Пространственно-временные закономерности солнечной цикличности тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, доктор наук Золотова Надежда Валерьевна

• Золотова Надежда Валерьевна
• доктор наук
• 2016

Оглавление диссертации доктор наук Золотова Надежда Валерьевна

Введение

Глава 1. Асимметрия пятнообразования

в полушариях Солнца

1.1 Хронология исследований

1.2 Синхронизация как явление

1.3 Методология

1.3.1 Рекуррентный анализ

1.3.2 Кросс-рекуррентные графики

1.3.3 Вейвлет-анализ

1.4 Сравнительный анализ NA и LOS

1.5 Фазовая асинхронизация пятнообразования

в полушариях

1.6 Фазовая асинхронизация

и широтное распределение пятен

1.7 Наблюдения Кэррингтона и Шперера

1.8 Наблюдения Штаудахера, Гамильтона и Гимингама

1.9 Вековой ход n-s фазовой асимметрии

1.10 Обсуждение

1.11 Выводы

Глава 2. Потерянный импульс солнечной активности

2.1 Максимумы активности

2.2 Импульсы и кластеры

2.3 Моделирование циклов

2.4 Импульсы активности в циклах

2.5 Преддверие минимума Дальтона

2.5.1 История проблемы

2.5.2 Длинные циклы

2.5.3 Солнечные пятна на средних и высоких широтах

2.5.4 Статистический тест

2.5.5 Проблема определения длины цикла

2.5.6 Закон Шперера для длинных циклов

2.6 Обсуждение

2.7 Выводы

Глава 3. Связь импульсов активности

и полярных полей Солнца

3.1 Полярное поле и магнитные серджи

3.2 Основные уравнения

3.2.1 Угол наклона биполей

3.2.2 Супергрануляционная диффузия

3.2.3 Диференциальное вращение

3.2.4 Профили меридиональной циркуляции

3.3 Меридиональная циркуляция и полярное поле

3.4 Импульсы пятнообразования и серджи

3.5 Расчетный принцип схемы

3.6 Тестовая работа схемы

3.7 Реконструкция серджей в цикле

3.8 Причина ослабления полярного поля в цикле

3.9 Обсуждение

3.10 Выводы

Глава 4. Анализ циклов пятнообразования

и полярных циклов по косвенным данным

4.1 Эмпирический метод Оля и его интерпретации

4.2 Данные обсерватории Маунт-Вилсон: полярные факелы

4.3 Данные обсерватории Кодайканал: индекс полярной сетки

4.4 Данные Кословодской горной астрономической станции, А-индекс

4.5 Полярные факелы и циклы пятнообразования

4.6 Правило Гневышева-Оля в циклах пятнообразования

4.7 Соотношение амплитуд в парах полярных циклов

4.8 Вариации числа полярных факелов в полушариях Солнца

4.9 Обсуждение

4.10 Выводы

Глава 5. Исследование минимума Маундера

5.1 Основные факты

5.2 Исторический контекст

5.3 Зарисовки пятен в XVII столетии

5.3.1 Зарисовки Галилео Галилея

5.3.2 Зарисовки Кристофа Шайнера

5.3.3 Зарисовки Пьера Гассенди

5.3.4 Зарисовки Яна Гевелия

5.3.5 Зарисовки Афанасия Кирхера

5.4 Зачем считать облака?

5.5 Короткие записи о наблюдении пятен

5.6 Избыток нулей в базе данных Хойта и Шаттена

5.7 Детальный анализ базы данных числа групп солнечных пятен

5.7.1 Минимум активности в 1617-1618 гг

5.7.2 Наблюдения Пикара с 1653 по 1659-й г

5.7.3 Наблюдения Пикара и Сиверса с 1660 по 1682-й г

5.7.4 Наблюдения отца и сына Ля Ир

5.8 Зарисовки и текстовые записи

5.9 Сценарий минимума Маундера

5.10 Асимметрия бабочек Маундера больших и малых групп солнечных пятен

5.11 Широтное распределение пятен

5.12 Косвенные данные о пятнообразовании

5.13 Обсуждение

5.14 Выводы

Заключение

Список литературы

Список рисунков

Список таблиц

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Пространственно-временные закономерности солнечной цикличности»

Введение

Диссертация направлена на решение задачи о пространственно-временной организации и асимметрии солнечного цикла на низких и высоких широтах, а именно, являются ли прекращение и асимметричное возобновление солнечной активности, и связанные с ними особенности генерации магнитных полей звезды в полушариях, реальными физическими явлениями.

Ниже перечислим основные известные законы и правила, использование которых положено в основу представленной работы. В разделе, посвященном актуальности исследования, перечислены открытые вопросы о поведении солнечной активности, на решение которых направлена данная диссертационная работа.

Исследование магнитных полей Солнца является одной из важнейших задач астрофизики [1]. Действительно, сложно переоценить значимость ближайшей к нам звезды. Структура и динамика магнитных полей Солнца выступают источником большинства процессов в солнечной короне, используются для исследования межпланетного магнитного поля, моделирования структуры солнечного ветра, предсказаний космической погоды. В целом, процессы на Солнце можно назвать граничными условиями в исследовании межпланетного пространства и солнечно-земных связей. Одним из наиболее известных проявлений взаимодействия сильного магнитного поля и плазмы являются пятна [2-5] и их 11-летняя цикличность [6-8].

В середине XIX века Рудольф Вольф [9; 10] ввел в использование индекс относительного числа солнечных пятен Я = к (10 д + п), где д — число групп пятен, п — общее количество пятен, к — поправочный коэффициент для сведения воедино исходных данных от разных наблюдателей. Став директором Цюрихской обсерватории, Вольф организовал программу регулярных ежедневных наблюдений запятненности Солнца [2]. Впоследствии эти наблюдения были продолжены Вольфером, Бруннером и Вальдмайером [11; 12]. Постепенно менялись способы подсчета мелких пятен, вводились веса и поправочные коэффициенты [13; 14], росло число наблюдателей, стал учитываться нововведенный цюрихский класс группы [15-17]. В 1980 г. цюрихская служба Солнца была переведена в Брюссель и передана Бельгийской королевской обсерватории, а

150

ш 100 СИ

50

Г

Маундер

1650 1700 1750 1800 1850 1900

Время (год)

1950

2000 2050

Рисунок 1 — Число групп солнечных пятен (Яд). Вековые минимумы показаны красным цветом. Серая кривая — индекс числа пятен (Я,).

продолженный здесь ряд стал называться международным (Я, = Я^етаНопаг). Безусловно, такие исторические изменения системы подсчета сказались на однородности ряда [6; 18; 19].

С 1990-х гг. доступен индекс числа групп пятен, рассчитанный Хойтом и Ша.ттеном [20-22]: Яд = ^рХЖ^ где N — число наблюдателей, -номинальное число групп пятен, зарегистрированных г-м наблюдателем, к' -поправочный коэффициент для г-го наблюдателя, и 12,08 — нормировочный коэффициент, выбранный так, чтобы среднее значение Яд совпадало со значениями Я,; с 1874 по 1976 г. Индекс к' есть отношение числа групп, наблюдаемых г-м наблюдателем к числу групп, посчитанных в Гринвичской королевской обсерватории. Дискуссия о предпочтительности и сравнение индексов Я, и Яд ведутся и сегодня [7; 16; 23; 24].

На рисунке 1 показаны два самых длинных ряда прямых телескопических наблюдений солнечной активности: число групп солнечных пятен — Яд или GSN индекс и число пятен (Я,). Вековые минимумы на рисунке 1 показаны красным цветом. По всей видимости, сейчас мы также вступаем в эпоху пониженной солнечной активности [25;26]. Можно заметить, что каждый последующий вековой минимум или максимум выше предыдущего. Выделяют также гранд-минимум во второй половине XVII и начале XVIII вв. и гранд-максимум в середине XX в. Также следует отметить значительное расхождение индексов Яд и Я, в догринвичский период.

§ 600

i

со

| 40°

200 -

О

1650 1700

1750

1800 1850 1900 1950 2000 Время (год)

Рисунок 2 — Сверху: интенсивности циклов объединенные в пары четный-нечетный циклы. Серым цветом показаны пары для ряда числа пятен, черным для числа групп пятен. Снизу: Яi и Яд индексы. Цифрами указаны номера циклов согласно цюрихской нумерации.

80

l i -. ' viloiMi1 ' %

m

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010

Время (год)

Рисунок 3 — Широтно-BpeMeHHáH диаграмма магнитных полей Солнца.

Циклы активности пронумерованы согласно цюрихской системе нумерации. Так циклу 1756-1766 гг. присвоен первый номер, а в 2008 году начался текущий 24-й цикл. Для описания солнечной цикличности используют следующие параметры: длина цикла, его высота (амплитуда), мощность (интенсивность) и др. Интенсивность (Int) цикла есть интегральная характеристика -площадь под кривой от минимума до минимума. На рисунке 2 показаны интенсивности циклов для ряда среднегодовых значений Rg (черным цветом) и Ri (серым цветом). Для удобства указаны номера некоторых циклов. Поскольку значения числа пятен и числа групп пятен имеют сильное расхождение в XVII и XVIII веках, то IntRg и IntRi также не совпадают. Интенсивности циклов объединены в пары по принципу нумерации четный-нечетный. Считается, что соседние 11-летние циклы не являются независимыми, а образуют физически связанные пары, состоящие из четного и последующего нечетного (рис. 2), а если же сравнивать четные и предыдущие нечетные, то связи между ними практически нет [27]. Этот принцип называют правилом Гневышева-Оля [28]. Наряду с законом Хейла, он отвечает за 22-летнюю модуляцию солнечной активности.

Широтно-временная диаграмма распределения радиального фотосферно-го магнитного поля (рис. 3) или магнитная диаграмма бабочек [29] демонстрирует несколько характерных свойств солнечной цикличности: законы Шперера, Джоя и Хейла, цикл Швабе, переполюсовку полярного поля. Цветом показаны положительная (желтым) и отрицательная (синим) полярности магнитного поля. Пятна (области сильного биполярного магнитного поля — биполи) всплывают на так называемых королевских широтах. Чем мощнее цикл активности, тем больше размах крыльев бабочки по широте. От низких широт к высоким движутся серджи (surges [30]), которые переносят магнитный поток. Согласно транспортной динамо-теории [31] эти движения обеспечиваются за счет процессов диффузии и меридионального течения, которое направлено по поверхности от экватора к полюсам. Избыток потока от хвостовых пятен биполярных групп вызывает аннигиляцию старого полоидального поля на высоких широтах, что приводит к смене знака крупномасштабного магнитного поля Солнца. Под действием дифференциального течения силовые линии полоидального поля вытягиваются в долготном направлении, формируя азимутальное тороидальное поле.

Согласно теории магнитогидродинамического динамо Солнца [1] всплывающие магнитно-силовые трубки должны закручиваться под действием силы Кориолиса. Кумулятивный эффект описанного процесса приводит к усилению дипольной компоненты магнитного поля, противоположной по знаку старой полоидальной моде, что в свою очередь приводит к переполюсовке магнитного поля. Смещение активных солнечных процессов от средних широт к низким (закон Шперера) в течение цикла описывается распространением так называемой динамо-волны [32; 33].

В итоге, механизм генерации магнитного поля на Солнце можно разделить на две части: трансформация полоидального поля в тороидальное — ^-эффект и превращение тороидального поля в полоидальное а-эффект. Механизм а-эффекта делит динамо-модели на два наиболее популярных подвида: динамо Паркера [34] и динамо Бэбкока-Лейтона [35-37]. В первом случае решаются мгд-уравнения, в которых учитывается воздействие турбулентного течения на магнитное поле. В уравнение для турбулентной электродвижущей силы вводится специальный член, названный альфа-эффектом [38]. Модель Бэбкока-Лейтона является полуэмпирической и изначально не кардинально отличалась от идеи распространения динамо-волн. Миграция тороидального поля в направлении экватора объясняется аналогично идее Паркера, а дрейф полоидальной компоненты магнитного поля обеспечивался за счет переноса под действием супергрануляционной диффузии. Альфа-эффект в модели Бэбкока-Лейтона обеспечивается за счет угла наклона биполей, под действием силы Кориолиса. Кардинальные изменения транспортная модель претерпела с включением меридиональной скорости как ключевого параметра [39], отвечающего за формирование как полоидального поля за счет дрейфа магнитного потока от низких широт к высоким вблизи солнечной поверхности, так и тороидального поля как результат сдвиговой деформации меридионального течения по дну конвективной зоны.

Динамо-модели представляют собой идеализированную картину эволюции магнитного поля звезды, в действительности же следующие друг за другом циклы не только отличаются друг от друга, но даже один и тот же цикл будет иметь разную форму в северном и южном полушарии. Такое явление получило название северо-южная (п-б) асимметрия. На рисунке 4 приведены сглажен-

1880 1900 1920 1940 1960

Время (год)

1980

2000

Рисунок 4 — Сглаженные значения площадей пятен для северного (синим цветом) и южного (красным) полушарий.

30

_ 20 о

^ 10

сс

о.

■ъ о

со

11-10 3-20

• Шперер о Нем-Риб

<30

с> •

%........О

с

*............О

30_I_I_I_I_I_I_I_I_

Т670 1675 1680 1685 1690 1695 1700 1705 1710 1715 1720

Время (год)

Рисунок 5 — Широтно-временная диаграмма пятен с 1671 по 1719-й г. [42].

ные среднемесячные значения площадей пятен1 для северного (синим цветом) и южного (красным цветом) полушарий.

Согласно наблюдениям в Парижской обсерватории экстремально большая п-б асимметрия была в начале XVIII века. В 1889-ом г. широты, на которых появлялись пятна с 1672 по 1710 г., были опубликованы Густавом Шперером [43]. На рисунке 5 эти значения показаны черными точками [42]. Работая с оригинальными манускриптами королевских астрономов обсерватории в Медоне, Жан-Клод Риб и Элизабет Нем-Риб [44] построили широтно-временное распределение пятен с 1671 по 1719 г. К сожалению, рабочие материалы Элизабет

1 Индекс площадей пятен вычисляется с использованием фотографий Солнца в белом свете. Этот индекс главным образом зависит от качества инструмента и четкости изображения [6]. Детальные наблюдения, содержащие информацию о размере, положении групп пятен, проводились Гринвичской королевской обсерваторией с мая 1874-го г. Этот ряд имеет своей основой наблюдения сети обсерваторий, что защищает его от влияния неблагоприятных погодных условий и дает возможность выбирать для обработки лучшую фотогелиограмму из полученных за день. Спустя почти сто лет гринвичская программа была передана Дебреценской гелиофизической обсерватории (Венгрия). Сейчас ряды данных пополняются при участии Национального управления океанических и атмосферных исследований (США). К сожалению, такие административные изменения сказались на однородности данных [17]. Если гринвичский каталог составлялся по наблюдениям, полученным на однотипных инструментах с примерно одинаковыми размерами изображений, то современные данные отличаются по формату, процедуре обработки, требуют введения поправочных коэффициентов. Заметим, что данные гринвичских каталогов хорошо согласуются с данными продолжающихся наблюдений на Кисловодской горной станции ГАС ГАО РАН [17; 40; 41]

Нем-Риб утеряны. Вакеро с соавторами [42] оцифровали знаменитую бабочку из [44, верхний график на рис. 6]. На рисунке 5 эти значения показаны красными кружками. Видно, что до 1710-го г. крылья бабочек сильно асимметричны относительно линии экватора.

Актуальность проблемы Асимметрия широтно-временного распределения пятен в минимуме Маундера (ММ) означает, что и процесс генерации магнитного поля в подфотосферных слоях Солнца также асимметричен. Теория динамо пытается воспроизвести MM [31;45-50, и др.], но не может объяснить [51] какие физические процессы приводят к резкому подавлению пятнооб-разования, вырождению цикла и уже упомянутой широтной асимметрии на фазе восстановления. Например, для транспортной динамо-модели в режиме преобладания процесса диффузии над процессом переноса (адвекции), ММ можно воспроизвести посредством подавления меридиональной циркуляции [52]. Однако подобные подходы неизбежно рождают вопрос о том какие физические причины вызывают столь сильные, качественные изменения параметров моделей.

Очевидно, что теория должна основываться на достоверных экспериментальных данных. К сожалению, данные о солнечной активности в прошлом часто оказываются неполными, неточными или просто утраченными. Ревизия индексов пятнообразования выявила неоднократное нарушение однородности временных рядов [13; 14; 53; 54]. В настоящее время ведется активная работа по повторной калибровке наблюдательных данных — ежегодно с 2011-го г. проводится научная конференция для поиска решений по устранению систематических ошибок при сведении воедино наблюдательных данных из разных источников (http : //ssnworkshop.wikia.com/wiki/Home). С новыми силами разгорелась дискуссия [55-58] о характере солнечной активности в течение минимума Маундера (см. главу 5).

На рисунке 6 продемонстрированы результаты двух методов анализа базы данных, составленной Хойтом и Шаттеном, ежедневных значений номинального (т.е. без использования каких-либо поправочных коэффициентов) числа групп пятен Gi для каждого наблюдателя, начиная с 1610-го г. Заливкой голубого цвета изображен классический индекс среднегодовых значений числа групп солнечных пятен GSN (или Rg), согласно реконструкции Хойта и Шат-тена, (H&S) [22]. Данная реконструкция солнечной активности демонстрирует

1610 1650 1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000

Время (год)

Рисунок 6 — Число групп солнечных пятен GSN, согласно реконструкции Хой-та и Шаттена, (Н&Б) [22] и число групп GN, согласно Свальгарду и Шаттену (Б&Б) [59].

существование в истории Солнца (1) 70-летнего периода (1645-1715 гг.) полной остановки 11-летнего цикла (гранд-минимум) и (11) периода гранд-максимума активности, начиная с 1940-х гг. Малиновым цветом показан ряд числа групп GN, составленный Свальгардом и Шаттеном (Б&Б) [59]. В свою очередь этот временной ряд не обнаруживает ни гранд-максимума, ни остановку пятнооб-разования в XVII веке. Таким образом, вопрос о том, как вела себя солнечная активность в течение минимума Маундера остается открытым. Ответ на него актуален не только для физики Солнца, но и в целом для астрофизики, поскольку является прецедентом перехода магнитоактивной звезды в "спящее" состояние.

Основная проблема реконструкции циклов активности, состоит в отсутствии непрерывного мониторинга пятнообразования в прошлом. Более того, несмотря на то, что за многие годы развития астрофизики и особенно в современную эпоху, когда накоплен огромный банк высокоточных измерений солнечной активности по спутниковым и наземным наблюдениям, разработаны сложные модели динамо-процессов, предположительно играющих ведущую роль в генерации магнитного поля звезды, описание солнечной активности не является полным, а ее предсказание и вовсе редко венчается успехом. В частности, разброс в предсказании амплитуды 24-го цикла (рис. 7) в работах разных авторов огромен [60].

На рисунке 8 изображены значения напряженности полярного поля Солнца в северном (синим цветом) и южном (красным цветом) полушариях по данным Вилкокской обсерватории. Тонкие кривые соответствуют усредненным ежедневным измерениям полярных полей в окне размером 30 дней со скваж-

Рисунок 7 — Разброс предсказаний амплитуды 24-го солнечного цикла. Рисунок взят из работы [60].

1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015

Время (год)

Рисунок 8 — Напряженность полярного поля по данным Вилкокской обсерватории.

ностью в 10 дней. Толстые кривые — результат низкочастотной фильтрации для устранения годовой волны из-за геометрических проекционных эффектов. По данным Вилкокской обсерватории смена знака полярного поля в южном полушарии произошла в мае 2013 г. Уже сейчас значения поля на юге близки к максимальной величине поля за предыдущий полярный цикл с 2000 по 2013 г. Поле же в северном полушарии испытывает небольшие вариации возле нулевого значения. Магнитограммы Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН по состоянию на октябрь 2015 г. свидетельствуют о присутствии значительного количества областей старого полярного поля в северном полушарии. Иными словами, переполюсовка запаздывает и налицо сильная асимметрия.

Корреляционный анализ косвенных данных о напряженности крупномасштабного магнитного поля и амплитуд солнечных циклов [61-64] утверждает, что магнитное поле на полюсах в минимуме активности является прогнозирующим параметром (предиктором) амплитуды следующего солнечного цикла. Неизбежно рождается ряд вопросов: не приведет ли наблюдаемая асимметрия полярного поля к повторению минимума Маундера, когда активно было лишь одно полушарие и является ли прекращение и асимметричное возобновление пятнообразования звезды реальным физическим явлением?

Целью данной работы является установление причин, влияющих на вариации магнитных полей Солнца на высоких широтах, и ответ на вопрос являются ли прекращение и асимметричное возобновление солнечной активности, и связанные с ними особенности генерации магнитных полей звезды в полушариях, реальными физическими явлениями.

Руководствуясь данной целью проведено детальное изучение исторических архивов и современных данных о наблюдении пятен на Солнце и анализ пространственно-временных закономерностей солнечного цикла на низких и высоких широтах, начиная с 1610-го года и охватывая минимум Маундера, Дальтона, Гляйсберга и текущий период пониженной солнечной активности.

Для достижения поставленной цели необходимо было решить следующие задачи:

1. Провести исследование фазовой асимметрии пятнообразования между северным и южным полушариями по данным наблюдений Кэрринг-тона, Шперера, Штаудахера, Гамильтона, Гимингама и гринвичского каталога;

2. Исследовать поведение солнечной активности в преддверии вековых минимумов, в частности, в преддверии минимума Дальтона;

3. Исследовать пространственно-временные соотношения между импульсами пятнообразования и вариациями полярного магнитного поля;

4. Провести анализ циклов пятнообразования и полярных циклов по косвенным данным на длительном (вековом) интервале времени;

5. Исследовать поведение солнечной активности по данным базы числа групп солнечных пятен Хойта и Шаттена и историческим архивам о наблюдении Солнца XVII-XVIII веков.

Используемые данные

Для решения поставленных в рамках диссертации задач использовались следующие данные:

1. каталог числа групп солнечных пятен GSN или Rg (версия 1) Хойта и Шаттена [22]:

- источник: National Geophysical Data Center (NOAA/NGDC) http : //www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/;

2. каталог числа групп солнечных пятен GN (версия 2) [59]:

- источник: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Brussels http : //www.sidc.be/silso/groupnumber;

3. индекс числа солнечных пятен или числа Вольфа R¡ (версия 1):

- источник: Solar Influences Data Analysis Center (SIDC)/ Sunspot Index and Long-term Solar Observations (SILSO)

http : //www.sidc.be/silso/home;

4. каталог числа солнечных пятен SN (версия 2) [13]:

- источник: WDC-SILSO, Royal Observatory of Belgium, Brussels http : //www.sidc.be/silso/datafiles;

5. значения длин солнечных циклов для сглаженных среднемесячных значений числа пятен:

- источник: National Geophysical Data Center (NOAA/NGDC) http : //www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/;

6. индекс площадей солнечных пятен:

- источник: Royal Greenwich Observatory, United States Air Force, National Aeronautics and Space Administration

(RGO/USAF/NOAA)

http : //solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml;

7. пересмотренный гринвичский фото-каталог:

— источник: Debrecen Heliophysical Observatiry (DHO) http : //f enyi.solarobs.unideb.hu;

8. архив фотогелиограмм:

— источник: Горная астрономическая станция Главной астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАС ГАО РАН)

http : //en.solarstation.ru;

9. каталоги синоптических карт, построенные по ежедневным измерениям магнитного поля Солнца [65-67]:

источники:

— Горная астрономическая станция Главной астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАС ГАО РАН)

http : //en.solarstation.ru;

— Kitt Peak National Solar Observatory (NSO/SOLIS data) http : //solis.nso.edu;

— Solar and Heliospheric Observatory/Michelson Doppler Imager (SOHO/MDI)

http : //soi.stanf ord.edu;

10. "суперсиноптическая" карта магнитных полей Солнца по данным до-плеровского метода измерения скорости [68; 69]:

— источник: Mount Wilson Observatory http : //obs.astro.ucla.edu;

11. значения напряженности полярного магнитного поля северного и южного полушарий [70; 71]:

— источник: Wilcox Solar Observatory (WSO) http : //wso.stanford.edu;

12. снимки Солнца в жестком ультрафиолете [72]:

— источник: the STEREO-SECCHI extreme ultraviolet imager (EUVI)

http : //stereo.gsfc.nasa.gov;

13. синтетический ряд среднегодовых значений числа полярных факелов [73; 74]:

— источник: Пулковская обсерватория (ГАО РАН) http : //www.gao.spb.ru/database/esai/v;

14. усредненный ряд числа полярных факелов [75]:

— данные предоставлены Андресом Муньос-Харамильо, Стен-форд, США;

15. гелиографические координаты положения пятен с 1671 по 1719 гг. [42]:

— источник: Historical Archive of Sunspot Observations (HASO) http : //haso.unex.es;

16. гелиографические координаты положения пятен по наблюдениям Галилея 1612 г. [76]:

— источник: Historical Archive of Sunspot Observations (HASO) http : //haso.unex.es;

17. гелиографические координаты положения пятен по наблюдениям Кэр-рингтона [77] 1853-1961 гг. и Шперера [78-82] 1861-1894 гг.:

— данные предоставлены Илкой Туоминеном, Обсерватория Хельсинки, Финляндия;

18. гелиографические координаты положения пятен по наблюдениям Шта-удахера 1749-1796 гг. [83;84]:

— данные предоставлены Райнером Арльтом, Потсдамский астрофизический институт, Германия;

19. гелиографические координаты положения пятен по наблюдениям Гамильтона и Гимингама 1795-1797 гг. [85]:

— данные предоставлены Райнером Арльтом, Потсдамский астрофизический институт, Германия;

20. число групп пятен по наблюдениям Маркграфа в 1637 г. [86];

21. индекс полярной сетки [64].

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Предложена мера для оценки фазового рассогласования пятнообразо-вания в полушариях Солнца на каждом шаге по времени. Чередование лидирования между северным и южным полушариями подчиняется вековому ходу и находится в противофазе с колебаниями магнитного экватора, определяемого по широтному распределению пятен.

2. Существование длинного цикла активности в преддверии минимума Дальтона. Схожесть тонкой структуры циклов 23 и 4 в преддверии вековых минимумов. Причиной появления пятен на высоких широтах на фазе спада 4-го цикла активности является импульс пятнообразования.

3. Модель широтно-временной эволюции для плотностей распределения нескомпенсированного магнитного потока от импульсов пятнообразо-вания. Причиной ослабления полярного магнитного поля в минимуме циклов 23/24 являются слабые импульсы пятнообразования в цикле 23. Чередование серджей старой и новой полярности к полюсам есть результат широтного распределения импульсов пятнообразования, но не вариаций скорости меридиональной циркуляции.

4. Связь напряженности полярного магнитного поля Солнца с предыдущим циклом пятнообразования. Чем слабее/сильнее цикл пятнообра-зования, тем слабее/сильнее полярное поле, создаваемое в ходе данного цикла пятенной активности. Амплитудные соотношения в четно-нечетных и нечетно-четных парах циклов пятнообразования сохраняются и для полярных циклов.

5. Сценарий поведения солнечной активности с 1610 по 1720-й г., согласно которому минимум Маундера является вековым минимумом с не прекращавшейся 11-летней цикличностью.

Научная новизна:

Все защищаемые положения являются оригинальными. Результаты, положенные в их основу, получены впервые.

1. Впервые использована идея синхронизации для описания североюжной асимметрии пятнообразования. Впервые для анализа асимметрии солнечной цикличности привлечены методики кросс-рекуррентного и кросс-вейвлетного анализа.

2. Для доказательства сохранения цюрихской нумерации солнечных циклов впервые использовано широтно-временное распределение пятен по данным наблюдений Штаудахера, Гамильтона и Гимингама.

3. Предложена оригинальная расчетная схема для оценки мощности сер-джей от импульсов пятнообразования к полюсам Солнца.

4. Данные числа полярных факелов в полушариях с 1906-го г. впервые использованы для проверки правила Гневышева-Оля для полярных циклов Солнца.

5. Впервые проведена масштабная ревизия исторических архивов о наблюдении пятен, начиная с 1610-го г., включая минимум Маундера и преддверие минимума Дальтона. Представленная работа включает в себя анализ исторических архивов для каждого наблюдателя в отдельности, без использования готового индекса числа групп пятен.

Научная и практическая значимость

Совокупность результатов, представленных в диссертации, является итогом работы с историческими архивами Штаудахера, Кэррингтона, Шперера, Дергама, Фламстида, Кассини, Ля Ира, Пикара, Гевелия, Гассенди, Шайнера, Галилея и многих других, посредством извлечения информации из зарисовок, текстовых и табличных источников информации. Проведена работа с архивами о наблюдении Солнца на языке источников: латинском, французском, немецком, английском языках. Проведенные исследования являются уникальными, поскольку столь масштабный пересмотр и анализ исторических архивов ведется для каждого наблюдателя в отдельности и не сводится лишь к анализу готовых индексов активности.

Важно, что по инфракрасным спектральным наблюдениям Национальной солнечной обсерватории в Китт Пик (США) в течение нескольких последних лет напряженность магнитного поля в пятнах в среднем уменьшается и ситуация близка [26; 87] к полному исчезновению пятен (см. обсуждение в [88; 89]). Таким образом, установление истинного характера пятнообразования в преддверии и в течение периодов пониженной активности — вековых минимумов — является значимым и востребованным для объяснения поведения солнечной активности, вариации которой, в свою очередь, связывают с глобальными изменениями космической погоды и климата.

Список литературы диссертационного исследования доктор наук Золотова Надежда Валерьевна, 2016 год

- -

111111-1-11111

8 о 1_

4 Ф 4 с; О с

0 Ф

x 10'

1910 1920

22

1930

1940

1950

1960

1970

1980

1990

2000

2010

(б) -

14 1 20 -

23

-

-4 5

I

о ® -8 2

ф с; о

с

ф

о

1910

1920

1930

1940

1950 1960 Время (год)

1970

1980

1990

2000

2010

Рисунок 4.2 — а) Магнитный поток (магнитное поле) на полюсах: в северном полушарии — синим цветом, в южном полушарии — красным цветом. б) Сумма абсолютных значений магнитного потока (поля) на полюсах. Данные предоставлены Андресом Муньос-Харамильо [75].

ны полярные циклы (см. раздел 3.1). Сильные магнитные поля соответствуют 15, 17, 18, и 19-му полярным циклам.

На рисунке 4.3 показаны графики зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности (см. поясняющий рисунок 3.1). Графики взяты из работ [62; 63]. Рисунок 4.3 (а) — для всего диска Солнца, рисунок 4.3 (б) — раздельно по полушариям. В качестве индекса пятенной активности используются площади пятен (А), РГ — абсолютное значение магнитного потока. Для рисунка 4.3 (а) РГ есть сумма абсолютных значений полярного потока северного (п) и южного (й) полушарий Солнца: РГ = аЬв(РГп) + аЬв(РГ3). Для рисунка 4.3 (б) синим цветом показаны значения аЬв(РГп) и красным цветом -аЬв(РГ8), площади А также раздельно по полушариям. Цифры соответствуют номеру N + 1 цикла пятнообразования. Тонкие горизонтальные линии соответствуют величине ошибки, пунктирные линии есть линейная аппроксимация методом наименьших модулей. Авторы [62; 63] получили коэффициент корреляции РГN и 0,69 для всего диска Солнца, а для РГN и АN — 0,19. Иными словами, утверждается существование связи полярного поля N в минимуме активности и амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1, и отсутствие связи с амплитудой предыдущего цикла активности N. Однако, до-

8

0

(а) з.5

6 и т 2 3 4

22 п,- 22

X 10 PF X 10

Рисунок 4.3 — Графики зависимости амплитуды следующего цикла пятнообра-зования N +1 от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности: а) для всего диска Солнца (рисунок взят из работы [62]), б) раздельно для северного (синим цветом) и южного (красным цветом) полушарий (рисунок взят из работы [63]). Цифры соответствуют номеру N + 1 цикла пятнообразования. Пунктирная линия — линейная аппроксимация.

множение амплитуды предыдущего цикла на среднее-взвешенное (нормировка на площадь группы) значение тильт-угла групп пятен увеличило коэффициент корреляции Р^я и Ая до 0,74 [63].

В заключении заметим, что в работе [281] график зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности разительно отличается от рисунка 4.3 (а), что удивительно, поскольку в обоих случаях использовался один о тот же массив данных о числе полярных факелов [311-315].

4.3 Данные обсерватории Кодайканал: индекс полярной сетки

Другим источником косвенной информации о величине магнитного поля на полюсах являются яркие элементы хромосферной сетки. В этом случае

Рисунок 4.4 — а) PNI-индекс — сплошные кривые, число полярных факелов [75] — пунктирные кривые, с 1909 по 1990-й г. Синим цветом показано северное полушарие, красным — южное. б) График зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 от величины полярного поля N в минимуме активности. Цифры соответствуют номеру N + 1 цикла пятнообразования. Прямая линия — линейная аппроксимация. Рисунок взят из работы [64].

подсчитывается площадь ярких площадок в приполярных областях Солнца, например, по данным Са-К спектрогелиограмм [64]. В итоге получается так называемый индекс полярной сетки (polar network index — PNI). Сравнение этого индекса с числом полярных факелов [75] обнаруживает их сходство (рис. 4.4 a), за исключением периода около 1945-го г. Авторы [64] объясняют этот факт отсутствием спектрогелиограмм надлежащего качества в этот период времени. В согласии с индексом числа полярных факелов индекс хромосферной сетки также указывает на сильную асимметрию поля в полярном цикле 19.

На рисунке 4.4 (б) представлен график зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N+1 от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности. В качестве индекса пятнообразования используются площади пятен (A), цифрами обозначены N + 1 циклы пятнообразования. Рисунок взят из работы [64]. Данная диаграмма рассеяния заметно отличается от рисунка 4.3 (а) и скорее указывает на антикорреляцию PNIn и AN+i. Однако авторы [64] предлагают исключить из анализа точки 16, 18 и 21 (рис. 4.4 б), аргументируя свое решение тем, что в 1943 и 1975-м гг. отсутствуют спектро-гелиограммы надлежащего качества. Почему нужно исключить точку 16 не указывается. Коэффициент корреляции по оставшимся 4-м точкам равен 0,96, сделан вывод о связи полярного поля в минимуме активности и следующего

цикла пятнообразования. Заметим, что на наш взгляд, подобная интерпретация результатов анализа, когда порядка 50% точек и без того крайне бедной статистики исключается из рассмотрения, чревата получением ложного вывода.

4.4 Данные Кословодской горной астрономической станции, А—индекс

Среднемесячные значения числа полярных факелов по снимкам, сделанным в белом свете на Кисловодской горной астрономической станции, доступны с 1960-го г. [316]. Сравнивая число полярных факелов с числом и площадью солнечных пятен, Макаров с соавторами [316; 317] пришли к выводу, что существует тесная взаимосвязь между полярным циклом N и следующим циклом пятнообразования N +1.

Для описания вариаций крупномасштабного магнитного поля Солнца был предложен индекс А, представляющий собой сумму интенсивностей дипольной и октупольной компонент из разложения по сферическим гармоникам магнитных данных На синоптических карт. Оказалось, что А-индекс почти идеально повторяет форму циклов пятнообразования [318, рис. 1]. Отметим, однако, что процедура реконструкции нейтральной линии по синоптическим картам, предложенная Макаровым с соавторами [319] критиковалась [320].

В работе [281] А-индекс использован как мера напряженности полярного поля в минимуме активности. На рисунке 4.5 показаны графики зависимости амплитуды предыдущего цикла пятнообразования N (рис. 4.5 а) и амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 (рис. 4.5 б) от величины дипольного момента N в минимуме активности. Черные точки соответствуют величине дипольного момента, рассчитанной по прямым измерениям напряженности магнитного поля, белые точки — с использованием А-индекса. Авторы работы [281] делают вывод об отсутствии взаимосвязи полярного поля с предыдущим циклом пятнообразования (рис. 4.5 а) и о существовании таковой со следующим циклом (рис. 4.5 б).

Дипольный Ш!^^) Дипольный момент(N)

Рисунок 4.5 — Графики зависимости амплитуды предыдущего цикла пятно-образования N (а) и амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 (б) от величины дипольного момента N в минимуме активности. Черные точки соответствуют величине дипольного момента, рассчитанной по прямым измерениям напряженности магнитного поля, белые точки — с использованием А-индекса. Квадратик соответствует 24-му циклу активности. Рисунок взят из работы [281].

В итоге, несмотря на отсутствие прочной физической базы и нехватку наблюдательных данных, считается, что полярное поле в минимуме пятенной активности [7; 61; 281] или за три года до него [25] определяет высоту следующего цикла пятнообразования, а вот связь полярного поля и предыдущего цикла солнечных пятен не прослеживается, так как величина полярного поля регулируется скоростью меридиональной циркуляции [250; 251; 286], а появление так называемых плюмов и вовсе сводит на нет возможность проследить взаимосвязь полярных циклов и предыдущих циклов пятнообразования [297].

4.5 Полярные факелы и циклы пятнообразования

В главе 3 мы привели доводы в пользу того, что мощность волн (серджей), переносящих магнитный поток от низких широт к полюсам, главным образом зависит от популяции солнечных пятен. Тогда можно ожидать, что вариации

1960 Время (год)

2000

о

о

с

Рисунок 4.6 — Индекс числа солнечных пятен Щ и магнитный поток по данным работы [75]. Цифрами обозначены номера циклов пятнообразования и полярные циклы. Тонкие серые линии объединяют циклы в пары.

полярного поля зависят от мощности предыдущего цикла пятнообразования. Данный раздел посвящен проверке этой гипотезы.

Для анализа будут использованы (рис. 4.6) ряд среднегодовых значений числа пятен Щ (черная кривая) и ряд числа полярных факелов (в единицах магнитного поля или магнитного потока), предоставленный Андресом Муньос-Харамильо [75] (оранжевая кривая). Цифрами обозначены номера циклов пятнообразования и полярные циклы (см. рис. 3.1). Пропуски в данных заполнены средними значениями соседних величин. Уже на первый взгляд видно, что ход обеих кривых качественно схож. Тонкие серые линии объединяют циклы в пары. На фазе роста векового цикла полярные циклы и циклы пятнообразования возрастают, на фазе спада — уменьшаются.

На рисунке 4.7 (а) черным цветом показан ход максимальных значений среднегодового индекса числа пятен Щ, оранжевым цветом — величина магнитного потока за три года до минимума (т.е. в соответствии с идеей [25]) пятенной активности. Для удобства схематическое изображение полярного цикла и циклов пятнообразования дано в верхнем правом углу графика. Отметим, что вариации Щ и РГ довольно схожи. Рост/спад амплитуды циклов пятнообразования сопровождается ростом/спадом величины магнитного потока на полюсах. Таким образом, имеет место быть следующая простая закономерность — чем сильнее/слабее цикл пятнообразования N, тем, соответственно, сильнее/слабее полярный цикл N. Если посмотреть на график 3.10, можно заметить, что момент времени приблизительно за три года до минимума пятенной активно-

Рисунок 4.7 — а) Максимальные значения среднегодового индекса числа пятен ^ (черным цветом), значения магнитного потока на полюсах за три года до минимума пятнообразования (оранжевым цветом). Схематическое изображение полярного и пятенного циклов дано в верхнем правом углу графика. б) График зависимости амплитуды предыдущего цикла пятнообразования N от величины полярного поля N за три года до минимума пятенной активности. Цифры соответствуют номеру цикла пятнообразования N. в) График зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N + 1 от величины полярного поля N за три года до минимума пятенной активности. Цифры соответствуют номеру цикла пятнообразования N +1. Красным цветом указан коэффициент корреляции.

сти как раз соответствует времени, когда высоких широт достигают мощные серджи от цикла пятнообразования N.

Однако количественно вариации РГ не идентичны вариациям Щ. Если общий линейный тренд Щ демонстрирует небольшую тенденцию роста, то РГ, наоборот, тенденцию к спаду. Дело в том, что магнитный поток новой полярности, создаваемый в ходе цикла пятнообразования N, не полностью тратится на создание нового полярного цикла N, часть потока расходуется на "уничтожение" старого полярного цикла N — 1. Таким образом, РГ15 достигает большой величины не только потому что импульсы 15-го цикла пятнообразования мощнее импульсов 14-го цикла (рис. 3.20 а), а еще и потому что полярное поле РГ14 невелико, а, следовательно, немного магнитного потока будет потеряно на нейтрализацию старого полярного цикла. 16-му же циклу пятнообразова-ния пришлось потратить значительную часть своего бюджета на аннигиляцию старого полярного потока, и так далее. Аналогично и магнитное поле 23-го полярного цикла на 35-40% слабее поля предыдущего полярного цикла не только потому что импульсы 23-го цикла пятнообразования на ^30% слабее импульсов 22-го цикла (см. раздел 3.8), а еще и потому, что часть магнитного потока была потрачена на подавление старого полярного поля [29].

Безусловно, данные рассуждения слишком просты, чтобы объяснить и количественно просчитать все вариации полярного поля, потому что влияние будут оказывать и другие многочисленные факторы, такие как количество и мощность серджей старой полярности, мощность первых импульсов пятнооб-разования в цикле, когда группы пятен появляются на высоких широтах, и благодаря закону Джоя мощность первых серджей увеличивается (иными словами, чем короче ветвь роста цикла пятнообразования (см. правило Вальдмай-ера [185;208]), тем мощнее серджи).

Схожесть вариаций Я{ и РГ на рисунке 4.7 (а) позволяет подытожить, что бюджет полярного поля N главным образом обеспечивается мощностью предыдущего цикла пятнообразования [29], а не вариациями скорости меридионального течения (см. главу 3).

На рисунке 4.7 (б) представлен график зависимости амплитуды предыдущего цикла пятнообразования N от величины полярного поля N за три года до минимума пятенной активности. Коэффициент корреляции равен 0,55. На рисунке 4.7 (в) приведена диаграмма рассеяния для РГ и следующего цик-

ла пятнообразования. Коэффициент корреляции равен -0,45. В обоих случаях корреляционный анализ не обнаруживает тесной взаимосвязи PF и

Рисунок 4.8 аналогичен предыдущему с той лишь разницей, что значения PF теперь взяты в моменты минимумов (т.е. согласно идее [61; 306]) пятенной активности Солнца. Аналогично предыдущему случаю, рост/спад амплитуды циклов пятнообразования N сопровождается ростом/спадом величины магнитного потока N на полюсах, за исключением 19-го цикла [112]. Причины этого рассогласования будут рассмотрены подробнее в разделе 4.8.

На рисунках 4.8 (б) и 4.8 (в) изображены диаграммы рассеяния для полярного магнитного потока в минимуме пятенной активности и амплитуды предыдущего/следующего цикла пятнообразования, соответственно. Как и в предыдущем случае (рис. 4.7), корреляционный анализ не обнаруживает тесной взаимосвязи PF и Ri.

Из-за того, что количество точек рассматриваемых временных рядов составляет лишь 10 единиц, величина коэффициента корреляции критически зависит от каждой точки. Так, если на графике 4.8 (в) исключить из анализа точку за номером 19, то коэффициент корреляции вместо 0,62 будет равен 0,33. Таким образом, при недостатке данных корреляционный анализ может привести к неверным выводам [112].

Тестовый пример на рисунке 4.9 демонстрирует как сильно коэффициент корреляции меняется в зависимости от небольших различий используемых функций. Для анализа выбрана простая гармоническая функция с линейным растущим трендом ¡increase (черная кривая) и с линейным спадающим трендом fdecrease. Длина каждого ряда составляет 21 значение, что вдвое длиннее, чем ряды Ri и PF. На рисунке 4.9 (а) линейный тренд в fdecrease на 25% более крутой, чем на рисунке 4.9 (б), разница же в значении коэффициента корреляции составляет 35%. Если бы длина тестируемых функций составляла 210 значений, то коэффициенты корреляции составляли бы 0,96 и 0,94. Таким образом, коэффициент корреляции не является мерой сходства вариаций на коротких временных рядах [112].

Поскольку многие методы анализа требуют достаточно длинных рядов наблюдательных данных, то наиболее простыми и действенным способом сравнения коротких рядов является просто визуальный анализ. Так простое сопоставление фазовых n-s расстроек в циклах пятнообразования 20-23 и запаздываний

ОС X

со Е

СЗ 200

100

18 19 20

Номер цикла

250

□С 200 X

со

150

100

(б) 19

21

22 18

17

23 15

20

16

14 ^=0,15

PF

х 10

6

22

280

260

240

+

220

ОС

X 200

со

Е 180

160

140

120

(в) 19

21 22 18

17

2315

20

^^=0,62 16

PF

(N)

х 102

Рисунок 4.8 — а) Максимальные значения среднегодового индекса числа пятен ^ (черным цветом), значения магнитного потока на полюсах в минимумах пят-нообразования (оранжевым цветом). Схематическое изображение полярного и пятенного циклов дано в верхнем правом углу графика. б) График зависимости амплитуды предыдущего цикла пятнообразования N от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности. Цифры соответствуют номеру цикла пятнообразования N. в) График зависимости амплитуды следующего цикла пятнообразования N +1 от величины полярного поля N в минимуме пятенной активности. Цифры соответствуют номеру цикла пятнообразования N + 1. Красным цветом указан коэффициент корреляции.

2

3

4

5

2

3

4

5

3 1 1 1 1 1 1 3 3 Г

(a) -

й 1—Г 2 - * /Ч \ 2 с 1—г Й |—|г 2 -

^ - 7 А \ /и / /\\ / " ^ -

S ьн 1 - J f \ \ / \\ / / \\ 1 1 s f S 1 -

R с с с

s

< 0 - t \ ' V* \ / 0< < 0 -

-1 Corr = 0.39 -

-1 1 ....... -1 -1

12 Время

16 20

12 Время

16 20

2 с

£

1 s

1 ч с S 0 <

-1

Рисунок 4.9 — Две гармонические функции fdecrease и fincrease• На графике (а) линейный тренд в fdecrease на 25% более крутой, чем на графике (б). Красным цветом указан коэффициент корреляции.

8

4

0

4

8

между переполюсовками в северном и южном полушарии Солнца, позволили установить, что знак северо-южной асимметрии в циклах пятнообразования сохраняется и для полярных циклов [177]. Поскольку северо-южная асимметрия довольно тонкое свойство солнечной активности, то его довольно сложно проследить по косвенным данным о напряженности полярного поля Солнца. Чтобы убедиться в схожести пятенных и полярных циклов можно проверить выполнение другого статистического правила, например, правила Гневышева-Оля.

4.6 Правило Гневышева—Оля в циклах пятнообразования

Поскольку солнечная активность имеет циклический характер, то, для удобства, Рудольф Вольф ввел нумерацию циклов. Принято, что 1-й цикл начался в 1755-м г. Согласно нумерации циклов, их можно разделить на четные и нечетные. Сравнивая параметры циклов с 9-го по 15-й, Тернер [321; 322] заметил, что нечетные циклы 9, 11 и 13 в среднем выше четных циклов 10, 12 и 14, а пятна нечетных циклов в среднем больше по размеру и находятся на 1° выше по широте по сравнению с пятнами четных циклов. Тернер предположил, что основной период пятнообразования равен 23 года, и предложил ввести органи-

Рисунок 4.10 — Схематический рисунок Тернера [321; 322], иллюстрирующий полный 23-х летний солнечный цикл, состоящий из первого более мощного цикла пятнообразования и следующего за ним более слабого цикла.

зацию циклов в пары, начиная с более сильного нечетного: 9-10, 11-12, 13-14, 15-... (рис. 4.10).

Спустя несколько десятилетий Гневышев и Оль [27; 28] проанализировали кумулятивные суммы от минимума до минимума годовых значений чисел Вольфа (интенсивности циклов) вплоть до 21-го цикла активности. Они разделили циклы на два временных ряда по принципу четности и посчитали линейную корреляцию. Так для нечетных циклов 1-19 и последующих четных 2-20 коэффициент корреляции равен 0,54, а для четных циклов 2-20 и последующих нечетных 3-21 — 0,4, но без пары циклов 4-5, коэффициент корреляции возрастает до значения 0,95. Гневышев и Оль сделали вывод о существовании статистической связи в четно-нечетных парах и об ее отсутствии в нечетно-четных парах. Таким образом, увеличение статистики привело к противоположному результату. Если Тернер предполагал, что циклы организованы в пары по принципу нечетный-четный, то Гневышев и Оль, наоборот, четный-нечетный.

Это противоречие в результатах есть прямое следствие проиллюстрированного в предыдущей главе довода о том, что даже малое изменение статистики коротких временных рядов может кардинально изменить результат. Далее мы продемонстрируем как добавление еще всего двух точек (циклов 22 и 23) снова сделает объединение циклов в пары нечетный-четный более предпочтительным, чем в пары четный-нечетный.

На рисунке 4.11 представлены результаты корреляционного анализа для двух случаев: последовательность четных циклов опережает последовательность нечетных циклов (рис. 4.11 а) и, наоборот, последовательность нечет-

Время (год)

Рисунок 4.11 — Интенсивности солнечных циклов. Четные циклы соединены сплошной кривой, нечетные — пунктирной. Номера циклов соответствует цюрихской нумерации. Для выделенных серым и желтым цветом временных отрезков посчитаны коэффициенты корреляции: а) для четных циклов и следующих за ними нечетных, б) наоборот, для нечетных циклов и следующих за ними четных.

ных циклов опережает последовательность четных (рис. 4.11 б). Четные циклы соединены сплошной линией, нечетные — пунктирной. Черными точками показаны интенсивности циклов пятнообразования, посчитанные по среднегодовым значениям числа групп пятен Rg, дополненные значениями числа пятен Ri после 1995-го г. Серые и желтые блоки соответствуют интервалам времени, для которых посчитаны коэффициенты корреляции. Так для четно-нечетной последовательности циклов с -2-го по 23-й (рис. 4.11 а) коэффициент корреляции равен 0,66, а для нечетно-четной последовательности с -3-го цикла по 22-й — 0,83. Столь высокое значение коэффициента корреляции в последнем случае не позволяет утверждать, что между нечетным и последующим четным циклами отсутствует статистическая связь по сравнению с четно-нечетной очередностью [120]. Высокие значения коэффициентов корреляции для четно-нечетной и нечетно-четной последовательностей ранее были получены Тлатовым [323].

Подчеркнем, что дальнейшее увеличение длины ряда солнечных циклов может привести к дальнейшим колебаниям коэффициентов корреляции, что, в свою очередь, не есть критерий наличия или отсутствия связи между соседними циклами, но есть следствие чувствительности корреляционного анализа к малейшим изменениям статистики коротких временных рядов.

Поиск статистических связей между соседними солнечными циклами начался задолго до привлечения корреляционного анализа. Так называемый четно-нечетный эффект (even-odd effect) основан на сопоставлении интенсив-ностей или амплитуд в паре соседних циклов. Как уже упоминалось, Тернер предполагал, что солнечные циклы организованы в пары нечетный-четный, причем нечетный больше четного (рис. 4.10), а Гневышев и Оль отстаивали четно-нечетную парность, в которой первый цикл слабее второго, и опровергали существование статистической и физической связи между нечетным и последующим четным циклами. Строго говоря, необходимо отличать правило Гневышева-Оля, основанное на корреляционном анализе от четно-нечетного эффекта, поскольку отношение мощностей в паре циклов может менять знак, а коэффициент корреляции при этом останется довольно высоким (рис. 4.11). Однако в настоящее время разница определений правила Гневышева-Оля и четно-нечетного эффекта стерлась.

Мурсула с соавторами [324] показали, что до минимума Дальтона четно-нечетный эффект выполняется с фазовым сдвигом, то есть не выполняется в его

классической формулировке. Позднее это было подтверждено Тлатовым [323], который сравнивал величины среднего ежедневного числа групп пятен за цикл пятнообразования и обнаружил, что данная величина в циклах с 10-го о 21-й больше для нечетных циклов по сравнению с предшествующими четными, а в парах циклов до минимума Дальтона и в паре 22-23, наоборот, четные циклы доминируют над последующими нечетными. Было выдвинуто предположение, что четно-нечетный эффект меняет знак (нарушается) с периодом порядка 21-го цикла (^230 лет [323;325]). Действительно, из рисунка 4.11 также видно, что до минимума Дальтона кривая, соединяющая интенсивности четных циклов, лежит выше кривой для нечетных циклов, а после минимума Дальтона, наоборот. Однако с -4-го по 3-й цикл активности индексы ^ и Яд настолько сильно различаются (рис. 2), что нельзя с уверенностью говорить о доминировании интенсивности четных циклов над нечетными в этот промежуток времени [119].

На рисунке 4.12 продемонстрировано, что организация циклов в пары согласно Тернеру [321; 322] также меняет знак, как и четно-нечетный эффект. На рисунке 4.12 (а) представлено схематическое изображение векового хода солнечной цикличности. Черным цветом окрашены нечетные циклы, белым -четные. На фазе роста векового цикла каждый последующий 11-летний цикл будет мощнее предыдущего (циклы объединены в пары красными стрелками), на фазе спада векового цикла, наоборот - циклы объединены синими стрелками. В экстремумах вековой вариации могут наблюдаться схожие по мощности или амплитуде циклы.

На рисунке 4.12 (б) снизу изображены циклы солнечной активности, цифрами указаны номера циклов, согласно цюрихской нумерации. Серым цветом схематически показана вековая вариация. Красные стрелки соответствуют фазе роста векового цикла, синие — фазе спада. Сверху точками показаны интенсивности циклов. Нечетные циклы и их интенсивности окрашены в черный цвет, четные - в белый цвет. Точки объединены в нечетно-четные пары согласно Тернеру. Если интенсивность предшествующего цикла меньше интенсивности последующего, то соответствующий временной интервал окрашен в розовый цвет и точки соединены красными отрезками, наоборот - голубым цветом и синими отрезками. Можно сказать, что на фазах роста вековой вариации "правило Тернера" нарушается, на фазах спада — выполняется [119].

3

(а) неч <

20 40

1700

1750

1950

2000

1800 1850 1900

Время (год)

Рисунок 4.12 — а) Схематическое изображение векового хода солнечной цикличности. Черным цветом окрашены нечетные циклы, белым — четные. Циклы в парах соединены красными стрелками на фазе роста векового цикла, синими стрелками — на фазе спада векового цикла. б) Снизу циклы солнечной активности, цифрами указаны номера циклов, согласно цюрихской нумерации. Серым цветом схематически показана вековая вариация. Красные стрелки соответствуют фазе роста векового цикла, синие — фазе спада. Сверху точками показаны интенсивности циклов. Нечетные циклы и их интенсивности окрашены в черный цвет, четные — в белый цвет. Точки объединены в пары согласно Тернеру [321; 322]. Если интенсивность предшествующего цикла меньше интенсивности последующего, то соответствующий временной интервал окрашен в розовый цвет, и точки соединены красными отрезками, наоборот — голубым цветом и синими отрезками.

Проверка выполнения правила Гневышева-Оля проводилась по различным солнечным индексам [217; 326]. Было выдвинуто предположение, что данное правило есть результат взаимодействия крупномасштабного первичного магнитного поля с полем, генерируемым динамо-процессом [8; 31; 179; 325; 327332]. Если предположить, что напряженность первичного поля меняет знак, то можно объяснить смену знака правила Гневышева-Оля [182]. В рамках динамо Бэбкока-Лейтона можно промоделировать правило Гневышева-Оля добавлением фазового запаздывания в цикл динамо процесса [333] или медленно варьируя во времени величину коэффициента диффузии [334]. В рамках динамо-теории среднего поля флуктуации а-эффекта также воспроизводят правило Гневышева-Оля [335].

До появления пары циклов 22-23 четно-нечетный эффект (для интенсив-ностей циклов, посчитанных по среднегодовым значениям индекса Яд) нарушался лишь единожды, в паре циклов 4-5. Гневышев и Оль [27; 28] исключали эту пару из анализа, Усоскин с соавторами [212] предположили существование слабого короткого солнечного цикла в преддверии минимума Дальтона (см. раздел 2.5). Основным аргументом в пользу существования потерянного цикла стало восстановление правила Гневышева-Оля на 400-летнем интервале без нарушений.

Короткий временной ряд солнечной активности и малое количество нарушений правила Гневышева-Оля дают простор для различных гипотез. Например, один из таких гипотетических сценариев представлен на рисунке 4.13. Предположим, что полярное поле в минимуме циклов 4 и 5 было настолько сильным, что мощность магнитных серджей от 5-го цикла была недостаточной, чтобы переполюсовать старое магнитное поле, что, в свою очередь, привело к нарушению закона Хейла. В работе [336] предполагалось, что среднегодовое число пятен Щ должно превышать 40, чтобы произошла смена знака полярного поля, Щ ~ 45 для циклов 5 и 6, что несильно превышает пороговое значение. В настоящее время мы также наблюдаем затянувшийся процесс переполюсовки полярного поля в северном полушарии, когда слабые серджи новой полярности цикла 24 и появление серджей старой полярности уже несколько лет "держат" полярное поле возле нулевого значения (рис. 8). Таким образом, нарушение закона Хейла гипотетически возможно.

800

£ 600

о

о

| 400

0

1

О

^Е 200

0

1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000

Время (год)

Рисунок 4.13 — Снизу циклы солнечной активности, цифрами указаны номера циклов, согласно цюрихской нумерации. Сверху точками показаны интенсивности циклов. Цвет циклов, точек и объединение в пары соответствует закону Хейла. Если интенсивность предшествующего цикла меньше интенсивности последующего, то соответствующий временной интервал окрашен в розовый цвет и точки соединены красными отрезками, наоборот — голубым цветом и синими отрезками.

800

¡£600 о О

§400 о

X

а) ^200

0

1800 1850 1900 1950 2000

Время (год)

Рисунок 4.14 — Снизу циклы солнечной активности, цифрами указаны номера циклов, согласно цюрихской нумерации. Сверху черными точками показаны интенсивности циклов. Если интенсивность предшествующего цикла больше интенсивности последующего, то соответствующий временной интервал окрашен в голубой цвет и точки соединены синими отрезками, наоборот — розовым цветом и красными отрезками.

На рисунке 4.13 показаны циклы пятнообразования и их интенсивности, окрашенные в соответствии с законом Хейла. Поскольку мы предположили, что в минимуме циклов 4 и 5 закон Хейла был нарушен (переполюсовка полярного поля не произошла), то циклы 5 и 6 одинаково окрашены. Здесь циклы объединены в "пары" в соответствии с законом Хейла, а не по принципу нумерации. Поэтому до минимума Дальтона пары начинаются с нечетного цикла, а после с четного [119].

Появление пары циклов пятнообразования 22-23, рушит гипотезу о том, что циклы солнечной активности объединены в пары, в которых первый цикл слабее последующего (рис. 4.13).

Исключим из дальнейшего рассмотрения циклы с -3-го по 3-й из-за неточности наблюдательных данных о числе групп солнечных пятен. На рисунке 4.14 изображены циклы пятнообразования и интенсивности циклов. Соседние точки соединены синими отрезками, если интенсивность предыдущего цикла больше интенсивности последующего, соответствующий временной интервал окрашен

голубым цветом. Если интенсивность предыдущего цикла меньше интенсивности последующего, то точки соединены красными отрезками, временной интервал окрашен в розовый цвет. С 9-го по 16-й цикл без нарушений выполняется нечетно-четная очередность, в которой согласно Тернеру [321; 322] первый цикл в паре выше второго. С 8-го по 21-й непрерывно выполняется четно-нечетная очередность по Гневышеву-Олю [27; 28]. На фазах роста вековой вариации (циклы 6-9 и 16-19) нарушается нечетно-четная закономерность по Тернеру, а на фазах спада вековой вариации (циклы 4-6 и 21-24) нарушается четно-нечетная закономерность по Гневышеву-Олю (см. обсуждение связи вековых циклов и правила Гневышева-Оля в книге [6]). Итак, из рисунка 4.14 видно, что объединение циклов в пары, где первый цикл мощнее последующего, ничем не уступает традиции объединять циклы в пары, где первый цикл слабее последующего. Очевидно, что чем длиннее будет становиться временной ряд солнечной активности, тем больше нарушений будет появляться как в четно-нечетной, так и в нечетно-четной очередности.

Если вернуться к формулировке правила Гневышева-Оля, которое утверждает, что между четно-нечетными циклами есть статистическая и физическая связь, а между нечетно-четными таковой не наблюдается, то теперь можно сказать, что и между четно-нечетным и между нечетно-четными циклами взаимосвязь прослеживается в равной мере.

4.7 Соотношение амплитуд в парах полярных циклов

Как было показано в предыдущем разделе объединение циклов в нечетно-четные пары согласно Тернеру ничем не уступает объединению циклов в четно-нечетные пары по правилу Гневышева-Оля. Предполагая, что мощность полярных циклов в первую очередь зависит от мощности импульсов пятнообразова-ния, мы должны увидеть сохранение соотношения амплитуд полярных циклов схожие с таковыми для пар циклов пятнообразования.

На рисунке 4.15 (а) показаны максимальные значения среднегодового индекса числа пятен Щ (черные точки) и значения магнитного потока на полюсах за три года до минимума пятнообразования (оранжевые звездочки). Дан-

Рисунок 4.15 — а) Максимальные значения среднегодового индекса числа пятен ^ (черные точки) и значения магнитного потока на полюсах за три года до минимума пятнообразования (оранжевые звездочки). Схематическое изображение полярного и пятенного циклов дано в верхнем правом углу графика. б) То же, но для значений магнитного потока в минимумах пятнообразования. Отрезки красного цвета соответствуют четно-нечетным парам, синего — нечетно-четным парам. Пунктирные линии обозначают нарушение соотношения амплитуд предшествующего и последующего циклов в паре согласно Тернеру (синим цветом) или Гневышеву-Олю (красным цветом).

ный график аналогичен рисунку 4.7 (а). Отрезками красного цвета соединены четно-нечетные циклы. Пунктирной линией соединены циклы 22-23, для которых нарушается правило Гневышева-Оля. Отрезки синего цвета объединяют нечетно-четные циклы, пунктирные линии соответствуют случаям, когда нечетный цикл слабее последующего четного, то есть нарушение закономерности, предложенной Тернером. За исключением небольшого рассогласования в циклах 21-22, соотношение амплитуд в циклах пятнообразования сохраняется и для полярных полей. Таким образом, нельзя сказать, что полярные циклы N связаны лишь с последующими N + 1 циклами пятнообразования. Связь прослеживается и между полярными циклами N и предыдущими циклами пятнообразования N. Данный вывод логичен с точки зрения динамо-цикла. Если полоидальное поле генерируется из тороидального, то должна прослеживаться связь Щ в цикле N и РГ N-го полярного цикла.

Рисунок 4.15 (б) идентичен рисунку 4.8 (а), где сравниваются максимальные значения Щ (черные точки) и значения магнитного потока в минимумах пятнообразования (оранжевые звездочки). Красные и синие отрезки также соответствуют четно-нечетным и нечетно-четным парам циклов. Аналогично предыдущему случаю, соотношение амплитуд в циклах пятнообразования сохраняется и для полярных полей, за исключением 19-го цикла [112]. Причины этого рассогласования рассмотрены в следующем разделе.

4.8 Вариации числа полярных факелов в полушариях Солнца

На рисунке 4.16 (а) показана напряженность полярного поля по данным числа полярных факелов [75] в северном (синим цветом) и южном (красным цветом) полушариях Солнца. Цифры соответствую номеру цикла. Значительная п-б асимметрия наблюдается в цикле 19. На рисунке 4.16 (б) изображены сглаженные значения площадей пятен в полушариях. Размер окна сглаживания равен двум годам. Сильная п-б асимметрия видна в циклах 19 и 20. На рисунке 4.16 (в) представлены площади каждой из групп солнечных пятен в течение года: синим цветом для северного полушария, красным — для южно-

Рисунок 4.16 — а) Полярное поле по данным числа полярных факелов [75] в северном (синим цветом) и южном (красным цветом) полушариях Солнца. б) Сглаженные среднемесячные значения площадей пятен в полушариях. в) Площади каждой группы солнечных пятен в течение года: синим цветом для северного полушария, красным — для южного. Площади групп пятен менее 1000 показаны серым цветом. Цифры соответствуют номеру цикла. Стрелки разного цвета связывают вариации пятнообразования и полярного поля.

го. Площади групп пятен менее 1000 показаны серым цветом, то есть цветом показаны лишь площади больших групп пятен.

Ранее было высказано предположение (см. раздел 4.5), что величина полярного поля в цикле N зависит не только от мощности импульсов предыдущего цикла пятнообразования N, но и от того какое количество магнитного потока будет потрачено на аннигиляцию старого полярного поля N — 1. Например, импульсы в южном полушарии 17-го цикла пятнообразования существенно слабее импульсов северного полушария (рис. 2.6), более того, на спаде этого цикла в северном полушарии наблюдались довольно крупные группы пятен (зеленая стрелка на рисунке 4.16), следовательно, могла иметь место быть п-б асимметрия полярного поля в цикле 17.

Поскольку магнитное поле 17-го полярного цикла довольно велико, то 18-й цикл пятнообразования потратил существенную часть своего бюджета на аннигиляцию старого полярного поля. В 1946-м и 1947-м гг. в северном и южном полушариях Солнца было зарегистрировано большое количество очень крупных групп пятен (оранжевая стрелка на рисунке 4.16 в), с площадью более 3000 м.д.п. Магнитный поток от этих активных областей, вероятно, и был потрачен на аннигиляцию старого полярного поля. Всплеск числа полярных факелов в северном полушарии во второй половине 1952-го г. предположительно связан с мощными группами пятен в 1950-1951 гг. (фиолетовая стрелка на рисунке 4.16 в).

Наконец, 19-й полярный цикл заметно асимметричен в полушариях. Максимум полярного поля в северном полушарии более, чем на 30% превышает максимальное значение напряженности полярного поля в южном полушарии (рис. 4.16 а). 19-й цикл пятнообразования был самым большим по количеству групп пятен за последние 100 лет, так амплитуда этого цикла в северном полушарии более чем на 30% больше амплитуды 18-го цикла в северном полушарии (рис. 4.16 б). Импульсы пятнообразования в южном полушарии 19-го цикла заметно слабее импульсов северного полушария (рис. 2.6), что и привело к аналогичной п-б асимметрии полярных полей (серая стрелка на рисунке 4.16 в).

20-й цикл пятнообразования также заметно асимметричен в полушариях. Импульсы активности в серверном полушарии заметно мощнее импульсов южного полушария (рис. 2.6). Однако избыток магнитного потока от импульсов северного полушария был истрачен на аннигиляцию старого полярного поля,

>5 о

3

1940

1960

Время (год)

Рисунок 4.17 — Абсолютное значение магнитного потока [75] и число полярных факелов [73; 74]: а) для северного полушария, б) для южного полушария, в) их

сумма.

которое в севером полушарии было большим. В итоге напряженность полярного поля в южном полушарии в 20-м цикле даже немного превышает напряженность поля в северном полушарии.

Напомним, что до 1976-го г. напряженность полярного поля восстановлена по данным числа полярных факелов, с после 1976-го г. соответствует прямым измерениям магнитного поля на полюсах [75]. Сравнительный анализ п-б асимметрии полярных полей и площадей пятен после 1976-го г. показывает, что п-б асимметрия полярных полей в среднем повторяет ход п-б асимметрии пятнооб-разования.

4.9 Обсуждение

Сложность исследования какого-либо явления по косвенным данным заключается в том, что (i) разные базы данных различаются по качеству исходных материалов, например, снимков, и (ii) процедуре обработки данных наблюдений, и это не говоря о том, что разные косвенные данные отличаются сами по себе и несут разную информацию. Например, коэффициент корреляции индекса полярной сетки PNI с числом полярных факелов PF по данным обсерватории Маунт-Вилсон равен 0,91, а с числом полярных факелов по данным Национальной астрономической обсерватории Японии — 0,65 для северного полушария, и 0,33 для южного полушария.

Проведем сравнение двух баз данных из работ [75] и [73; 74], основанных на подсчете числа полярных факелов. "Синтетический" ряд среднегодового числа полярных факелов с 1837 по 1999-й г. был предложен Наговицыным [73]. Данный временной ряд составлен из комбинации наблюдательных данных обсерваторий Маунт-Вилсон, Гринвич, Лион, Цюрих, Токио, Кодайканал и Кисловодск.

На рисунке 4.17 показаны абсолютные значения магнитного потока по данным работы [75], синим цветом — для северного полушария, красным — для южного, черным — их сумма. Пропуски в данных заполнены средними значениями сумм предшествующего и последующего значений временного ряда. Число полярных факелов по данным работ [73; 74] для северного полушария показаны голубым цветом, для южного — розовым, сумма — серым цветом (рис. 4.17).

Обе реконструкции указывают на сильное магнитное поле в 15-м полярном цикле. Индекс PNI (рис. 4.4) также принимает довольно высокие значения в 1920-х гг. Всплеск числа полярных факелов в северном полушарии во второй половине 1952-го г. не наблюдается в синтетическом ряде (голубая кривая на рисунке 4.17 а). Также реконструкции [75] и [73;74] значительно различаются в 1960-х гг. для южного полушария. Индекс PNI в данном случае лучше согласуется с [75]. Напомним, что величина магнитного потока из работы [75] начиная с 1976-го г. содержит прямые измерения магнитного поля. Заметим, что синтети-

x 10"

3.2

2.8

2.4

1.6

14

Муньос-Харамильо Наговицын

600

500

400

300

200

18 19 20

Номер цикла

24

Рисунок 4.18 — Интенсивности полярных циклов по данным работ [75] черным цветом и [73; 74] серым цветом.

2

ческий ряд числа полярных факелов в 1990-х гг. заметно превышает значения магнитного потока.

На рисунке 4.18 черным цветом показаны кумулятивные суммы (интенсивности полярных циклов) абсолютных значений магнитного потока по данным работы [75] за каждый полярный цикл. Поскольку переполюсовка магнитного поля в полушариях происходит не синхронно, то кумулятивные значение магнитного потока за каждый полярный цикл раздельно вычислялись для каждого полушария. На рисунке 4.18 показана их итоговая сумма. Серым цветом показаны кумулятивные значения числа полярных факелов согласно [73; 74]. Сравнительный анализ вариаций черной и серой кривых обнаруживает их расхождение в циклах 18, 19 и 22, тем не менее, их общий ход сохраняется.

4.10 Выводы

Проведенный сравнительный анализ циклов пятнообразования и полярных циклов по данным числа полярных факелов с 1906 по 2011-й г. позволяет говорить о следующих результатах:

— Рост/спад амплитуды циклов пятнообразования сопровождается последующем ростом/спадом величины магнитного потока на полюсах. Имеет место быть следующая закономерность — чем слабее/сильнее цикл

пятнообразования, тем, в среднем слабее/сильнее полярное поле, создаваемое в ходе данного цикла пятенной активности.

— Напряженность полярного поля также зависит от того, какая часть бюджета предыдущего цикла пятнообразования будет потрачена на нейтрализацию старого магнитного поля на полюсах. Поскольку линейный тренд пятенной активности растет, следовательно все большее количество магнитного потока тратится на аннигиляцию старого полярного поля, что объясняет понижающийся линейный тренд числа полярных факелов.

— Выдвинуто предположение, что магнитное поле на полюсах в минимуме циклов 23-24 на 35-40% слабее поля в предыдущем минимуме активности, не только потому что импульсы пятнообразования в цикле 23 на ^30% слабее импульсов 22-го цикла, но потому что часть магнитного потока новой полярности была потрачена на подавление старого полярного поля.

— Показано, что вывод об отсутствии связи напряженности полярного поля и предыдущего цикла пятнообразования, сделанный на основе корреляционного анализа недостоверен, поскольку величина коэффициента корреляции сильно зависит от каждой точки короткого временного ряда. Следовательно корреляционный анализ не является достоверной мерой сходства вариаций коротких временных рядов.

— Проведено сравнение организации циклов пятнообразования в четно-нечетные и нечетно-четные пары. Обнаружено, что коэффициент корреляции для нечетных и последующих четных циклов не ниже коэффициента корреляции четных и последующих нечетных циклов. Также показано, что отношение интенсивностей циклов в нечетно-четных и четно-нечетных парах меняет знак в зависимости от фазы вековой вариации. Установлено, что нечетно-четная организация статистически ничем не уступает четно-нечетным парам пятнообразования. Вывод о наличии связи в парах циклов может быть сделан как в пользу четно-нечетного порядка, так и наоборот.

— Обнаружено, что соотношение амплитуд в нечетно-четных и четно-нечетных парах циклов пятнообразования в среднем сохраняется и для

пар полярных полей. Это, в свою очередь, указывает на связь напряженности полярного поля и предыдущего цикла пятнообразования. — Показано, что северо-южная асимметрия числа полярных факелов есть следствие асимметрии пятнообразования в полушариях.

Глава 5. Исследование минимума Маундера 5.1 Основные факты

Солнечная активность помимо 11-летнего цикла подвержена вековым вариациям. За 400 лет телескопических наблюдений на Солнце несколько раз наступала череда относительно низких солнечных циклов. Одним из самых известных таких периодов является минимум Маундера (ММ). Его по праву можно назвать ключом к пониманию закономерностей солнечного цикла, поскольку установление характера солнечной активности в этот период позволит ответить на вопрос — являются ли вариации активных процессов на Солнце регулярными и непрерывными [123] или имеют место так называемые периоды гранд-минимумов, когда цикл Швабе полностью отсутствует [235].

Основываясь на работах Шперера [43; 337], Маундер [338] сделал следующие выводы:

"В течение периода порядка 70 лет, который завершился в 1716-ом г., вероятно, имело место необычное прерывание привычного хода солнечных циклов. В течение нескольких лет наблюдатели не видели ни одного пятна, а в 1705-ом г. появление одновременно двух солнечных пятен было отмечено как выдающееся событие впервые за 60 лет. По-видимому, выполнение "закона зон" также было временно приостановлено, регулярный дрейф пятен от высоких широт к экватору не наблюдался, средняя широта появления пятен была низкой 8-9° в течение всего периода."

Поскольку с начала гринвичских наблюдений (циклы 12 и 13) солнечная активность в южном полушарии заметно превосходила активность северного полушария, а также поскольку согласно исследованиям Шперера с 1672 по 1704-й г. в северном полушарии не было зарегистрировано ни одного пятна, Маундер [126] пришел к выводу, что внутреннее строение Солнца несимметрично. Со ссылкой на Вольфа и Шперера он пишет, что в последней части

XVII и начале XVIII столетий в северном полушарии много лет не наблюдалось ни одного пятна, в южном же полушарии таковых было зарегистрировано совсем немного. Также Маундер упоминает Агнес Клерк, которая сообщала об отсутствии северных сияний в те же годы.

Краковецкий с соавторами [339] пишут, что единственным известным критиком работы Маундера стал французский историк, почетный профессор Коллеж де Франс Эммануэль Ле Руа Ладюри. В своей книге [340] "История климата с 1000 года" он пишет:

"В 1922 г. английский астроном Маундер опубликовал в "Журнале британской астрономической ассоциации" заслуживающую большого внимания статью. В этой статье, продолжая работы своего немецкого коллеги Шперера, Маундер сообщает о "длительном минимуме солнечных пятен с 1645 по 1715 г.". Аргументация обоих астрономов основана на исторических и документальных материалах: известно, что к 1610-1611 гг. благодаря использованию хороших обсервационных приборов относится окончательное открытие солнечных пятен (хотя нельзя сказать, что они были совершенно не известны раньше). С тех пор их тщательно изучали Галилей, Шайнер и др. По этим первым сведениям (эпоха классицизма) можно обнаружить два минимума солнечных пятен — в 1619 и в 1634 гг. и хорошо выраженные максимумы в 1625 и в 1639 гг. Считалось, что следующий максимум должен наступить к 1650 г. В действительности же в дальнейшем пятна появляются исключительно редко, и сведения о них поступают от случая к случаю. Лишь как крайне редкие явления отдельные пятна отмечаются в 1650, 1655, 1660 и 1661 гг. Тем не менее 9 апреля 1671 г. Кассини наблюдает большое пятно. Он пишет: "Вот уже приблизительно двадцать лет, как астрономы не видели значительных солнечных пятен, хотя до этой эпохи, после изобретения телескопа, они иногда и наблюдались".

Секретарь Королевского общества в Лондоне Ольденбург настолько взволнован этим открытием Кассини, что вновь публикует старое сообщение Бойля, наблюдавшего пятно 27 апреля 1660 г. Он пишет в "Трудах по философии": "В Париже достопочтенный Кассини недавно вновь обнаружил пятна на солнце, хотя их не видели уже на протяжении многих лет". Маундер приводит еще и другие тексты: текст Вейге-ля из Йены (1665 г.), Пикара, который открыл пятно 1671 г. независимо от Кассини. Пикар писал: "Я был тем более доволен открытием этого пятна, что за целых десять лет не видел ни одного, несмотря на все мои большие старания их увидеть".

Затем вслед за Шперером Маундер перечисляет "случайные" пятна, о которых поступали сведения между 1672 и 1713 гг. Он приходит к выводу, что солнечная активность на протяжении сорока лет была исключительно слабой (что касается этих заключительных хронологических данных нашего автора, то здесь вероятно, не лишней была бы строгая критика цитированных текстов, которая позволила бы подтвердить или опровергнуть его выводы).

Начиная с 1714-1715 гг. малое число солнечных пятен, характерное для периода царствования Людовика XIV, сменяется обилием их и заметным возобновление солнечной деятельности. В "Истории Академии" в 1716 г. мы читаем: "В этом году наблюдалось еще больше пятен, чем в предыдущем, и возможно, что ни в одном году не было такого их количества. Все они отмечались двадцать один раз, если не считать за один случай одновременное возникновение двух отдельных пятен. Солнечные пятна отсутствовали лишь в феврале, марте, октябре и декабре... Одновременное возникновение двух отдельных пятен — теперь совсем не редкое явление...". Возобновление солнечной активности постепенно нарастало, она достигла в 1718 г. четко выраженного максимума. С этого времени период "длительного недобора" солнечных пятен заканчивается.

Итак, начало периода "длительного недобора", по всей вероятности, можно отнести к 1645 г. (после "затухания" максимума, наблюдавшегося в 1639 г.). Затем, если верить Маундеру (который, возможно, был склонен к замалчиванию текстов), этот период прерывался лишь крайне редким, от случая к случаю, появлением какого-либо одного изолированного пятна и слабым оживлением солнечной деятельности в 1703-1707 гг. Закончился он наступлением максимума в 1719-1720 гг. Вывод Маундера содержится в одной фразе, которую я оставлю на его ответственности: "Таким образом, с 1645 по 1715 г. цикл солнечных пятен как бы затих, и наблюдения за эти семьдесят лет дают общее число солнечных пятен, едва равное числу пятен, отмечавшихся за один год их обычного минимума, по наблюдениям на протяжении века". Несмотря на некоторые преувеличения, тезис британского астронома способен довольно хорошо противостоять различным возражениям, которые могут быть выдвинуты против него. Можно ли в действительности сказать, что отсутствие пятен объясняется просто несовершенством приборов XVIII столетия?

Совсем нет. Чтобы обнаружить солнечные пятна, нет надобности иметь совершенные приборы. Во всяком случае в период семидесятилетнего "недобора" приборы были лучше, чем в предшествующую эпоху, во времена Галилея и Шайнера, которые наблюдали достаточно солнечных пятен. Далее в ответ на другие возражения, можно сказать, что в период 1645-1715 гг. уже были хорошие наблюдатели. Маун-дер насчитывает шестерых в Англии (в том числе Бойль, Дирхэм и Галлей), одного в Голландии (Гюйгенс), четверых во Франции (в том числе Кассини, Пикар и Лагир) и пятерых в германских государствах. Как пишет в 1711 г. Дирхэм: "Вне всякого сомнения существуют длительные периоды, когда на солнце нет пятен, как, например, с 1660 по 1671 г. или с 1676 по 1684 г.

В это время пятна вряд ли могли ускользнуть от внимания стольких наблюдателей, непрерывно следивших с помощью приборов за солнцем в Англии, Франции, Италии, Германии. .."

Нельзя все же полностью отвергать тезис Маундера, хотя он и преувеличен. К тому же этот тезис опирался на другую предположительную связь: продолжительный период минимального числа солнечных пятен сопровождался (по-видимому, это так) между 1645 и 1715 гг. заметным ослаблением магнитных возмущений, которые проявляются в полярных сияниях. По меньшей мере именно это вытекает из документальной сводки данных о полярных сияниях, составленной Маундером (однако и по данному вопросу следовало бы продолжить анализ. История северных полярных сияний и сбор относящихся к ним текстов далеко не завершены). Разумеется, Маундер не утверждает, что между 1645 и 1715 гг. одиннадцатилетний солнечный цикл исчез, это было бы абсурдом. Те случайные пятна, которые отмечались в 1660, 1671, 1684, 1695, 1707 гг., вплоть до максимума в 1718 г. хорошо соответствуют регулярно осуществлявшемуся десятилетнему ритму. Нормальный одиннадцатилетний режим не исчезает и даже не нарушается. Он просто проходит (если Маундер прав) внутривековую фазу убывания, пришедшуюся на весь период царствования Людовика XIV. В самом этом факте нет ничего ни удивительного, ни сенсационного: фазы убывания солнечной активности такого же типа, как в XVII столетии, отмечались между 1795 и 1825 г. [46, стр 182, рис. 8] и между 1875 и 1915 гг. И наоборот, начиная приблизительно с 1920 г. мы присутствуем при внутривековой фазе усиления солнечной активности...

Нет сомнений, что слишком схематичная и несистематизированная работа Маундера в настоящее время устарела. Однако она никем не была исправлена. Следовательно, ее нужно было бы обновить в целом."

Всемирную известность работам Шперера и Маундера принес американский астроном Джон Эдди. В телефонном интервью 21 апреля 1999 г. Эдди говорит, что в начале 1970-х гг. Юджин Паркер обратил его внимание на работы Маундера, и до этого момента сам Эдди ничего не знал об этих исследованиях.

Паркер [341] предположил, что Солнце находилось в состоянии "экстремального" минимума, когда в течение почти 70 лет изредка появлялись одно-два пятна, а долгие годы и вовсе ни одного, когда во время полных солнечных затмений не было видно белого света короны, и было зарегистрировано очень мало сильных полярных сияний. По факту отсутствия белого света короны Паркер предположил, что либо Солнце было полностью покрыто корональной дырой, а следовательно равномерно дул сильный солнечный ветер, либо же ветер вообще отсутствовал. Также он пишет, что данный 70-летний период, иногда называемый минимумом Маундера, указывает на существование особого режима конвекции, отличного от того, что мы наблюдаем в настоящее время. Этот особый Маундеровский режим, как предложил его называть Паркер, менее эффективен в генерации магнитного поля, и Солнце, несомненно, может переходить от одного режима к другому, так в течение 70 лет наша звезда находилась в Маундеровском режиме и уже более 300 лет в "нормальном" режиме.

Пересмотрев работы Шперера и Маундера, Эдди [235; 342; 343] пришел к выводу, что солнечная активность полностью прекратилась с 1645 по 1715-й г. Впоследствии одним из основных возражений к выводам Эдди стала гипотеза о том, что солнечная активность, хоть и была довольно слабой, но непрерывно следовала 11-летнему циклу [344, и ссылки там же]. В 1977-ом г. Гляйсберг [345] заявил, что 11-летняя цикличность в течение ММ не прерывалась, а низкая амплитуда циклов есть результат 80-летней вековой вариации. В работе [346] выдвинуто предположение, что ММ является периодом, когда солнечная активность была хаотической и всплескообразной.

В книге [6] Куклин пишет:

Рисунок 5.1 — Максимальные, вычисленные по формулам, значения чисел Вольфа W в циклах -22 — 21. Точки соответствуют наблюдениям и данным Вольфа. По оси абсцисс даны номера циклов (ММ — маундеровский минимум). Рисунок взят из работы [6].

" Особенно трудным представляется получить оценки 11-летних циклов в эпоху маундеровского минимума. Оценки, приведенные Эдди [235], согласно его же утверждениям, могут быть занижены в 2-3 раза. Если учесть это разъяснение, то максимальные числа Вольфа в 1645-1715 гг. находились в пределах 9-54■ Но известно (например, Гляйсберг, 1977), что в это время нередко наблюдатели Солнца вообще не фиксировали мелких пятен. Если это так, то с учетом данных о полярных сияниях можно думать, что хотя уровень солнечной активности в период маундеровского минимума и был низким, максимальные значения чисел Вольфа в это время вряд ли были ниже 40 (Шов, 1979)."

По результатам численных расчетов [6], авторы делают вывод что максимальные значения чисел Вольфа находились в пределах от 30 до 80 (в среднем 50-60), а следовательно, в этот период центр зоны пятнообразования не удалялся от солнечного экватора более, чем на 10-12°. Также Куклин высказывает предположение, что если оценки верны (рис. 5.1), то в период ММ правило Гневышева-Оля [27; 28] чаще нарушалось, чем соблюдалось.

В работе [347] низкий уровень солнечной активности в ММ объясняется как результат влияния нескольких факторов: низкого эффективного разрешения инструментов, особенностей функции видимости, минимума частоты возникновения пятен и минимума 80-летнего цикла мощности групп пятен. Ко-пецкий и Куклин [347] пишут, что после изобретения телескопа и работ Галилея и Шайнера, интерес к солнечным пятнам постепенно снижался. В течение ММ внимание астрономов было в большей мере сфокусировано на отдельных, узких задачах. Со ссылкой на Рудольфа Вольфа [348, с. 72], авторы [347] утверждают, что Пикар и Ля Ир регулярно проводили астрометрические наблюдения на меридианном круге в момент верхней кульминации Солнца, а при таких наблюдениях внимание уделялось только довольно большим, хорошо видимым в течение нескольких дней группам пятен, в то время как маленькими пятнами, вероятно, пренебрегали. Со ссылками на Чарльза Вольфа [349] и Генри Кинга [350] Копецкий и Куклин [347] также пишут, что в 1669-ом г. Кассини I (Джованни Доменико) провел серию наблюдений за пятнами с целью более точного описания солнечного вращения, что, в свою очередь, означает, что внимание уделялось именно долгоживущим группам пятен. Также авторы [347] высказывают предположение, что наблюдению солнечных пятен могла помешать погода, поскольку с 1685 по 1705-й г. в теплые сезоны года приземная температура была низкой [340], а следовательно было много пасмурных дней. Это предположение, однако, было подвергнуто критике в работе [351].

В 1993-м г. вышла статья Жан-Клода Риб и Элизабет Нем-Риб [44], в которой авторы построили широтно-временное распределение пятен (рис. 5) по данным порядка 8000 ежедневных солнечных наблюдений с 1660 по 1719-й г., проведенных в Парижской обсерватории. Авторы [44] подтвердили результаты Шперера [43] об асимметричном расположении пятен относительно линии экватора, когда в течение 60 лет почти не наблюдалось пятен в северном полушарии, а широта появления пятен с 1670 по 1710-й г. не превышала 20°. Также в работе [44] приводятся результаты измерения видимого горизонтального диаметра Солнца, данные о количестве наблюдательных дней в течение каждого месяца, результаты измерения сидерической скорости вращения пятен. Авторы сообщают, что наблюдения Солнца в Парижской обсерватории были довольно регулярными, за исключением 1660-1666 и 1678-1683 гг., когда наблюдения были лишь единичными, а скорость вращения Солнце в течение всего периода

с 1660 по 1719-й г. была на несколько процентов меньше скорости движения пятен в современную эпоху.

Индекс числа групп солнечных пятен Rg доступен c 1610-го г. [21]. Согласно [20] Rg является более надежной и однородной мерой солнечной активности до 1849-го года по сравнению с индексом числа пятен R^. С 1610 по 1720-й г. база данных Хойта и Шаттена [22] содержит архивные данные 135-ти наблюдателей. Значения итогового индекса числа групп солнечных пятен с 1645 по 1715-й г. близки к нулю (рис. 1). Согласно [216] среднегодовые значения Rg в течение всего ММ не превышали 4.

На сегодняшний день насчитывается большое количество способов воспроизвести гранд-минимум солнечной активности [45-50;52, и многие другие]. Непреодолимой трудностью для большинства моделей [51] является резкое вырождение солнечной активности согласно Rg индексу в 1645-ом г.

Вакеро с соавторами [86] выполнили коррекцию базы данных Хойта и Шаттена для периода 1637-1642 гг.:

— добавили найденные ими наблюдения немецкого натуралиста и астронома Георга Маркграфа с января по октябрь 1637 г. (всего 17 наблюдательных дней, с числом групп от 0 до 2);

— добавили одно наблюдение и скорректировали даты другого наблюдения английского астронома Джереми Хоррокса;

— предложили исключить из рассмотрения наблюдение Пьера Гассенди 1 декабря 1638 г., поскольку не нашли его упоминания в книге "Opera Omnia" [352];

— исправили некорректный перевод текста из книги [353] чешского астронома Антона-Мария Рейта: вместо восьми групп пятен 9-21 февраля 1642 г. одна группа пятен 9-22 июня 1642 г. В работе [56] авторы приводят перевод [353, cc. 242-243], где Рейта пишет, что появление солнечных звезд/планет (т.е. пятен) приводит к ослаблению солнечного света, а регулярные наблюдения в течение многих лет показывают, что почти всегда сильные изменения погоды (ветер, дождь, похолодание) происходят, когда солнечные планеты загораживают Солнце.

— предложили исключить из рассмотрения искусственные данные 16381639 гг. для наблюдателя Вильяма Крабтри. Как пишут сами Хойт и Шаттен в библиографии к базе данных числа групп солнечных пятен,

1610

-о--- Хойт и Шаттен (1998) о Усоскин с соавт. (2003) Вакеро с соавт. (2011)

1620 1630

Время (год)

1640

1650

Рисунок 5.2 — Среднегодовые значения числа солнечных пятен. Яд по данным работы [22] показан пунктирной линией, взвешенные значения числа пятен по данным работы [24] — серой линией, взвешенные значения числа пятен по данным работы [86] — черной линией. Рисунок взят из работы [86].

согласно письму Крабтри 1640-го г. Джону Фламстиду в 1638 и 1639 гг. среднее ежедневное число групп пятен было 4-5. Поэтому для наблюдателя Вильяма Крабтри таблица ежедневных значений числа групп пятен в 1638-1639-м гг. была заполнена гринвичскими данными, для которых среднее ежедневное число групп пятен равно 4-5.

На рисунке 5.2 показан результат коррекции. Пунктирной линией изображена кривая индекса Яд по данным работы [22], серым цветом показаны взвешенные значения числа пятен по данным работы [24], черным цветом -по данным работы [86]. Было выдвинуто предположение [86], что амплитуда солнечного цикла в преддверии ММ была в три раза меньшей, по сравнению с оригинальным индексом Яд, и, следовательно, вступление Солнца в гранд-минимум было плавным и началось на два цикла раньше, чем его официальное начало в 1645-м г. Позднее, с использованием данных о полярных сияниях в Венгрии [354], результатов реконструкции солнечной активности по данным изотопа углерода 14С и результатов моделирования археомагнитного поля [355], было предложено [356] период 1645-1700 гг. называть центральной частью (ядром) глубокого минимума Маундера, а 1618-1723 гг. — расширенным ММ.

С другой стороны, Мак-Кракен с соавторами [357] утверждают, что данные о солнечных протонных событиях указывают на окончание ММ около 1700, а не 1715 г. Сильверман [358] пишет, что Легран с соавторами предполагали, что длина ММ была вдвое короче, с 1670 по 1703-й г. Такой вывод был сделан на основе анализа полярных сияний, число которых было понижено с 1671 по 1700-й г. (28 сияний с 1680 по 1689-й г., 8 сияний с 1690 по 1700-й г.), а с 1645 по 1670-й г. сияний было лишь немного меньше, чем в период 1582-1648-й гг. По данным же работы [339] в течение ММ было два периода низкой авроральной активности 1645-1669 и 1689-1715 гг. Сам Эдди [235], также как и Маундер со ссылкой на Агнес Клерк, пишет о дефиците полярных сияний в течение ММ. С другой стороны, Шредер [359; 360] утверждает, что почти каждый год до и в течение ММ в средней Европе регистрировались полярные сияния. Помимо не прекращавшихся авроральной и геомагнитной активности Шредер [344] также отстаивал существование непрерывного 11-летнего цикла солнечной активности в течение ММ. Такие рассогласования, вероятно, есть следствие использования разных баз данных о полярных сияниях.

Большая дискуссия развернулась также о связи солнечной активности и вариаций климата в течение ММ. Например, согласно [351; 361] гипотеза о том, что ММ был особенно холодным периодом и выделялся в ходе истории климата не подтверждается, и согласно [362;363], наоборот. В работе [364] утверждается, что существует лишь локальное территориальное и сезонное влияние солнечной активности на европейские зимы, глобального же воздействия солнечной активности на погоду Земли в целом не существует.

Новый всплеск интереса к минимуму Маундера связан с тем, что текущий 24-й цикл оказался самым слабым за последние 100 лет [29; 88; 365-368], а, следовательно, вопросы о реальности вырождения солнечного цикла и почти полного прекращения пятнообразования в одном из полушарий снова становятся актуальными.

5.2 Исторический контекст

Первые упоминания инструментов, напоминающих по своему устройству телескоп, относятся к 1570-м гг. Однако историки расходятся во мнениях считать ли эти описания фактом изобретения телескопа, поскольку доподлинно неизвестно были ли эти инструменты действительно сконструированы. Вероятно, изобретение телескопа нельзя приписать одному человеку, поскольку многие изобретатели в начале 1600-х гг. уже изготавливали их [369]. Одна из первых попыток продать телескоп относится к 30 сентября 1608 г., когда голландский шлифовальщик линз Ганс Липперсгей представил свой инструмент правителю Нидерландов Морису Нассау. К концу 1600-х гг. телескопы были уже хорошо известны в Германии, Франции, Италии, так в апреле 1609-го г. телескоп можно было приобрести в магазине во Франции. 26 июня 1609 г. английский астроном Томас Хэрриот сделал зарисовку поверхности Луны с использованием телескопа или цилиндра, как он его называл.

В мае или июне 1609-го г. инструмент попадает в руки профессора математики в Падуе (Италия) Галилео Галилея, заслуга которого главным образом состоит в первом математическом описании принципа работы телескопа (регерюШиш), а именно того как кратность увеличения зависит от отношения фокусных расстояний объектива и окуляра [369]. К концу августа 1609-го г. Галилей сконструировал телескоп с восьмикратным увеличением, в ноябре — с двадцатикратным увеличением, еще позднее тридцатикратным. Заметим, что инструмент Липперсгея давал лишь трехкратное увеличение [370]. Благодаря работам Галилея телескопы получили широкое распространение и наряду с камерой-обскура стали повсеместно использоваться в астрономических наблюдениях уже в XVII веке [371]. Открытие принципа работы телескопа позволило начать массовое производство этих инструментов.

XVII столетие с уверенностью можно назвать эрой становления физики и математики, которая известна сегодня как эпоха научной революции. Однако во времена Иоганна Кеплера, Роберта Гука и Исаака Ньютона астрофизика еще не существовала, и астрономия, по сути, сводилась к астрометрии. Научная картина мира, основанная на геоцентрической космологии Аристотеля и

(а)

&К

Mercury Keplt

С

Bourbon Planet

(В)

Э

Bourbon Planet

Рисунок 5.3 — а) Зарисовка диска Солнца из письма Шайнера [373]. б) Вращение планеты Бурбонов вокруг Солнца. Рисунок взят из работы [374]. в) Вращение солнечного пятна вокруг Солнца. Рисунок взят из работы Вольфа [9].

математической системе эпициклов Птолемея, была общепринятой доктриной в течение более чем десяти веков.

Считалось, что пятна, видимые на диске Солнца, есть не что иное как прохождение небесных тел (звезд, планет, метеоров) [363]. Идея о том, что пятна (maculae) принадлежат самому Солнцу, ставила под сомнение постулат о неизменности, чистоте и совершенстве надлунного мира, который, в свою очередь, являлся одним из важнейших среди канонов Аристотеля [372]. Изменение общепринятой картины мира происходило постепенно в течение всего XVII и вплоть до второй половины XVIII века.

Когда немецкий астроном, член ордена иезуитов Кристоф Шайнер предложил посмотреть на солнечные пятна, видимые в телескоп, архиепископу ордена Теодору Бузеусу, ему ответили, что "следует лучше смотреть и найти более подходящую пару стекол: "Я читал моего Аристотеля от начала до конца много раз, и я могу ручаться вам, что я нигде не нашел там чего-нибудь подобного тому, о чем вы упоминаете. Идите, мой сын, успокойтесь, и будьте уверены — то, что вы принимаете за пятна на Солнце, суть ошибки ваших стекол или ваших глаз." [363; 372]. Безусловно, что апеллирование к такому научному авторитету как Аристотель являлось серьезным аргументом в то время.

Почти сразу после того как астрономы убедились, что солнечные пятна не являются инструментальным артефактом, разгорелась дискуссия относительно их природы, принадлежат ли они Солнцу или являются внешними небесными объектами. Оппоненты не обнаружили параллакса у пятен [375-377] и пришли к выводу, что таковые находятся не в атмосфере Земли. В 1607-ом г. Иоганн Кеплер пронаблюдал солнечное пятно и ошибочно принял его за транзит Меркурия [378]. Позднее он понял свою ошибку [379]. Шайнер [373] сравнил зари-

совку "Меркурия Кеплера" со своей зарисовкой солнечного пятна (рис. 5.3 а). Заметим, что оба пятна довольно большие, но в обоих случаях нет хвостовых пятен, что указывает на отсутствие интереса у астрономов того времени к нечетким объектам.

В письмах аугсбургскому патрицию и бургомистру Марку Вельзеру Шай-нер излагает следующие рассуждения: если предположить, что пятна находятся на Солнце, то из их видимого движения следует заключить, что вращается само Солнце, а следовательно стоит ожидать появления тех же пятен спустя приблизительно 15 дней. Поскольку повторного появления пятен не наблюдается, следовательно Солнце не вращается, а пятна являются небольшими звездами (stellae), путь которых пролегает недалеко от Солнца [372], подобно спутникам (лунам) Юпитера [375].

Галилей [376], будучи оппонентом Шайнера, писал, что солнечные пятна могут быть сделаны из тысяч неизвестных нам вещей, но более всего они похожи на облака на Земле, пар, испарения, туман или дым, которые производит само Солнце, либо они притянуты Солнцем со всех сторон [372]. В письмах Марку Вельзеру Галилей приводит несколько аргументов против тех, что были выдвинуты Шайнером. Галилей указывает на то, что пятна слишком изменчивы по форме, иногда появляются не из-за лимба, а в середине солнечного диска, а, следовательно, не могут быть звездами или планетами. В итоге Шайнер согласился с доводами Галилея и впоследствии также придерживался мнения о том, что солнечные пятна не являются небесными телами [38G; 381], однако продолжал отстаивать идею о неподвижности Солнца и в 1651-м г. опубликовал книгу [381] "Prodromus рш Sole mobili, et Terra stabili contra academicum florentinum Galilaeum a Galilaeis" (Очерк о том, что Солнце двигается, а Земля неподвижна, против утверждений флорентийского ученого Галилео Галилея).

Также у Галилея был и другой авторитетный оппонент. Французский астроном и священнослужитель Жан Тард критиковал Галилея за то, что тот делает скорые выводы основываясь лишь на нескольких месяцах наблюдений [374]. Тард опубликовал книгу "Звезды Бурбонов" [377] ("Borbonia sidera" на латинском языке была опубликована в 162G^ г., "Les astres de Borbon" на французском в 1622-м г.), в которой полностью опроверг доводы Галилея. Согласно планетарной теории происхождения пятен, пятна (планеты) многочисленны. Траектории их движения таковы, что при приближении к Солнцу они образу-

ют группы (скопления). Яркость Солнца столь велика, что искажает идеально круглую форму пятен, поэтому их трудно наблюдать, и кажется, что пятна имеют неправильную, изменчивую форму или и вовсе исчезают или появляются не дойдя до лимба. Солнечные планеты не излучают свет, поэтому они видны только во время их движения на фоне диска Солнца, когда они отражают его свет. Видимое укорачивание размеров пятна при его приближении к лимбу означает, что у планет (звезд) Бурбонов есть фазы, подобно фазам Луны (рис. 5.3 б). Близкое расположение этих планет к Солнцу приводит в их кажущемуся более быстрому движению по центру диска Солнца по сравнению с областями у лимбов [374]. Таким образом, дискуссия, начатая Галилем и Шай-нером, затянулась на годы и вовсе не привела к скорой смене научной картины мира и отказу от учения Аристотеля. Более того, поскольку в поведении пятен не обнаруживалось никакой регулярности [382], интерес к ним постепенно затихал [347].

Расцвет планетарной теории пятен приходится на 1633-й г., когда такие ученые как Шарль Малапер, Афанасий Кирхер, Пьер Гассенди, Отто фон Ге-рике и многие другие поддерживали эту гипотезу [374]. Позднее Кирхер расходился во мнениях, либо пятна движутся вокруг Солнца, либо вместе с ним [383]. Также известно, что Кирхер сотрудничал с Шайнером и предполагал, что солнечные пятна могут быть результатом комбинации жидких и твердых форм материи [371]. На рисунке 5.13 (в) [384] поверхность Солнца изображена как бурное море, солнечные факелы показаны как яркое пламя, также присутствуют вулканы, испарения, и пятна являются клубами темного дыма [385].

Поскольку новое коперниканское учение долгое время оставалось обсуждаемой гипотезой, а не общепринятой и обоснованной теорией, то обучение в высшей школе долгое время придерживалось старых традиций и противилось изменениям. Так например, в Краковском Университете (ныне Ягеллон-ский университет) последователи Галилея составляли лишь небольшую группу, большинство же публикуемых работ строго придерживались натур-философии Аристотеля [386]. Доктрина обучения оставалась неизменной до 1770-х гг. Геоцентризм, а вместе с ним и планетарная теория происхождения пятен, постепенно отступали, однако, истинная природа пятен оставалась неразгаданной еще долгое время.

Например, в 1861-м г. Вольф [9] приводит схематический рисунок, на котором пятна притягиваются Солнцем и движутся вокруг него по низкой орбите (рис. 5.3 в). Заметим, что на рисунке Вольфа также показано укорачивание размера пятна возле лимбов, в соответствии с планетарной теорией пятен. Со ссылкой на Шайнера Вольф, однако, пишет, что регулярные наблюдения за Солнцем свидетельствуют, что пятна все же не являются небесными телами. Открытие Нептуна [387] — еще одной планеты солнечной системы — в середине XIX века ненадолго возродило планетарную теорию пятен.

Уже в XX веке (в 1922-м г.) Маундер [126] пишет, что открытие широтно-временного закона о распределении пятен позволяет предполагать, что источник происхождения пятен находятся внутри Солнца, а не вне него; пятна появляются из-под поверхности Солнца; они не являются следом на поверхности Солнца от прохождения внешних небесных тел, таких как планеты или метеоры.

В заключении данного раздела подчеркнем, что в эпоху, когда наблюдения за солнечными пятнами носили отрывочный характер, и авторитет Аристотеля все еще имел большую силу, исторический контекст, войны, биография каждого из наблюдателей и многие другие факторы приобретают немалое значение. Например, Жак Кассини [388] (Кассини II) был ярым последователем философии Декарта [389]. В свою очередь, картезианство постулирует самодостаточность теоретических идей, которые не требуют экспериментальной проверки. Если в ходе эксперимента, результаты не согласуются с теорией, то предпочтение нужно отдать именно теории, поскольку эксперимент является грубым, а идея идеальной. Таким образом, приверженность ученого философии Декарта заставляет сомневаться в заинтересованности наблюдателя в регулярных наблюдениях и деталях эксперимента, например, наблюдении небольших солнечных пятен.

Приверженность той или иной научной школе, профессия, местоположение, научные взгляды, используемые инструменты, все это должно быть принято во внимание [122]. Так, например, камера-обскура дает довольно размытое изображение Солнца. Польский астроном и градоначальник Ян Гевелий при измерении высоты светила с помощью квадранта вовсе не пользовался телескопом [390]. Наблюдения за Солнцем в больших городах могли быть сильно осложнены различными антропогенными факторами. Например, видимость в

Лондоне была сильно затруднена из-за того, что жители топили печи углем. Город был окутан смогом, особенно в холодное время года. Таким образом, число пятен, видимых в телескоп, должно было быть заметно сниженным.

Чтобы заработать пенсию многие ученые, в частности, астрономы добивались покровительства правящей династии. Например, Галилей [391] назвал открытые им спутники Юпитера в честь покровительствующей ему семьи Медичи "Sidera Medicea" (звезды Медичи), Малапер [392] назвал солнечные пятна "Austriaca sidera" (Австрийские звезды) в честь короля Испании Филиппа IV, Тард [377] называл пятна "Borbonia sidera" (звезды Бурбонов) в честь Людовика XIII, Джованни Доменико Кассини [393, с. 500] назвал спутники Сатурна "Sidera Lodoicea" (звезды Людовика) в честь Людовика XIV. Тард [377] писал, что солнечные планеты подобны принцам, дворянам и лучникам, окружающими Солнце — символ французской монархии [374]. Данный контекст не позволяет предполагать, что Солнце может быть осквернено мерзкими пятнами. Таким образом, и политика и, конечно, религия, оказывали влияние на развитие науки в XVII веке.

5.3 Зарисовки пятен в XVII столетии 5.3.1 Зарисовки Галилео Галилея

Опубликованные зарисовки солнечных пятен, сделанные Галилео Галилеем [376], охватывают промежуток времени с 2 июня по 8 июля 1612-го г. (рис. 5.4). Тард [377] впоследствии критиковал Галилея за то, что тот основывает свои доводы о природе солнечных пятен на столь короткой серии наблюдений, в то время как сам Тард потратил около четырех лет на наблюдения.

Галилей был одним из немногих в XVII веке, кто зарисовывал "мгновенное" положение пятен на солнечном диске, а не их транзит. Из рисунка 5.4 можно видеть, что отрисовка каждой из групп пятен довольно детальна, многие группы имеют сложную структуру, за счет прорисовки хвостовых пятен, группы зачастую имеют протяженность по долготе. С использованием зарисо-

Рисунок 5.4 — Зарисовки диска Солнца, сделанные Галилеем в 1612-ом г.: а) 8 июня, б) 17 июня, в) 26 июня, г) 3 июля. Рисунки взяты из книги [376].

Рисунок 5.5 — Зарисовки диска Солнца, сделанные Бенедиктом Сестини 19 и 24 сентября 1850 г. Рисунки взяты из книги [394].

вок Галилея в работе [76] были восстановлены гелиографические координаты положения групп пятен. Наибольшее значение широты, на которой появлялись пятна в северном полушарии, равно ~ 33°, в южном — ~ 25.5°.

Для сравнения на рисунке 5.5 показаны зарисовки солнечных пятен, выполненные Бенедиктом Сестини в конце XIX века. Сравнительный анализ рисунков 5.4 и 5.5 обнаруживает их сходство, а именно прорисовка тонкой структуры групп солнечных пятен, долготная протяженность больших групп. Забегая вперед, можно сказать, что зарисовки сделанные Галилеем являются лучшими по сравнению с зарисовками других наблюдателей в течение XVII века.

5.3.2 Зарисовки Кристофа Шайнера

На рисунке 5.6 представлены несколько зарисовок диска Солнце из книги Шайнера [380] "Rosa Ursina". Это, вероятно, единственная книга XVII столетия, большая часть которой посвящена наблюдениям за солнечными пятнами. Зарисовки охватывают регулярные наблюдения с 14 декабря 1624 по 5 июня 1626 г. (однако в наблюдениях есть пропуски, например, с 19 апреля по 21 мая

Рисунок 5.6 — Зарисовки диска Солнца, сделанные Шайнером: а) 7-18 января

1625 г., б) 11-23 мая 1625 г., в) 21 мая по 5 июня 1626 г., г) август-сентябрь

1626 г. и март 1627 г. Рисунки взяты из книги [380].

1626 наблюдения отсутствуют). Также книга содержит отрывочные зарисовки с 1621 по 1627 г., которые используются для сравнения с зарисовками 1625-го г.

Как отмечалось ранее, Шайнер согласился с доводами Галилея, о том, что солнечные пятна имеют солнечное происхождение. Стилистика зарисовок Шайнера отличается от зарисовок Галилея. Шайнер, как и многие другие наблюдатели, рисовал прохождение пятен по диску Солнца. Большинство пятен представленных в книге [380] являются довольно долгоживущими, то есть их транзит нарисован от восточного лимба до западного.

В третьей книге (главе) [380] содержится основная часть зарисовок. Первые зарисовки представлены в виде двойного диска Солнца (рис. 5.6 а). Транзит пятен по большому диску дублируется на диске меньшего размера, которые расположен в центре рисунка. Детальное сравнение групп пятен большого и маленького дисков выявляется их сильную разницу. Так на диске меньшего размера присутствуют хвостовые пятна, а на диске большего размера нарисованы в основном крупные пятна. То есть внимание уделяется довольно большим пятнам правильной формы.

На рисунке 5.6 (б) приведен другой пример зарисовки. Отдельным наиболее крупным пятнам или скоплениям мелких пятен Шайнер присваивал буквенный идентификатор. Поскольку в XVII веке еще не было понятия группы солнечных пятен, то на зарисовках одной и той же группе пятен могло соответствовать несколько буквенных идентификаторов. Например, в северном полушарии на рисунке 5.6 (б) буквами "Ь" и "с" обозначены два крупных пятна из одной группы. Также возле лимбов Шайнер часто зарисовывал факельные площадки.

На рисунке 5.6 (в) показан транзит самой большой группы пятен из книги [380]. В случаях, когда последовательные зарисовки одной и той же группы пятен накладываются друг на друга, то есть долготный размер группы больше того расстояния, на которое смещается группа пятен за одни день, Шайнер рисовал данную группу выше или ниже той широты, на которой располагалась группа (рис. 5.6 в, группа в северном полушарии). Поскольку такой способ зарисовки занимает большую площадь по широте, другие группы пятен, появившиеся в том же диапазоне широт, уже не могут быть изображены. Иногда одна и та же группа пятен несколько раз рисовалась возле лимбов. Такой спо-

соб рисования прохождения групп пятен по диску Солнца сильно перегружен деталями [122].

В конце третьей книги (главы) [380] показано несколько рисунков с изображением прохождения пятен (в основном правильной формы и без хвостовых пятен) в разные периоды времени (рис. 5.6 г). По изгибу кривой транзита солнечного пятна можно судить о наклоне оси вращения Солнца к плоскости эклиптики.

Для наблюдателей в XVII веке "Rosa Ursina" стала одной из основных книг о солнечных пятнах, поскольку содержала самый большой каталог зарисовок и детальные описания. Гевелий, Дергам и Кассини I упоминали, что зарисовки Шайнера содержат много больших групп пятен. Это, в свою очередь, позволяет сделать предположение, что наблюдения Шайнера приходятся на период векового максимума. Также можно предположить, что в присутствии большого количества крупных пятен, пятна небольшого размера оставались без внимания наблюдателя.

В последней книге Шайнера [381], посвященной доказательству вращения Солнца вокруг Земли, содержится несколько зарисовок прохождения солнечных пятен по диску Солнца в 1629-м г. На рисунке 5.7 красным цветом обведены зарисовки, относящиеся к 12-26 июля, синим цветом — 9-22 августа, зеленым цветом — 5-24 сентября. Каждый из рисунков внутри красной, синей или зеленой рамок полностью охватывает соответствующий временной интервал, но зарисовки относящиеся к одному и тому же промежутку времени различаются [122]. Дело в том, что Шайнер уделяет внимание именно большим пятнам, в то время как транзит мелких пятен рисуется с пропусками (рис. 5.7 a и 5.7 б, рис. 5.7 г и 5.7 д).

Из-за того, что пятна обладают тенденцией появляться на близко расположенных широтах, отрисовка транзитов всех пятен в течение полуоборота Солнца сильно осложняется, а часть пятен и вовсе теряется. Так, например, на рисунке 5.7 (з) зеленым цветом обведено пятно "n", которое присутствует лишь 19-го сентября, и транзит которого не показан, так как он накладывается на прохождение пятна "l".

В итоге (рис. 5.7 в, 5.7 ж, 5.7 и, 5.7 к) Шайнер пытается установить закономерности движения лишь больших пятен, зачастую без полутени и хвостовых пятен.

в) июль, г)-ж) август, з)-к) сентябрь. Зеленым кружком обозначено пятно, транзит которого не нарисован. Рисунки взяты из книги [381].

Таблица 8 — Ежедневное число групп пятен в 1629-м г. согласно зарисовкам из книги [381]

Июль День Число групп

12 1

13 1

14 2

15 2

16 2

17 2

18 2

19 2

20 2

21 2

22 2

23 2

24 1

25 1

26 1

Август День Число групп

9 1

10 2