johannesson A., Willson R. Facular Origin of the Sun's 11-year Total Radiation Cycle. // American Astronomical Society Meeting, 188, #79.01. 1996.

51. Chiang W.-H., Foukal P. The influence of faculae on sunspot heat blocking. // Solar Phys. 1985. У.91. P.9-20.

52. Harvey K., White O.R. Spectral Irradiance and Magnetic Structures. // 18th NSO/Sacramento Peak Summer Workshop Synoptic Solar Physics. 1997. Sunspot,New Mexico, USA. Ed. by K.S.Balasubramaniam, J.Harvey and D.Rabin.

53.Ivanov E.V., Obridko V.N., Ananyev I.V. Variations of solar irradiance, 10.7 cm radio flux, He I 10830 A equivalent width, and global magnetic field intensity and their relation to large-scale solar magnetic field structure. // Solar Phys. 1997. V.177. P.217-228.

54. Могилевский Э.И. Модель Солнца по новым экспериментам на КА SOHO и проблема энергоисточников солнечной активности. // Известия РАН. 1998. Т.62. № 9. С.1857-1863.

55.Nikonova M.V., Klochek N.V., Palamarchuk L.E. Quasi-10-day and 4-day periodicities in solar irradiance. // IAU Symposium No. 185. New Eyes to See Inside the Sun and Stars. Ed. by Franz-

Ludwig Deubner F.-L., Christensen-Dalsgaard J. and Kurtz D. 1998. Kyoto, Japan. P. 119.

56. Куклин Г.В., Обридко B.H. // Известия РАН. 1995. Т.59. № 7. С.12.

57. Иванов Е.В. // Известия РАН. 1995. Т.59. № 7. С.29-42.

58. Иванов Е.В. // Солнечные данные. 1986. № 7. С.61-72.

59. Rieger Е., Share G.H., Forrest D.J. et al. // Nature. 1984. V.312. № 5995. P.623.

60. Bouwer S.D. Periodicities of solar irradiance and solar activity indices. // Solar Phys. 1992. V.142. No.2. P.365-389.

61. Gabriel S., Evans R., Feynman J. Periodicities in the occurrence rate of solar proton events. // Solar Phys. 1990. V.128. P.415-422.

62. Lean J.L., Brueckner G.E. Intermediate-term solar periodicities -100-500 days. // Astrophys. J. Part 1. 1989. V.337. P.568-578.

63.Аллен К.У. Астрофизические величины. // 1977. Мир, Москва. С.255.

64. Халберг Ф., Корнелиссен Ф., Обридко В., Бреус Т. // Биофизика. 1997.

65. Howard R.F. The magnetic fields of active regions. II - Rotation. // Solar Phys. 1990. V.126. P. 299-309.

66.Tomczyk S., Hassler D. Temporal Variation of the Solar Coronal Rotation Rate. // 18th NSO/Sacramento Peak Summer Workshop Synoptic Solar Physics. 1997. Sunspot,New Mexico, USA. Ed. by K.S.Balasubramaniam, J.Harvey and D.Rabin.

67. Solonskii Iu.A., Makarova V.V. The peculiarities of rotation of the solar polar regions. // Solar Phys. 1992. V.139. No.2. P.233-245.

68. Hathaway D.H., Wilson R.M, Solar rotation and the sunspot cycle. //Astrophys.J. Part 1. 1990. V.357. P.271-274.

-13869. Тлатов А.Г. Дифференциальное вращение красной солнечной

короны (FeX 6374 А) в 1957-1994 гг. // Астрон.Ж. 1997. Т.74.

С.621.

70. Kambry M.A., Nishikawa J. Solar differential rotation derived from sunspot observations. // Solar Phys. 1990. Y.126. P.89-100.

71. Newton H.W., Nunn M.D. // Mon.Notic.Roy.Astron.Soc. 1951. V.lll. P.413-421.

72. Howard R., LaBonte B.J. The Sun is observed to be a torsional oscillator with a period of 11 years. // Astrophys. J. 1980. V.239. P.L33-L36.

73. Snodgrass H.B. A torsional oscillation in the rotation of the solar magnetic field. // Astrophys. J. Part 2 - Letters. 1991. V.383. P.L85-L87.

74. Makarov V.I., Tlatov A.G., Callebaut D.K. Torsional Oscillation Pattern in the Large - Scale Magnetic Field (1910 - 1993) and in the Solar Corona (1940 - 1993). // Synoptic Solar Phys. 18th NSO/Sacramento Peak Summer Workshop. 1998. ASP Conference Series. V.140. Ed. by Balasubramaniam K.S., Harvey J., Rabin D. P.65.

75. Makarov V.I., Tlatov A.G. Long-term variations of the torsional oscillations of the Sun. // Solar Phys. 1997. V.170. 1.2. P.373-388.

76. Макаров В.И., Тлатов А.Г. Крутильные колебания Солнца в период 1915-1990 гг. // Астрон. Ж. 1997. Т.74. №3. С.474-480.

77. Макаров В.И., Тлатов А.Г. Крутильные колебания в солнечной короне. // Астрон. Ж. 1997. Т.74. С.615.

78. Nash A.G. Rotation of the sun's outer white-light corona determined from Solwind data. // Astrophys.J. Part 1. 1991. V.366. P.592-598.

79.Ханейчук В.И. Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг. // Structure and Dynamics of the Interior of the Sun

and sun-like Stars. SOHO 6/GONG 98. Workshop Abstract. 1998. Boston, Massachusetts.

80.Erofeev D.V. The relationship between kinematics and spatial structure of the large-scale solar magnetic field. // Solar Phys. 1997. V.175. P.45-58.

81.Benevolenskaya E.E. Longitudinal structure of the double magnetic cycle. // Solar Phys. 1998. V.181. P.479-489.

82.Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Solar Magnetic Field -1976 through 1985. // 1986. WCDA, Boulder, U.S.A.

83. Hoeksema J.T. Solar Magnetic Field - 1985 through 1990. // 1991. WCDA, Boulder, U.S.A.

84. Ермаков Ф.А., Обр ид ко В.Н., Шельтинг Б.Д. // Астрон.Ж. 1995. Т.72. № 1. С.99 (ARep, 39,86).

85. Ермаков Ф.А., Обридко ВН., Шельтинг Б.Д. // Астрон.Ж. 1995. Т.72. №5. (ARep, 39,753).

86. Ozguc A., Saglamsaatci М. // Solar rotation rate from stable sunspot tracings. // Astrophys. Space Sci. 1989. V.153. No.2. P.345-349.

87. Gigolashvili M.Sh., Khutsishvili E.V. On some peculiarities of solar differential rotation. // In ESA, Plasma Astrophysics. 1990. P.35-37.

88. Makarov V.I., Sivaraman K.R. // Solar Phys. 1989. V.123. P.367.

89. Stenflo J.O. Proceedings of the National Solar Observatory // Sacramento Peak 12th Summer Workshop. Ed K.L.Harvey, San Francisco, California. 1992. P.421.

90. Mcintosh P.S. Solar Activity Observations and Predictions. // Progress in Astronautics and Aeronautics. 1992. V.30. Ed. by M.Summerfeld. Academic Press, New York. P.65-92.

91. Mcintosh, P.S. // Rev. Geophys. and Space Phys. 1972. V.10. P.837-46.

-14092. Ананьев И.В., Обридко В.Н. //Астрон. Ж. 1999 (в печати).

93. Ерофеев Д.В. // Изв РАН, 1999 (в печати).

94. Balthasar Н., Vazques М., Wohl Н. // Ibid. 1986. V.155. Р.87-98.

95. Lustig G. // Astron. Astrophys. 1983. V.125. No 2. P.355-358.

96.Arevalo M.J., Gomez R., Vazques M. et al. // Astron. Astrophys. 1982.V.111. P.266-271.

97. Komm R.W., Howard R.F., Harvey J.W. Rotation rates of small magnetic features from two- and one-dimensional cross-correlation analyses. // Solar Phys. 1993. V.145. No.l. P.l-10.