Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Индикаторы глобального магнитного поля Солнца в полярных областях 16
1.1. Некоторые экспериментальные данные о магнитных полях па Солнце 16
1.2. Глобальное магнитное поле 18
1.3. Магнитное поле в полярных областях 21
1.4. Полярные перья в цикле активности 27
Выводы к главе 1 33
Глава 2. Поведение магнитных фокусов полярного поля в 23-м цикле солнечной активности 35
2.1. Используемые данные 35
2.2. Методика обработки изображений 40
2.3. Нахождение положения магнитных фокусов 43
2.4. Зависимость положения магнитных фокусов от фазы цикла в 23 цикле 54
2.5. Положение магнитных фокусов на снимках короны, полученных во время затмений 59
Выводы к главе 2 71
Глава 3. Движение магнитных фокусов в цикле и эволюция глобального поля 73
3.1. Магнитные фокусы отдельных сферических гармоник 73
3.2. Положение фокуса для поля, представляемого суммой гармоник 76
3.3. Соотношение между гармониками в цикле 77
3.4. Данные гармонического анализа в 23 цикле 85
Выводы к главе 3 89
Заключение 91
Основные результаты и выводы 91
Благодарности 94
Литература 95
- Магнитное поле в полярных областях
- Зависимость положения магнитных фокусов от фазы цикла в 23 цикле
- Положение магнитных фокусов на снимках короны, полученных во время затмений
- Соотношение между гармониками в цикле
Введение к работе
Актуальность проблемы
Магнитное поле является первопричиной практически всех активных процессов, протекающих в наблюдаемых слоях Солнца, По-видимому, магнитное поле имеется и в глубине Солнца, во всей толще конвективной зоны, у нижней границы которой, как утверждают современные теории, генерируется основной магнитный поток. Есть предположения, что в ядре Солнца сохранилось реликтовое магнитное поле со времен формирования звезды.
Магнитное поле в атмосфере Солнца не остается постоянным, оно претерпевает сложные структурные изменения в самых различных масштабах, от мелких, локальных и, как правило, быстротечных, до крупномасштабных, затрагивающих всю поверхность сферы. Временная эволюция подчиняется, прежде всего, квазиодшшадцатилетней цикличности, проявляющейся в полях различной интенсивности и разных масштабов.
Магнитное поле полярных областей Солнца представляет большой интерес с точки зрения изучения природы солнечной активности, законов цикличности, теории динамо. Полярные корональные дыры являются источниками быстрого солнечного ветра, оказывающего большое влияние на состояние космической погоды у Земли. Приполярные зоны можно считать относительно спокойными частями солнечной поверхности: здесь никогда не наблюдаются солнечные пятна, вспышки. Протуберанцы и волокна прорываются сюда только в эпоху максимума активности перед перепо-люсовкой глобального магнитного поля; здесь нет дифференциального вращения, да и, вообще, вращательный момент очень мал, С другой стороны, на фоне этого спокойствия хорошо видны крупномасштабные и долго-периодические изменения, которые, по-видимому, отражают процессы, происходящие в конвективной зоне, области генерации магнитных полей.
Поскольку ось вращения Солнца почти перпендикулярна плоскости эклиптики, полярные области не бывают обращены к Земле и всегда расположены у лимба, где измерения магнитного поля при помощи магнитографа, использующего эффект Зеемана, сопряжены с очень большими трудностями, Поэтому для изучения свойств полярного магнитного ПОЛЯ большое значение имеют более косвенные методы оценки его характеристик. Лучевые корональпые структуры хорошо передают форму силовых линий, так как в условиях сильного магнитного поля (малости плазменного параметра р) коэффициенты переноса вдоль поля во много раз больше, чем поперек и все неоднородности плотности вытянуты вдоль магнитных силовых линий. Поведение точек пересечения касательных к лучевым структурам полярной короны, магнитных фокусов, отражает эволюцию крупномасштабного магнитного поля вблизи полюсов Солнца, Это один из немногих источников информации о полярном магнитном поле.
Цель работы
Основной целью работы ставилось изучение изменений геометрии полярных лучевых структур в цикле и связь этих изменений с динамикой глобального магнитного поля Солнца. Для выполнения этой задачи необходимо было;
1. Разработать методику обработки большого числа снимков SOHO/EIT
для нахождения касательных к полярным лучевым структурам и
глубины залегания магнитных фокусов,
2, Исследовать поведение магнитных фокусов по ежедневным данным
SOHO/EIT в течение 23-го солнечного цикла и сравнить полученную
зависимость величины q от времени с имевшимися ранее данными
по затменным наблюдениям солнечной короны.
3. Найти связь изменений положения магнитных фокусов с эволюцией глобального магнитного поля Солнца,
Научная новизна
В диссертационной работе впервые;
L Проанализированы ежедневные данные но структуре полярной солнечной короны вблизи лимба в 23-м цикле в линии железа FeIX/X 171 А.
Обнаружено скачкообразное уменьшение величины q во время пере-полюсовки глобального магнитного поля Солнца.
Дано объяснение понижению положений магнитных фокусов в эпоху максимума активности, несмотря на повышение относительного веса мультиполей высоких степеней в разложении глобального поля.
Предложена простая модель эволюции глобального поля, состоящая из двух компонент поля разного пространственного масштаба с фазовым сдвигом около половины цикла солнечных пятен, которая удовлетворительно описывает поведение магнитных фокусов в цикле.
Научное и практическое значение работы
Результаты, полученные в данной работе важны для понимания связи эволюции полярного магнитного поля с динамикой глобального поля Солнца в течение цикла солнечной активности. Продемонстрирована перспективность использования косвенных методов в изучении структуры магнитного поля в полярных областях Солнца,
Разработанные методы и компьютерная программа могут быть использованы для анализа лучевой и волокнистой структуры астрономических объектов.
Разрешено противоречие между поведением магнитных фокусов в
цикле и изменением весов различных гармоник в разложении глобального магнитного поля Солнца по мультиполям. Показана, что геометрия полярных лучевых структур может быть инструментом исследования глобального поля.
Положеная, выносимые на защиту
Полученная на основе ежедневных снимков короны Солнца зависимость положение магнитных фокусов от времени в течение полного цикла активности.
Объяснение уменьшения величины параметра q вблизи максимума, несмотря на повышение относительного веса мультиполей высоких степеней в разложении глобального поля.
Модель эволюции глобального поля, состоящая из двух компонент поля разного пространственного масштаба с фазовым сдвигом около половины цикла солнечных пятен, которая удовлетворительно описывает поведение магнитных фокусов в цикле.
Личный вклад автора
Автором разработана и реализована методика поиска полярных лучевых структур, их осей и нахождения пересечения касательных к полярным лучевым структурам с осью вращения Солнца на изображениях короны, создана компьютерная программа полуавтоматического поиска магнитных фокусов. Обработано около трех с половиной тысяч ежедневных снимков короны, полученных SOHO/EIT, и найдены положения магнитных фокусов для каждого дня наблюдений. Вся статистическая обработка результатов проведена автором самостоятельно.
Автором получены снимки солнечной короны в видимом свете при солнечном затмении 29.03.2006 на Кисловодской Горной астрономической станции ГАО, проведен сравнительный анализ с наблюдениями космической обсерватории SOHO.
Автор участвовал на всех стадиях исследования связи поведения магнитных фокусов с эволюцией глобального поля, разработке модели, адекватно описывающей это поведение.
Апробация
Основные результаты диссертационной работы докладывались на:
Симпозиуме Международного астрономического союза № 223 «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity» (г. Санкт Петербург, 14-19 июня 2004);
Первом международном симпозиуме по космическому климату (г. Оулу, Финляндия, (20- 23 июня 2004 г.);
Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогео физической активности» (г. Троицк, 10-15 октября 2005 г,);
X Пулковской международной конференции по физике Солнца «Квазипериодические процессы па Солнце и их геоэффективные проявления» (г. Санкт Петербург, 6-8 сентября 2006 г,);
на семинарах ИЗМИРАН.
Публикации
По теме диссертации опубликовано 4 статьи в рецензируемых научных журналах и 2 статьи в трудах конференций.
Структура и объем работы
Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения и списка цитированной литературы. Общий объем диссертации 103 страниц, включая 41 рисунок, 1 таблицу и 85 библиографических ссылок.
Содержание работы
Во введении к диссертации обосновывается актуальность темы исследований, указываются цели работы, место и роль выполненной работы в общем контексте научных исследований по данной тематике, показана новизна результатов и их практическая значимость. Сформулированы основные положения, выносимые автором на защиту,
В первой главе дается краткий обзор современных сведений о магнитном поле Солнца его эволюции в ходе солнечного цикла. Обращено особое внимание па полярные области Солнца, которые представляют большой интерес как с точки зрения изучения эволюции глобального магнитного поля, теории его происхождения, цикличности, так и с точки зрения воздействия Солнца на межпланетную среду, проблемы ускорения солнечного ветра и прогнозирования геоэффективных явлений.
В первом параграфе перечислены основные экспериментальные данные о магнитных полях на Солнце. Отмечается, что их можно разделить на сильные, сосредоточенные в пятнах и активных областях, и слабые, покрывающие практически всю поверхность Солнца. Слабые поля могут иметь больший пространственный масштаб, так что их суммарный магнитный поток значительно превышает поток активных областей в мини* муме, начале роста и конне спада активности и всего лишь вдвое меньше его в максимуме. Наблюдения с высоким пространственным разрешением показали, что и в областях слабого поля магнитный поток образуется отдельными крошечными элементами сильного поля -1 кГс,
Во втором параграфе речь идет о глобальном поле Солнца. Хотя регулярного и постоянного магнитного поля, такого как, скажем, у Земли, у Солнца нет, это не значит, что магнитные поля на Солнце совершенно хао-
тические. Имеется определенная организация распределения полей по поверхности и во времени, имеющая, впрочем, и стохастическую составляющую. Самой заметной особенностью солнечного магнитного поля является его цикличность, имеющая полный период около 22 лет, В сферическом слое, толщиной около двух радиусов Солнца, магнитное ноле достаточно хорошо соответствует потенциальному приближению, которое широко применяется для расчетов поля выше фотосферы, где прямые измерения пока невозможны. На внешней границе сферического слоя принимается условие радиальности поля, а на внутренней - распределение радиальной компоненты, следующее из магнитографических измерений в фотосфере. Решение обычно находится в виде разложения по сферическим функциям.
В третьем параграфе обсуждается магнитное поле полярных областей Солнца, которое представляет большой интерес с точки зрения изучения природы солнечной активности, законов цикличности, теории динамо. Полярное поле долгое время полагали состоящим из остатков хвостовых частей активных областей, возникших в более низких широтах и продрейфовавших в направлении полюсов (хвостовые части изначально ближе к полюсам), однако появляется все больше данных о более самостоятельной роли полярного поля,
В четвертом параграфе подчеркивается, что из-за сложности измерения магнитного поля в полярных областях первостепенное значение приобретают косвенные методы получения информации о поле. Одним из наглядных индикаторов геометрии поля вблизи полюсов являются полярные перья. Количественной величиной, характеризующей расходимость силовых линий, служит расстояние q от центра диска Солнца до точки пересечения касательных к полярным лучам - магнитного фокуса. Положение фокусов меняется в ходе солнечного цикла, отражая эволюцию глобального поля, причем поведение фокусов кажется противоречащим дан-
ным гармонического анализа поля в цикле. Обосновывается необходимость детального исследования изменений q в цикле, которое стало возможным благодаря ежедневным наблюдениям короны из космоса.
Во второй главе описывается наблюдательный материал, служащий основой для исследования поведения магнитных фокусов в ходе 23 цикла солнечной активности. Это снимки короны в ультрафиолетовом диапазоне, получаемые с помощью телескопа EIT космической обсерватории SOHO-В первом параграфе приведены некоторые сведения об этом космическом аппарате и о телескопе. Наиболее подходящим по четкости, выраженности и контрастности полярных перьев оказался канал 171 А, содержащий спектральные линии ионизированного железа Fe IX/X.
Во втором параграфе излагается методика изучения изменения глобального магнитного поля Солнца по снимкам SOHO/EIT. Для возможности работы с большим объемом графических данных составлена компьютерная программа полуавтоматического построения касательных к полярным лучам и нахождения фокусов в среде MatLab. Поиск полярных лучевых структур осуществляется следованием с шагом в один пиксель максимальному градиенту яркости. В программе производилась нормализация яркости снимков, нахождение лимба, построение касательных к полярным лучевым структурам, нахождение фокусов и расчет величин q для северной и южной полусфер. На 3211 из 3384 снимков за период с 16.01,1996 по 01.08.2006 были успешно построены касательные к полярным лучевым структурам, найдены зависимости изменения величин qb отклонения от среднего (о), величины, характеризующей параллельность касательных o(tg(a)) от времени для 23-го солнечного цикла.
В третьем параграфе показаны примеры исходных снимков и результатов обработки для различных моментов цикла. Приведен график зависимости количества успешных построений на одном снимке от времени
(фазы цикла солнечной активности), В период минимума активности количество успешных построений траекторий поиска велико (в среднем 8-12) в каждой полусфере и оно уменьшается до 4-6 в максимуме активности. Вблизи максимума касательные, построенные для разных широт, следуют почти параллельно.
В четвертом параграфе построена зависимость изменения величины q в 23-м цикле солнечной активности. Ежедневные наблюдения короны с помощью телескопа SOHO/EIT позволяют радикально изменить представления о зависимости положений магнитных фокусов от фазы цикла. В отличие от более ранних представлений, сложившихся на основе редких затменных данных, вместо плавного подъема на фазе спада активности и опускания на фазе роста, напоминающего синусоиду, наблюдается резкое уменьшение величины q для обеих полусфер с 0,61 для северной и 0,60 для южной полусфер до 0,53 для северной и 0,48 для южной за период с января 2001 по ноябрь 2001 года. Моменты переполюсовки приходятся почти точно на середину скачка. Поведение фокусов в северной и южной полусфере заметно различается; в то время как у q для южной полусферы есть явно выраженный максимум (январь 2001 г.) у величины q в северной полусфере есть два максимума - в марте 2000 г. и марте 2001 г.
В пятом параграфе проведено сравнение с результатами обработки снимков солнечной короны, полученных во время полных солнечных затмений, выполненных этой же программой и ручным способом. Продемонстрировано совпадение результатов по расчетам, выполненным программой. Величины q, найденные при ручной обработке, соответствуют найденным проіраммой в пределах погрешноеги. Отмечается, что данные по снимкам короны во время затмений вовсе не противоречат результатам, полученным по ежедневным наблюдениям, однако затмения столь редки, что все характерные особенности поведения фокусов в цикле «провалива-
ются» в большие интервалы между моментами наземных наблюдений короны,
В третьей главе проводится анализ полученных результатов о перемещениях магнитных фокусов с течением цикла и сопоставление с эволюцией глобального магнитного поля Солнца.
В первом параграфе показано, что магнитное поле, представляемое зональными сферическими гармониками, обладает свойством схождения к одной точке касательных к силовым линиям на сферической поверхности вблизи полюсов. Поскольку чем больше номер гармоники, тем больше значение q для нее, поведение магнитных фокусов в цикле противоречит тому, что в минимуме преобладают низшие гармоники, а в максимуме более высокие.
Во втором параграфе получено выражение для q в поле, представляющем собой сумму двух сферических гармоник разных степеней. Показано, что для поля, составленного из двух гармоник, имеющих противоположные полярности на полюсе, значение q может быть меньшим, чем q для каждой их них в отдельности. Это, в принципе, снимает противоречие, о котором говорится в предыдущем параграфе.
В третьем параграфе предложена простая модель глобального поля, составленного из третьей и седьмой гармоник, которая вполне удовлетворительно отражает наблюдаемую динамику глобальных нейтральных линий и магнитных фокусов полярного поля. Крупномасштабная часть поля в модели отстаег от низкочастотной на 6-8 лет. Возможно, что именно это свойство проявляется в том, что временной профиль числа полярных факелов довольно хорошо совпадает с временным профилем числа пятен цикла пятен, начинающегося при максимуме числа факелов, опережая его, таким образом, примерно на 6 лет.
В четвертом параграфе проведено сравнение изменений соотношения между крупномасштабной и «мелкомасштабной» частями поля, следующего из анализа движения фокусов, с поведением гармонических коэффициентов, полученных из непосредственного разложения измеряемого магнитографом поля. Результаты разложения глобального поля по сферическим гармоникам на основе данных магнитографических измерений поля с низким пространственным разрешением не противоречат результатам, полученным нами из анализа поведения магнитных фокусов в солнечном цикле. Более того, временные профили крупномасштабной и мелкомасштабной частей поля, которые потребовались нам для описания эволюции фокусов, соответствуют по соотношению амплитуд и фаз профилям суммы первой и третьей и суммы пятой, седьмой и девятой гармоник в модели с радиальным полем в фотосфере.
В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации, и обсуждаются возможные пути дальнейших исследований.
Магнитное поле в полярных областях
Несмотря на намеки, которые давали полярные перья, регулярного и постоянного магнитного поля, такого как, скажем, у Земли, у Солнца пет. Но это не значит, что магнитные поля на Солнце совершенно хаотические. Имеется определенная организация распределения полей по поверхности и во времени, имеющая, впрочем, и стохастическую составляющую. Действительно, в полярных областях магнитное поле довольно похоже на поле диполя с осью, направленной вдоль оси вращения Солнца. Но мевду полюсами, в низких и средних широтах, картина гораздо сложнее из-за наличия групп солнечных пятен и активных областей.
В 1843 г. немецкий астроном Г. Швабе обнаружил циклическую закономерность количества пятен, одновременно видимых на Солнце. Примерно кавдые одиннадцать лет число пятен, характеризуемое числом Вольфа, достигает максимума (различного в различных циклах), а в промежутках спадает почти до нуля. Пятна появляются в составе групп пятен и обычно парами противоположной полярности. Пятна разной полярности концентрируются в двух диаметрально противоположных частях группы, вытянутой преимущественно по долготе, создавая дипольный момент, В течение всего 11-летнего цикла от минимума до минимума головные пятна в северном полушарии, за редким исключением, имеют одну и ту же полярность, противоположную полярности головных пятен южного полушария- закон Хейла - Никольсона (Hale, Nikolson, 1938). В следующем цикле полярности меняются. Таким образом, полный цикл имеет протяженность 22 года. Первые пятна нового цикла появляются на широтах примерно 30. С развитием цикла средняя широта появления пятен смещается к экватору, достигая примерно 10 к концу цикла. Головные пятна располагаются несколько ближе к экватору, чем хвостовые, так что дипольный момент группы наклонен на 10 к параллели.
Магнитный поток вблизи полюсов Солнца в минимуме активности имеет ту же полярность, что и головные пятна соответствующего полушария. Однако примерно в середине цикла происходит изменение направления полярного поля на противоположное - переполюсовка (подробнее об этом - в следующем параграфе).
Хотя в различных диапазонах волн практически вся атмосфера Солнца доступна наблюдениям, надежные измерения магнитных полей возможны пока лишь на уровне фотосферы, причем вне активных областей измеряется только компонента поля вдоль луча зрения. Чувствительность магнитографов к поперечному лучу зрения полю на два порядка ниже, чем к продольному, поэтому только самые сильные поля вблизи пятен измеряются вектор-магнитографами. Хромосферные, а тем более корональные линии, широки и имеют более сложные механизмы образования, поэтому они малопригодны для обнаружения магнитного расщепления» Таким образом, на основании регулярных наблюдений имеются данные только о распределении на уровне фотосферы одной компоненты магнитного поля.
Согласно теории динамо и данным гелиосейсмологии основной магнитный поток на Солнце генерируется вблизи основания конвективной зоны в тахоклине (Gilman, 2000). На поверхность поле выносится в виде отдельных всплывающих магнитных трубок (Parker, 1955; Хыоз, 1995). Если электрические токи, генерирующие поле, находятся под фотосферой, то потенциальное поле в короне можно рассчитать, решая внешнюю краевую задачу для сферы. На большом удалении от поверхности Солнца поле имело бы дипольный характер, согласно известной теореме электродинамики. Однако на высоте нескольких солнечных радиусов корона начинает неограниченно расиїиряться, порождая солнечный ветер, и вытягивает за собой магнитное поле. Поле становится радиальным, что свидетельствует о присутствии электрических токов в межпланетном пространстве. Тем не менее, в сферическом слое, толщиной около двух радиусов Солнца, магнитное поле достаточно хорошо соответствует потенциальному приближению. На внешней границе сферического слоя принимается условие радиальности поля, а на внутренней - распределение радиальной компоненты, следующее из магнитографических измерений в фотосфере (Schatten etal., 1969; Altschuler, Newkirk, 1969; Adams, Pneuman, 1976; Altschuler et al., 1977; Teuber et al, 1977; Schulz et al., 1978; Elwert et al, 1982; Levine et al., 1982; Obridko etal., 1995).
Решение обычно находится в виде разложения по сферическим функциям (Schatten et al., 1969; Hoekzema, Scherrer, 1986). На рис. 1 показано изменение со временем величины магнитного поля (в мГс) различных сферических гармоник на уровне фотосферы (Bravo et al., 1998), отмечены максимумы и минимумы 21 и 22 циклов. В минимуме активности доминирующей в фотосфере является 3-я гармоника (Bravo et al., 1998). Аксиально-симметричная 3-я гармоника g3o (октуполь) имеет три линии раздела полярностей радиальной компоненты, расположенные на широтах 0 и ± 5Г. Последние две хорошо соответствуют положению полярных венцов протуберанцев в эпоху минимума. С ростом активности резко усиливается роль более высоких гармоник, которые представляют более мелкомасштабные поля и имеют множество линий раздела полярностей. Рассматривая только аксиально-симметричные гармоники, можно сказать, что по мере приближения к максимуму одна из линий раздела полярностей возникает на все более высоких широтах. Можно интерпретировать такие изменения как дрейф нейтральной линии и полярного венца протуберанцев к полюсу (Makarov, Filippov, 2003).
Зависимость положения магнитных фокусов от фазы цикла в 23 цикле
Сравнение рис. 26 и 27 с рис. 6 и 7 показывает, что ход полученных кривых радикально отличается от имевшихся рапсе представлений, сложившихся на основе ручной обработки снимков короны только во время затмений. Вместо плавного уменьшения q при росте активности и последующего роста q после прохождения максимума активности видна совершенно иная картина: в период максимума активности, точнее, в период пе-реполюсовки, происходит скачкообразное уменьшение q для обеих полусфер. Моменты переполгосовки (Benevolenskaya et al, 2005), отмеченные на рис, 27 вертикальными пунктирными линиями, приходятся почти точно на середину скачка. Таким образом, минимальные значения q действительно достигаются в эпоху максимума активности после переполюсовки? однако максимальные значения или сравнимые с ними шже наблюдаются вблизи максимума, но до переполюсовки.
В начале цикла значение q немного выше среднего и до середины 1997 г. оно растет, достигая наибольшей величины 0,63 в южной полусфере и экстремума, чуть ниже максимального, - в северней (0,61). Затем идет спад до уровня немного меньшего того, что был в минимуме активности, и новый рост к моменту первого максимума пятпообразования (май 2000 г.) (как известно, в 23 цикле, как и во многих других, было два пика пятнооб-разовательной деятельности). Далее, поведение фокусов в северной и южной полусфере заметно различается: в то время как у q для южной полусферы есть явно выраженный максимум (январь 2001 г,) у величины q в северной полусфере есть два максимума - в марте 2000 г, и марте 2001 г. Затем, в период переполюсовки (март 2001 г. - ноябрь 2001 г,) происходит резкое падение значений q для обеих полусфер, причём размах для южной полусферы почти вдвое больше, чем для северной. Далее происходит плавный синхронный рост q в обеих полусферах, причём значения q для южной несколько ниже, чем для северной. При обшей зашумленности наиболее заметные особенности поведения кривых повторяются в обеих реализациях. По результатам (Makarov et al., 1999), величина q в среднем уменьшается, для южной полусферы это более ярко выражено, чем для северной. Экстраполяция величин q по данному периоду линейным трендом для демонстрирует для северной полусферы уменьшение от 0,57 до 0?55, для южной от 0,70 до 0?50. На наш взгляд утверждать об уменьшении q в северной полусфере сомнительно, потому что величина уменьшения порядка ошибки. Более того, на рис. 28, в более мелком масштабе и усреднении по 200-м точкам, видно, что в данный период имеются сипусонодобные колебания. По нашим расчетам в северной полусфере величина q в среднем за этот период равняется 0,60 и наблюдается уменьшение для южной полусферы от 0,65 до 0,58 по линейному тренду,
Различный ход кривых зависимости положения фокусов от фазы цикла, полученных по наземным и космическим данным был достаточно неожиданным. Конечно же, возникает вопрос, не связано ли это с различием лучевых структур, наблюдаемых в ультрафиолетовом диапазоне и в белом свете? Интересно было бы сравнить результаты расчетов величин q по снимкам SOHO со снимками короны в видимом диапазоне, полученными во время солнечных затмений па Земле, Для этого в Интернете были найдены снимки солнечной короны различных авторов: Wendy Carlos, Wendy Carlos & Jonathan and Jan Kerm, Wendy Carlos & Fred Espenak, Bob Yen, Nick James, Williams College, Mouette & Koulchmy, Fred Espenak, Wendy Carlos and Jay M. Pasachoff за период 1996 - 2006 п\ Снимки были представлены в форматах gif и jpeg с разрешением примерно от 500 350 до 900 800 точек. Так как некоторые снимки не были сориентированы (северный полюс строго вверху, южный - внизуX они были повернуты. Ориентиром являлись снимки солнечной короны SOHO/LASCO на этот же день. Радиус Солнца на данных снимках составлял около 50 точек (для сравнения - на снимках с SOHO - 750 точек). Несмотря на такую разницу в пространственном разрешении (более 10 раз!) большая часть снимков поддаётся обработке.
Программным методом удалось найти величины q для снимков 9 марта 1997, 26 февраля 1998, 21 июня 2001 и 29 марта 2006 года. Результаты приведены в таблице 1. Для тех дат, в которые снимки затмений удалось обработать, мы, также, рассчитали величины q по снимкам с SOHO. Как видно, рассчитанные па основе затменных снимков величины q лежат в той же области значений, что и рассчитанные по снимкам с SOHO. Для тех же затменных снимков была также определены величины q вручную. Использовались уже сориентированные в направлении север-юг снимки. На них, где это было возможно, в полярных областях проводились касательные (рис. 29 - 33), вычислялась средняя точка их пересечения в каждой полусфере и рассчитывалось положение точки пересечения относительно центра, т.е. величина
Положение магнитных фокусов на снимках короны, полученных во время затмений
Очевидно, что для т п выполняется соотношение С\ Сі Сз. Существенно, что в интервале С\ С 0 значения q m меньше, чем q для каждой из гармоник. Таким образом, при возрастании относительного веса гармоники ть имеющей противоположную полярность, магнитный фокус суммарного поля понижается по сравнению с фокусами каждой из гармоник до момента, несколько предшествующего моменту смены знака поля на полюсе (переполюсовки). Это свойство может быть причиной наблюдаемого эффекта понижения магнитных фокусов в максимумах активности до уровня, меньшего, чем те, что соответствуют гармоникам, преобладающим в глобальном поле в максимуме,
Солнечный магнитный цикл представляет собой сложный процесс, который весьма далек от простой осцилляции коаксиального с осью вращения Солнца диполя. В момент переиолюсовки поле в низких широтах не исчезает и даже не уменьшается, а наоборот усиливается и усложняется, В какой-то мере самые общие черты магнитного цикла передает модель вращающегося в меридиональной плоскости диполя (Старкова, Соловьев, 1997; Zhukov, Veselovsky, 2000; Веселовский, 2006). Оставаясь в рамках осесимметричной модели, следует заключить, что гармоники при одинаковом временном периоде имеют различные фазы. Это хорошо видно, например, на рис. 1, взятом из работы (Bravo et al., 1998): первая и третья гармоники достигают максимума вблизи солнечного минимуму, а шестая и девятая - вблизи солнечного максимума.
Попытаемся построить простейшую модель динамики глобального осесимметричного поля Солнца, представляемого всего двумя нечетными зональными гармониками п = 3 и п = 7, которая описывала бы поведение параметра q в цикле. Положим где Со - отношение амплитуд гармоник в минимуме активности, р - разность фаз между ними, ш - частота полного магнитного цикла. В соответствии с (11)-(13) Q = - 0,21; Сг = -0,28; С% = -0,5. Разность фаз согласно (Bravo et aL 1998) должна быть близка к л/2, причем, вообще говоря, она может быть как положительна, так и отрицательна. При положительной разности фаз, то есть при опережающем во времени ходе более крупномасштабной части поля, картина переполюсовки в модели кажется более адекватной наблюдениям эволюции глобального поля; область старого поля сжимается и исчезает на полюсе, а не вытесняется в более низкие широты возникающим на полюсе новым полем. Величина отношения амплитуд гармоник Со выбиралась так, чтобы в течение заметной части периода существовали значения q9 меньшие, чем у каждой из гармоник.
На рис. 36 и 37 показана зависимость q$ +. 7) от времени при положительной и отрицательной разности фаз (р. В нижней части рисунков приведены графики изменения магнитного поля на полюсе в относительных единицах. Амплитудные значение поля можно считать достигаются в минимуме активности, а нулевое - в максимуме. Приведенный на графиках интервал соответствует полному магнитному циклу, то есть двум 11-летним циклам пятнообразования. Для положительной разности фаз значения q монотонно убывают от одной переполюсовки до другой, для отрицательной - возрастают. Вблизи момента переполюсовки значения q устремляются к плюс или минус бесконечности, но следует иметь ввиду, что в это время лучевые структуры в полярных областях труднонаблюдаемы, если они вообще существуют. Принципиально, что этой простой модели q меняется скачком от малых значений до больших в случае положительной разности фаз и от больших к малым в случае отрицательной разности фаз. То есть, до и после максимума значения должны сильно различаться. На основе данных, которые получены по результатам наблюдений полных солнечных затмений, однозначно сказать существует ли такой эффект невозможно. Именно вблизи максимумов информация наиболее отрывочна. Расхождение с графиком на рис 6 мы первоначально приписали схематичности модели и отрывочности данных о д, полученных по снимкам короны во время затмений.
Анализ ежедневных изображений короны показал, что вблизи максимума активности во время переполюсовки действительно происходит резкий скачок значений q. Таким образом, особенность, казавшаяся недостатком простой модели, получила подтверждение в экспериментальных данных. Более того, ход кривой д(Ф), демонстрирующий преимущественный рост значений q в течение цикла, позволяет сделать выбор знака разности фаз двух гармоник в пользу минуса. График #(Ф), показанный на рис. 38, неплохо соответствует экспериментальной кривой на рис. 27. Значения разности фаз и отношения амплитуд были уточнены для более детального сходства кривых:
Соотношение между гармониками в цикле
Проведенные исследования были направлены на изучение циклических вариаций структуры полярной короны Солнца и их связи с эволюцией глобального магнитного поля. Из-за сложности измерения магнитного поля в полярных областях с помощью магнитографа сведения о нем достаточно скудные и неточные. В связи с этим особую ценность имеют косвенные методы получения информации о поле. Одним из наглядных индикаторов геометрии поля вблизи полюсов являются полярные перья. Количественной величиной, характеризующей расходимость силовых линий в полярных шапках, служит расстояние q от центра диска Солнца до точки пересечения касательных к полярным лучам - магнитного фокуса. До последнего десятилетия положение фокусов определялось только по снимкам короны, полученным во время полных солнечных затмений, а так как промежутки между затмениями порядка года, эти сведения весьма отрывочны. В связи с непрерывным мониторингом короны космической обсерваторией SOHO с начала 1996 г. появилась возможность проследить за перемещением магнитных фокусов в течение полного солнечного цикла по ежедневным изображениям короны.
Основные результаты работы сводятся к следующему: 1, Разработана методика выделения полярных лучевых структур на изображениях короны в ультрафиолетовом диапазоне и составлена компьютерная программа полуавтоматического построения касательных к полярным лучам и нахождения фокусов в среде MatLab. В программе производится нормализация яркости снимков, нахождение лимба, построение касательных к полярным лучевым структурам, нахождение фокусов и расчет величин q для северной и южной полусфер. Поиск полярных лучевых структур осуществляется следованием с шагом в один пиксель максимальному градиенту яркости. 2. Обработано 3384 снимков короны в канале SOHO/EIT 171 А, содержащем спектральные линии ионизированного железа Fe IX/X, за период с 16,01 Л 996 по 01.08,2006. Для 3211 изображений были успешно построены касательные к полярным лучевым структурам и найдены расстояния q от центра диска до магнитных фокусов, 3. Проведено сравнение с результатами обработки снимков солнечной короны, полученных во время затмений, выполненных этой же программой и ручным способом. Продемонстрировано совпадение результатов по расчетам, выполненным программой. Величины q, найденные при ручной обработке, соответствуют найденным программой в пределах погрешности, 4. Построена зависимость изменения величины q в 23-м цикле солнечной активности. Эти данные радикально изменяют представления о зависимости положения магнитных фокусов от фазы цикла. Вместо плавного подъема па фазе спада активности и опускания на фазе роста, напоминающего синусоиду, как было принято считать ранее, во время переполюсовки происходит резкий подъем и падение значений q. Поведение фокусов в северной и южной полусфере заметно различается; в то время как у q для южной полусферы есть явно выраженный максимум (январь 2001 г.) у величины q в северной полусфере есть два максимума - в марте 2000 г. и марте 2001 г. Отмечается, что данные по снимкам короны во время затмений вовсе не противоречат результатам, полученным по ежедневным наблюдениям, однако затмения столь редки, что все характерные особенности поведения фокусов в цикле «проваливаются» в большие интервалы между моментами наземных наблюдений короны. 5. Показано, что для поля, составленного из двух гармоник, имеющих противоположные полярности на полюсе, значение q может быть меньшим, чем q для каждой их них в отдельности. Это разрешает существовавшее противоречие мевду изменениями относительных весов сферических гармоник в разложении глобального поля и понижением положения фокусов от минимума к максимуму. Поскольку чем больше номер гармоники, тем больше значение q для нее, поведение магнитных фокусов в цикле противоречило тому, что в минимуме преобладают низшие гармоники, а в максимуме более высокие. 6. Предложена простая модель глобального поля, составленного из третьей и седьмой гармоник, которая вполне удовлетворительно отражает наблюдаемую динамику глобальных нейтральных линий и магнитных фокусов полярного поля. Крупномасштабная часть поля в модели отстает от низкочастотной на 6-8 лет. Возможно, что именно это свойство проявляется в том, что временной профиль числа полярных факелов довольно хорошо совпадает с временным профилем числа пятен цикла пятен, начинающегося при максимуме числа фа-келов? опережая его? таким образом, примерно на 6 лет, 7. Проведено сравнение изменений соотношения между крупномасштабной и «мелкомасштабной» частями поля, следующего из анализа движения фокусов, с поведением гармонических коэффициентов, полученных из непосредственного разложения измеряемого магнитографом поля. Результаты разложения глобального поля по сферическим гармоникам на основе данных магнитографических измерений поля с низким пространственным разрешением не противоречат результатам, полученным нами из анализа поведения магнитных фокусов в солнечном цикле. Более того, временные профили крупномасштабной и мелкомасштабной частей поля, которые потребовались нам для описания эволюции фокусов, соответствуют по соотношению амплитуд и фаз профилям суммы первой и третьей и суммы пятой, седьмой и девятой гармоник в модели с радиальным полем в фотосфере. Результаты проведенного анализа геометрии полярных лучевых образований свидетельствуют о том, что они достаточно точно и наглядно отражают структуру глобального магнитного поля. Это можно считать основанием использования полярных лучей в качестве инструмента изучения поля, тем более что в полярных областях его почти невозможно измерять магнитографами даже в фотосфере. Например, моменты переполюсовок могут быть довольно точно определены по резкому уменьшению величины параметра q - глубины расположения магнитных фокусов. Благодарности Автор выражает глубокую благодарность и признательность научному руководителю БЛ. Филиппову за руководство работой. Благодарю сотрудников лаборатории солнечной активности за помощь в работе. Благодарю сотрудников Кисловодском горной астрономической станции ГАО за помощь при наблюдениях солнечного затмения.
