Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Асимметрия пятнообразования в полушариях Солнца 35
1.1 Хронология исследований 35
1.2 Синхронизация как явление 38
1.3 Методология
1.3.1 Рекуррентный анализ 40
1.3.2 Кросс-рекуррентные графики 42
1.3.3 Вейвлет-анализ
1.4 Сравнительный анализ NA и LOS 45
1.5 Фазовая асинхронизация пятнообразования в полушариях 47
1.6 Фазовая асинхронизация и широтное распределение пятен 51
1.7 Наблюдения Кэррингтона и Шперера 53
1.8 Наблюдения Штаудахера, Гамильтона и Гимингама 55
1.9 Вековой ход n–s фазовой асимметрии 57
1.10 Обсуждение 59
1.11 Выводы 61
Глава 2. Потерянный импульс солнечной активности 63
2.1 Максимумы активности 63
2.2 Импульсы и кластеры 64
2.3 Моделирование циклов 68
2.4 Импульсы активности в циклах 10–23 72
2.5 Преддверие минимума Дальтона
2.5.1 История проблемы 75
2.5.2 Длинные циклы 82
2.5.3 Солнечные пятна на средних и высоких широтах з
2.5.4 Статистический тест 86
2.5.5 Проблема определения длины цикла 87
2.5.6 Закон Шперера для длинных циклов
2.6 Обсуждение 89
2.7 Выводы 92
Глава 3. Связь импульсов активности и полярных полей Солнца 95
3.1 Полярное поле и магнитные серджи 95
3.2 Основные уравнения
3.2.1 Угол наклона биполей 99
3.2.2 Супергрануляционная диффузия 101
3.2.3 Диференциальное вращение 102
3.2.4 Профили меридиональной циркуляции
3.3 Меридиональная циркуляция и полярное поле 106
3.4 Импульсы пятнообразования и серджи 109
3.5 Расчетный принцип схемы 110
3.6 Тестовая работа схемы 114
3.7 Реконструкция серджей в цикле 22 117
3.8 Причина ослабления полярного поля в цикле 23 119
3.9 Обсуждение 122
3.10 Выводы 126
Глава 4. Анализ циклов пятнообразования и полярных циклов по косвенным данным 128
4.1 Эмпирический метод Оля и его интерпретации 128
4.2 Данные обсерватории Маунт-Вилсон: полярные факелы 130
4.3 Данные обсерватории Кодайканал: индекс полярной сетки 133
4.4 Данные Кословодской горной астрономической станции, A–индекс 135
4.5 Полярные факелы и циклы пятнообразования 136
4.6 Правило Гневышева–Оля в циклах пятнообразования 142
4.7 Соотношение амплитуд в парах полярных циклов 151
4.8 Вариации числа полярных факелов в полушариях Солнца 153
4.9 Обсуждение 157
4.10 Выводы 158
Глава 5. Исследование минимума Маундера 161
5.1 Основные факты 161
5.2 Исторический контекст 172
5.3 Зарисовки пятен в XVII столетии
5.3.1 Зарисовки Галилео Галилея 177
5.3.2 Зарисовки Кристофа Шайнера 179
5.3.3 Зарисовки Пьера Гассенди 186
5.3.4 Зарисовки Яна Гевелия 186
5.3.5 Зарисовки Афанасия Кирхера
5.4 Зачем считать облака? 192
5.5 Короткие записи о наблюдении пятен 193
5.6 Избыток нулей в базе данных Хойта и Шаттена 196
5.7 Детальный анализ базы данных числа групп солнечных пятен 1 5.7.1 Минимум активности в 1617–1618 гг. 198
5.7.2 Наблюдения Пикара с 1653 по 1659-й г. 202
5.7.3 Наблюдения Пикара и Сиверса с 1660 по 1682-й г 207
5.7.4 Наблюдения отца и сына Ля Ир 2 5.8 Зарисовки и текстовые записи 215
5.9 Сценарий минимума Маундера 216
5.10 Асимметрия бабочек Маундера больших и малых групп солнечных пятен 223
5.11 Широтное распределение пятен 228
5.12 Косвенные данные о пятнообразовании 230
5.13 Обсуждение 237
5.14 Выводы 239
Заключение 243
Список литературы
- Рекуррентный анализ
- Импульсы активности в циклах
- Супергрануляционная диффузия
- Соотношение амплитуд в парах полярных циклов
Введение к работе
Актуальность темы
Исследование магнитных полей Солнца является одной из важнейших задач астрофизики. Структура и динамика магнитных полей Солнца выступают источником большинства процессов в солнечной короне, используются для анализа межпланетного магнитного поля, моделирования солнечного ветра, предсказаний космической погоды. В целом, процессы на Солнце можно назвать граничными условиями в исследовании межпланетного пространства и солнечно-земных связей.
Магнитные поля на на Солнце традиционно принято разделять на два класса: слабые крупномасштабные поля, в частности, полярное магнитное поле, и сильные локализованные поля, поля активных областей. По данным Вилкокской обсерватории Стэнфордского университета смена знака полярного поля Солнца в южном полушарии произошла в мае 2013-го г. Уже сейчас значения поля на юге близки к максимальной величине за предыдущий полярный цикл с 2000 по 2013-й г. Поле же в северном полушарии испытывает небольшие вариации возле нулевого значения. Магнитограммы Кисловодской горной астрономической станции ГАО РАН по состоянию на октябрь 2015-го г. свидетельствуют о присутствии значительного числа областей старой полярности в северном полушарии. Иными словами, переполюсовка запаздывает и налицо сильная асимметрия.
Анализ косвенных данных о крупномасштабном магнитном поле и амплитуде солнечных циклов показывает, что магнитное поле на полюсах в минимуме активности является прогнозирующим фактором (предиктором) амплитуды следующего солнечного цикла. Неизбежно рождается ряд вопросов: (i) не приведет ли наблюдаемая асимметрия полярного поля к повторению минимума Маундера (ММ), когда активно было лишь одно полушарие, и является ли прекращение и асимметричное возобновление пятнообразования звезды реально установленным фактом? (ii) как крупномасштабное поле свя-
зано с предыдущим циклом активности? (iii) подчиняется ли асимметричное поведение магнитных полей в полушариях Солнца каким-либо закономерностям?
Очевидно, что любое исследование должно основываться на достоверных экспериментальных данных. Ревизия индексов пятнообразования выявила неоднократное нарушение однородности временных рядов. В настоящее время ведётся активная работа по повторной калибровке наблюдательных данных. Новая (вторая) версия официальных индексов числа пятен и числа групп пятен не обнаруживает ни гранд-максимума, ни остановку пятнообразования в XVII веке. Таким образом, вопрос о том, как вела себя солнечная активность в прошлом, в частности в течение минимума Маундера, остаётся открытым. Ответ на него актуален не только для физики Солнца, но и в целом для астрофизики, поскольку является прецедентом перехода магнитоак-тивной звезды в “спящее” состояние с другим режимом генерации магнитных полей.
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 в работах разных авторов огромен. По всей видимости, сейчас мы вступаем в эпоху пониженной солнечной активности, так называемый вековой минимум, природа которого также пока неизвестна.
Результаты диссертационной работы являются новым шагом в изучении явления асимметрии солнечных процессов, важны для понимания природы и механизмов генерации магнитных полей звезды, полезны для выяснения причин появления в истории Солнца длительных минимумов активности и для предсказания солнечной активности в целом. Результаты работы включены в образовательный курс кафедры физики Земли Санкт-Петербургского государственного университета.
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 Маун-дера, Дальтона, Гляйсберга и текущий период пониженной солнечной активности.
Для достижения поставленной цели необходимо было решить следующие задачи:
-
Провести исследование фазовой асимметрии пятнообразования между северным и южным полушариями по данным наблюдений Кэррингтона, Шпёрера, Штаудахера, Гамильтона, Гимингама и гринвичского каталога;
-
Исследовать поведение солнечной активности в преддверии вековых минимумов, в частности, в преддверии минимума Дальтона;
-
Исследовать пространственно-временные соотношения между импульсами пятнообразования и вариациями полярного магнитного поля;
-
Провести анализ циклов пятнообразования и полярных циклов по косвенным данным на длительном (вековом) интервале времени;
-
Исследовать поведение солнечной активности по данным базы числа групп солнечных пятен Хойта и Шаттена и историческим архивам о наблюдении Солнца XVII-XVIII веков.
Основные положения, выносимые на защиту:
-
Предложена мера для оценки фазового рассогласования пятнообразования 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.
-
Существование длинного цикла активности в преддверии минимума Дальтона. Схожесть тонкой структуры циклов 23 и 4 в преддве-
рии вековых минимумов. Причиной появления пятен на высоких широтах на фазе спада 4-го цикла активности является импульс пятнообразования.
-
Модель широтно-временной эволюции для плотностей распределения нескомпенсированного магнитного потока от импульсов пятно-образования. 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.
-
Связь напряжённости полярного магнитного поля Солнца с предыдущим циклом пятнообразования. Чем слабее/сильнее цикл пятнообразования, тем слабее/сильнее полярное поле, создаваемое в ходе данного цикла пятенной активности. Амплитудные соотношения в чётно-нечётных и нечётно-чётных парах циклов пятнообразования сохраняются и для полярных циклов.
-
Сценарий поведения солнечной активности с 1610 по 1720-й г., согласно которому минимум Маундера является вековым минимумом с непрекращавшейся 11-летней цикличностью.
Научная новизна:
Все защищаемые положения являются оригинальными. Результаты, положенные в их основу, получены впервые.
-
Впервые использована идея синхронизации для описания североюжной асимметрии пятнообразования. Впервые для анализа асимметрии солнечной цикличности привлечены методики кросс-рекуррентного и кросс-вейвлетного анализа.
-
Для доказательства сохранения цюрихской нумерации солнечных циклов впервые использовано широтно-временное распределение пятен по данным наблюдений Штаудахера, Гамильтона и Гимин-гама.
-
Предложена оригинальная расчётная схема для оценки мощности сёрджей от импульсов пятнообразования к полюсам Солнца.
-
Данные числа полярных факелов в полушариях с 1906-го г. впервые использованы для проверки правила Гневышева-Оля для полярных циклов Солнца.
-
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.
Личный вклад
Автор принимал активное участие в постановке задач, проведении научных исследований и обсуждениях. Все тестовые эксперименты, написание программ, вычисления, обработка данных и графическая визуализация результатов, представленных в работе, проведены автором самостоятельно. Численные расчеты выполнены в среде программирования MATLAB. Все результаты являются оригинальными.
Апробация работы
Результаты диссертационной работы докладывались автором на конференциях и семинарах, среди которых международные конференции по проблемам Геокосмоса, ежегодные Пулковские международные и всероссийские конференции по физике Солнца, симпозиумы и ассамблеи Международного астрономического Союза (IAU), Международной ассоциации Геомагнетизма и Аэрономии (IAGA), Комитета космических исследований (COSPAR), конференции отделения физики Солнца Европейского физического общества (ESPD) и многие другие.
Публикации
Основные результаты по теме диссертации изложены в 35 печатных изданиях [-]; из них 16 статей в рецензируемых журналах, 17 статей в трудах конференций, 2 учебно-методических пособия. В 30 работах автор диссертации является первым автором. 19 статей индексируются базой данных Web of Science, 19 статей входят в перечень ВАК1.
1Труды симпозиумов Международного астрономического союза индексируются базой данных Web of Science.
Объем и структура работы
Рекуррентный анализ
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 — Г –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 (n-s) асимметрия. На рисунке 4 приведены сглаженные среднемесячные значения площадей пятен1 для северного (синим цветом) и южного (красным цветом) полушарий.
Согласно наблюдениям в Парижской обсерватории экстремально большая n-s 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
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 Сг 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 Рисунок 6 -- Число групп солнечных пятен GSN, согласно реконструкции Хой-та и Шаттена, (H&S) [22] и число групп GN, согласно Свальгарду и Шаттену (S&S) [59]. существование в истории Солнца (i) 70-летнего периода (1645-1715 гг.) полной остановки 11-летнего цикла (гранд-минимум) и (ii) периода гранд-максимума активности, начиная с 1940-х гг. Малиновым цветом показан ряд числа групп GN, составленный Свальгардом и Шаттеном (S&S) [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].
Импульсы активности в циклах
Во введении дана общая характеристика диссертационной работы. В начале перечислены и описаны основные известные пространственно-временные закономерности солнечной цикличности, на которых базируется исследование. Обоснована актуальность тематики диссертации, и изложено современное состояние исследований по выбранной научной проблеме; исходя из них сформулированы цель и задачи работы. Приведен полный список используемых в работе данных. Сформулированы основные положения, выносимые на защиту, с привязкой к новизне и оригинальности результатов диссертационной работы. Дано обоснование научной и практической значимости, степени достоверности результатов. Отмечены личный вклад автора, апробация работы, поддержка научно-исследовательской работы грантами. В конце кратко изложено содержание работы, указаны данные об объеме и структуре диссертации.
Первая глава диссертации посвящена исследованию фазовой асимметрии пятнообразования в полушариях Солнца.
Раздел 1.1 знакомит с хронологией исследований. Даны определения основным индексам n–s асимметрии: абсолютной AA и нормированной NA. Изложена суть схемы Вальдмайера для объяснения векового хода асимметрии солнечной активности. Сделан обзор работ по определению периодов амплитудной асимметрии.
В разделе 1.2 изложено обоснование применимости теории синхронизации для решения задач, поставленных перед диссертантом. Обозначены необходимые качественные допущения, при которых связь между полушариями может быть рассмотрена как явление фазовой синхронизации. Выдвинуто предположение, что фазовая n–s асимметрия есть следствие фазовой асинхронизации процессов северного и южного полушарий.
Далее, в разделе 1.3 описаны методы, которые используются в данной работе. В подразделе 1.3.1 изложена методология рекуррентных графиков, порядок их построения. Подраздел 1.3.2 посвящен кросс-рекуррентному анализу и построению линии синхронизации LOS, которая является мерой фазовых (временных) рассогласований двух процессов. Показан ход линии синхронизации на тестовом примере. В подразделе 1.3.3 кратко изложена методология вейвлет-анализа, дано определение кросс-вейвлетного преобразования, описано как по виду кросс-вейвлет-спектра определять фазовые соотношения временных рядов.
В разделе 1.4 проведен краткий сравнительный анализ NA и LOS для модельных гармонических функций с постоянным запаздыванием и удвоением частоты колебаний. Показано, что данные меры качественно различны. Продемонстрирована неприменимость первой из них для выявления и анализа фазовой асимметрии. Подчеркивается, что NA есть мера мгновенного амплитудного доминирования одного сигнала над другим. LOS, напротив, является мерой фазовой асинхронизации (в предположении, что таковая существует).
В разделе 1.5 представлен статистический анализ фазовой асинхрони-зации пятнообразования в полушариях с использованием меры LOS. Проведен кросс-рекуррентный анализ сглаженных значений площадей пятен для северного и южного полушарий. Проведено сравнение NA и LOS для реальных временных рядов. Найдено, что в среднем величина запаздывания одного полушария относительно другого не превышает один–два года. Для проверки достоверности результатов кросс-рекуррентного анализа выполнено трассирование асинхронного хода пятнообразования в полушариях с помощью построения кросс-вейвлетного спектра. Показано, что фазовые соотношения, выявленные с использованием кросс-рекуррентных матриц, подтверждаются результатами вейвлет-анализа.
В разделе 1.6 проведено сравнение вариаций LOS и широтного распределения пятен по полушариям по гринвичским данным. Дано определение магнитного экватора. Показано, что мера фазовых рассогласований пятенной активности в полушариях испытывает осцилляции в противофазе с колебаниями магнитного экватора. Обе величины меняют знак на противоположный около 1927 и 1965-го гг.
В двух последующих разделах продолжен сравнительный анализ линии синхронизации и магнитного экватора по данным наблюдений Кэррингтона и Шперера (раздел 1.7) и наблюдениям Штаудахера, Гамильтона и Гимингама (раздел 1.8). Подтверждено, что и в догринвичскую эпоху вариации фазовой асимметрии и широтного распределения пятен идут в противофазе. Смена знака обеих величин имела место около 1783 и 1877-го гг. В разделе 1.9 сведены воедино все найденные закономерности в поведении фазовой асимметрии пятнообразования. Показано, что фазовая асимметрия в среднем сохраняет свой знак в течение нескольких солнечных циклов. Полный период составляет 90 лет.
В разделе 1.10 проведено обсуждение результатов, отмечено сохранение свойств фазовой асимметрии в процессе переполюсовки магнитного поля. В разделе 1.11 перечислены основные выводы главы. Вторая глава диссертации посвящена исследованию тонкой структуры солнечных циклов в полушариях. Особое внимание уделяется преддверию минимума Дальтона. Раздел 2.1 знакомит с понятием максимума (всплеска или пика) солнечной активности. Перечислены основные эмпирические закономерности появления вторичных максимумов по результатам исследований Вальдмайера и Гневышева. Раздел 2.2 посвящен понятиям кластеров и импульсов активности. Схематически продемонстрирована связь максимумов и импульсов пятнообразова-ния. Кратко изложено объяснение импульсного характера солнечной активности в моделях генерации магнитного поля Солнца.
В разделе 2.3 выполнено моделирование с использованием гауссовских распределений различных форм солнечных циклов и таких особенностей как провал Гневышева и правило Вальдмайера. Показана простая процедура выявления импульсов активности посредством построения плотности распределения групп пятен на плоскости широта-время.
Раздел 2.4 посвящен реконструкции и анализу импульсов активности по данным наблюдений Кэррингтона, Шперера и гринвичским данным. Обсуждается особенность выполнения закона Шперера для длинных циклов пятнообра-зования. Особое внимание уделено циклам 20 и 23 по цюрихской нумерации.
Супергрануляционная диффузия
Из рисунка 2.5 (б) видно, что мощность, форма, расположение импульсов различаются от цикла к циклу. Поскольку Шперер в первые несколько лет своих наблюдений регистрировал меньшее количество пятен, чем в последующие годы (см. раздел 1.7), то это отразилось на реконструкции импульсов активности во второй половине цикла 10.
На рисунке 2.6 показано сглаженное широтно-временное распределение плотности пятен для солнечных циклов 12–23 по гринвичским данным. Заметим, что распределения импульсов пятнообразования, построенные для циклов 12 и 13 по данным Шперера и гринвичским каталогам, совпадают. Импульсы имеют сложную структуру, зачастую их сложно отделить друг от друга вследствие взаимного переналожения [109].
Согласно закону Шперера пятна в начале цикла активности в основном всплывают на высоких широтах королевской зоны [2;3;6;7], а в течение цикла активности они уже появляются на все более низких широтах. Иными словами, следует ожидать, что каждый последующий импульс активности находиться на более низкой широте по сравнению с предыдущим по времени импульсом. Детальный анализ рисунка 2.6 обнаруживает, что это не всегда так. Особенно выбиваются из статистики северное полушарие цикла 20 и южное полушарие цикла 23. Во второй половине каждого из этих циклов имели место импульсы пятнообразования на широтах более 15. Также подчеркнем, что оба цикла затянулись более, чем на 11 лет. С одной стороны можно говорить от нарушении закона Шперера в длинных циклах активности, однако, с другой стороны, крылья бабочки Маундера имеют довольно большой размах по широте, то есть, говоря языком динамо-теории, динамо-волна одновременно охватывает широкий фронт широт, поэтому появление импульса на более высокой широте, чем предыдущий, не обязательно означает нарушение движения динамо-волны.
Длина и широтное положение пятен циклов 20 и 23 оказываются очень похожими на параметры цикла 4 в преддверии минимума Дальтона. В следующих разделах будет проведено их детальное сравнение.
Задача определения периода солнечного цикла появилась почти сразу после признания факта цикличности солнечной активности. По результатам ежедневных наблюдений Генриха Швабе [210] промежуток от одного максимума до другого близок к 10-ти годам. По мере накопления наблюдательных данных величина среднего периода солнечного цикла все более и более уточнялась. Средний период солнечного цикла по Вольфу составил 11,111 лет со средней изменчивостью 2,03 года и погрешностью 0,307 [209]. Причем погрешность происходит из трудности определения момента максимума или минимума. На рисунке 2.7 показан график относительного числа пятен с 1772 по 1880-й г. [209]. Из рисунка видно, что циклы сильно разнятся по амплитуде, а период не есть постоянная величина. В своей книге “Солнце” Чарльз Юнг пишет: “... между максимумами 1829,9 и 1837,2 годов приходится промежуток только 7,3 года, тогда как между 1788 и 1804 годами был промежуток в 16,1 года. Некоторые астрономы утверждают, что здесь должен быть еще другой максимум около 1795 года. Наблюдения этого времени малочисленны и недостаточно удовлетворительны. Возможно, что эта изменчивость периода происходит от неполноты наших наблюдений, но это лишь одна причина. Вполне правдоподобно, что до некоторой степени это действие производится колебанием более длинного периода, приблизительно в 60 лет, которое присоединяется к основному колебанию, длящемуся 11 лет.”
Согласно информации Национального геофизического центра данных (NGDC) 4-й цикл является самым длинным за последние 300 лет. Его длина от минимума до минимума (по сглаженным значениям индекса Вольфа) составляет 13,6 лет, а от максимума до следующего максимума -- 17,1 лет. Эти значения варьируются в зависимости от способа подсчета [6; 7; 24; 211].
В начале 2000-х гг. Усоскин с соавторами [212] выдвинули ряд аргументов в пользу гипотезы о “потерянном” солнечном цикле между 1786 и 1800-м гг. Дело в том, что промежуток между 1790 и 1794-м гг. очень скудно покрыт наблюдательными данными. В частности, в 1792-м г. было лишь 4 наблюдения Штаудахера. Среднегодовая величина индекса Rg считается надежной, если она получена более чем из 20 ежедневных наблюдений более или менее равномерно распределенных по временному интервалу [22]. Чтобы заполнить пропуски в наблюдениях, Вольф использовал данные измерений геомагнитной активности3.
Соотношение амплитуд в парах полярных циклов
Для удобства изложения материала примем следующее соотношение нумерации высоко- и низкоширотных циклов. На рисунке 3.1 представлено схематическое изображение вариаций напряженности полярного поля (коричневым цветом) и циклы активности (желтым цветом). Вариации магнитного поля на полюсах между двумя последовательными сменами его знака будем называть полярным циклом. Для полярного цикла N идущий перед ним цикл активности будем называть предыдущим циклом (номер N согласно цюрихской нумерации), а идущий за ним цикл активности N + 1 будем называть следующим циклом активности относительно того же полярного цикла.
Согласно данным магнитографических наблюдений полярное поле Солнца в 23-м полярном цикле на 35-40% ниже [25; 250; 251] в сравнении с двумя предыдущими полярными циклами (рис. 8), а текущий полярный цикл 24 не только слабый, но и сильно асимметричен в полушариях. С момента обнаружения ослабления крупномасштабного магнитного поля встала задача поиска причин этого процесса.
На рисунке 3 изображено широтно-временное распределение фотосферно-го магнитного поля [7]. Цветом показан знак и величина напряженности магнитного поля. Для построения этого графика используются каталоги синоптических карт, начиная с 1975-го г., по данным обсерватории Китт-Пик (СО-ЛИС) [67] и данным измерений с аппарата Сохо [66]. Каждая синоптическая карта за один оборот Солнца усредняется по долготе, затем карты компонуются по времени. Полученное изображение содержит распределение магнитных полей групп пятен. От низких широт к высоким движутся волны, переносящие магнитный поток. Ванг с соавторами [30] предложили называть эти волны “серджами”5 (surges). Согласно рисунку 3, именно они связывают низко- и
Схематическое изображение соотношения нумерации циклов активности и полярных циклов. высокоширотные магнитные поля на поверхности Солнца. Большинство сер-джей переносят магнитный поток новой полярности (поток от хвостовой части групп пятен), который, в свою очередь, аннигилирует со старым магнитным потом на полюсах, а его избыток формирует новое полярное поле. Эти сер-джи перемежаются серджами старой полярности. Их появление откладывает во времени момент переполюсовки, которая, в свою очередь, может стать трехкратной [252;253].
Воспроизведение этой тонкой структуры эволюции магнитного поля, видимой в фотосфере, и, как следствие, объяснение причин ослабления полярного поля, начиная с 23-го цикла, являются задачами моделирования процессов на Солнце. Воспроизведение деталей перераспределения магнитного потока требует подстройки свободных параметров модели, если не на каждом шаге по времени, то все-таки довольно часто.
Трехмерное построение динамо-моделей само по себе требует больших затрат вычислительных ресурсов, а задание еще и тонкой подстройки параметров делает задачу особенно сложной. Поэтому прибегают к следующим упрощениям. В фотосфере мы видим лишь половину полного солнечного цикла, поэтому и моделирование можно проводить лишь для –эффекта. Осреднение по долготе позволяет решать задачу в двумерной плоскости (осесимметричный случай). jjj 50
Примеры реализации динамо-моделей Бэбкока-Лейтона. Рисунки взяты из работ: а) [243], б) [244], в) [245], г) [246], д) [247], е) [248], ж) [249]. На рисунке 3.2 представлены некоторые примеры моделирования текстуры фотосферы с перемежающимися серджами разной полярности. Во всех случаях использован принцип транспортной модели Бэбкока–Лейтона. Поскольку теория среднего поля имеет дело с компонентами магнитного поля, а не с эволюцией популяции групп пятен, то на данный момент нет прецедентов использования модели Паркера для восстановления тонкой структуры фотосферных полей.