Диссертация (1145317), страница 19
Текст из файла (страница 19)
Из рисунка 3.18 (а) видно, чтоимпульсы пятнообразования расположены асимметрично относительно гелиоэкватора. Асимметрия мощности импульсов наиболее заметна в 22-м цикле, гдедоминирует южное полушарие. Данная ситуация отражается и в полярном полес 1990 по 2000-й г. (рис. 3.18 б). Также заметим, что циклы пятнообразования 21и 22 обладают более сильными импульсами по сравнению с активностью цикла23, а импульсы текущего 24-го цикла и вовсе малозаметны на фоне предыдущихциклов.
Точно такая же закономерность прослеживается в вариациях полярного магнитного поля.В таблице 7 указано процентное уменьшение интенсивности (кумулятивная сумма) импульсов пятнообразования в 23-м цикле по отношению к циклам21 и 22 и снижение кумулятивного значения напряженности полярного поляпо данным Вилкокской обсерватории. Видно, что ослабление полярного поляколичественно совпадает со снижением интенсивности пятнообразования.Подсчет числа групп пятен с площадью более 700 м.д.п.
обнаружил, чтов 23-м цикле активности больших групп пятен на 40% меньше по сравнению с122циклом 22 [301]. Среднее значение напряженности магнитного поля в солнечных пятнах также значительно ниже в цикле 23 по сравнению с циклом 22 [26].Снизилось и кумулятивное число групп пятен: в течение 21-го цикла было зарегистрировано 27070 групп пятен, в 22-м цикле — 24724 групп, в 23-м цикле —21611 групп. Сравнение этих показателей указывает на несильное отставаниецикла 23 от двух предыдущих циклов пятнообразования.
Однако нужно учитывать, что цикл 21 длился 10,3 г., цикл 22 — 10 лет, а цикл 23 на два годадлиннее — 12,2 г. То есть средняя мощность пятнообразования в цикле 23 болеечем на 30% меньше в сравнении со средними мощностями циклов 21 и 22.В итоге, и расчетная схема для количественной оценки мощности серджей,и данные наблюдений указывают на то, что ослабление полярного магнитногополя в 2000-х гг. в первую очередь связано с дефицитом мощных импульсов пятнообразования в 23-м цикле активности, но не с вариациями скорости меридионального течения [117].
Поскольку солнечные пятна являются трассером тороидального магнитного поля, то представленная расчетная схема демонстрирует,что мощность полоидальной составляющей магнитного поля Солнца, главнымобразом, зависит от мощности тороидальной компоненты поля и силы Корилиса (угол наклона биполей). Это, в свою очередь, согласуется с оригинальнымиработами Паркера [34], Бэбкока и Лейтона [35–37], но противоречит современным идеям транспортного динамо [39; 251; 279; 295], в котором меридиональнаяконвекция является ключевым параметром, объясняющим вариации солнечнойактивности.3.9ОбсуждениеВ данной главе мы отстаиваем идею о том, что мощность серджей, переносящих магнитный поток от низких широт к высоким главным образом определяется мощностью процессов пятнообразования. В этом разделе мы обсудимкак вариация величины тильт-угла и форма широтного профиля меридиональной циркуляции влияют на мощность серджей в предложенной расчетной схеме(см. раздел 3.5).123Рисунок 3.19 — Широтные профили: а) для меридиональной скорости — зеленые кривые, б) для тильт-угла — оранжевые кривые.Как отмечалось в разделе 3.2.4, на сегодняшний день есть разные предположения о том, на какой широте скорость vm меридионального течения становится максимальной:– 10–20◦ широты [251; 254; 261] — пунктирная зеленая кривая на рисунке 3.19:p qcos(l)sin(l)vm (l) = v0,(3.18)cos(l0 )sin(l0)где p = 1, q = 0,01, l0 = 13,3◦, v0 = 13 м с−1.– 35–50◦ широты [245; 247; 286] — штриховая зеленая кривая на рисунке 3.19:vm(l) = v0 sin(πl/l0),(3.19)где l0 = 90◦, v0 = 13 м с−1.Оранжевым цветом (рис.
3.19) показаны два широтных профиля тильтугла (для осесимметричной задачи ∆l = ∆d tan(f · l) ):– ∆d = 10◦ — сплошная линия;– ∆d = 8◦ — штрих-пунктирная линия.На рисунке 3.20 (а) изображены импульсы активности для гринвичскихданных числа групп пятен. Цветом показаны уровни равной плотности, согласно которым циклы 18, 19, 21 и 22 обладают самыми мощными импульсами пятнообразования. На рисунке 3.20 (б) представлена реконструкция серджей. Ниже, на рисунке 3.20 (в) показаны сглаженные за 10 кэррингтоновских оборотовамплитуды серджей на широтах ±80◦, построенные для параметров ∆d = 10◦,v0 = 13 м с−1 на широте 45◦. Видна вековая вариация. В максимумах некоторых циклов имеет место провал, что соответствует серджу старой полярности.В циклах 19 и 22 наблюдается значительная n–s асимметрия. Отметим, чтоасимметрия в этих циклах видна и по наблюдательным данным (рис.
3.18 б и124Рисунок 3.20 — а) Импульсы пятнообразования в циклах активности 12–23.Размер окна сглаживания dx × dy = 0.6 × 1, шаг итерации i = 20. б) Реконструированные серджи. Цветом показан знак полярности. в) Сглаженныеамплитуды серджей на широтах ±80◦ : синим цветом для северного полушария,красным — для южного. Используемые параметры: ∆d = 10◦, v0 = 13 м с−1 нашироте 45◦ . г) То же для ∆d = 10◦, v0 = 13 м с−1 на широте 13,3◦.
д) ∆d = 8◦,v0 = 13 м с−1 на широте 45◦ .125(а)(б)Рисунок 3.21 — Схематическая иллюстрация зависимости серджей от скоростимеридиональной циркуляции для случаев высокой меридиональной скорости —а), низкой скорости б).рис. 4.2 а). На рисунке 3.20 (г) представлен результат расчета для ∆d = 10◦,v0 = 13 м с−1 на широте 13,3◦. Также видна вековая вариация, но форма имощность серджей изменилась.Процедуры счета на графиках 3.20 (в) и 3.20 (г) отличаются лишь формойширотного профиля меридиональной скорости, величина остаточной плотностираспределения S от хвостовых и лидирующих частей биполей в обоих случаяходинакова. Таким образом, разная форма серджей результат разной скоростидрейфа [115].
Для меридионального профиля с максимумом скорости на высоких широтах направление дрейфа в плоскости широта-время будет пологим вобласти королевских широт, и наоборот, если максимум меридиональной скорости соответствует низким широтам, то и направление дрейфа будет иметьбольший градус по отношению к гелиоэкватору в области пятнообразования(см. рис.
3.15).Схематически этот процесс проиллюстрирован на рисунке 3.21. Желтыми синим цветом показана остаточная плотность распределения S от хвостовыхи лидирующих частей биполей. Стрелками указано направление меридионального дрейфа. Высокая скорость дрейфа (рис. 3.21 а) не дает возможности появиться серджу старой полярности, низкая скорость, наоборот (рис. 3.21 б).Вторая причина разницы между графиками 3.20 (в) и 3.20 (г) — это слишком грубая процедура счета. Мы используем очень крупную координатную сетку. Шаг по времени — 1 кэррингтоновский оборот, шаг по широте — 1◦. Скорость же меридиональной циркуляции очень мала, согласно [293] v0 = 2,72◦ за126оборот.
Когда vm становится меньше 1◦ появляется ошибка округления, инымисловами результат зависит от размера шага по сетке.На рисунке 3.20 (д) показан результат расчета для ∆d = 8◦, v0 =13 м с−1 на широте 45◦. Данный график иллюстрирует, что форма и мощность серджей напрямую зависит от величины тильт-угла. Во всех трех случаях (рис. 3.20 в, 3.20 г, и 3.20 д) амплитуда серджей цикла 23 меньше амплитудсерджей циклов 21 и 22 [115].Сравнивая асимметрию пятнообразования в полушариях и поведение магнитного поля Солнца по данным синоптических карт обсерватории МаунтВилсон авторы статьи [177] пришли к выводу, что рассинхронизация переполюсовок полярного поля есть следствие рассинхронизации солнечной активности [99; 106].Поскольку предложенная здесь расчетная схема полностью не описываетпроцесс переполюсовки и не является полноценной моделью, воспроизводящейα–эффект, она, конечно, не может воспроизвести фазовую асимметрию сменызнака полярного поля в полушариях.
Поскольку нашей целью не является воспроизведение самого процесса переполюсовки, в расчетах отсутствуют условиясохранения потока на полюсах и аннигиляция старого полярного поля, а безэтого нельзя определить момент переполюсовки и фазовые запаздывания. Какпроцесс аннигиляции серджей новой полярности и старого полярного поля влияет на итоговую величину напряженности магнитного поля мы рассмотрим вследующей главе.3.10ВыводыПроведенное исследование о связи импульсов пятнообразования и полярных полей Солнца позволяет говорить о следующих результатах:– Сопоставление результатов измерения скорости меридионального течения по поверхности Солнца и модельных расчетов меридиональногодрейфа в транспортных динамо-моделях разных авторов обнаруживает, что ни одна из моделей не согласуется с наблюдательными данными.Однако отметим, что процесс измерения скорости меридиональной цир-127–––––куляции сильно осложнен по причине малости измеряемой величины,поэтому ошибка может достигать 50%.Сравнение широтно-временно́й организации пятнообразования в формеимпульсов активности и распределения радиального фотосферного магнитного поля показало, что каждая из волн (серджей) новой полярностиот низких широт к полюсам Солнца связана с импульсом пятнообразования (в соответствии с законом полярности Хейла).
Мощность серджейпропорциональна величине тильт-угла биполей и мощности импульсов,а, следовательно, имеет долгопериодическую составляющую.Разработана расчетная схема для количественной оценки вклада популяции пятен в формирование серджей. Показано, что серджи переносящие магнитный поток старой полярности появляются в провалах междуимпульсами активности, что есть прямое следствие геометрии задачи.Взаимно-однозначное соответствие импульсов и серджей новой и старой полярности, отражающее кумулятивный процесс трансформациитороидального поля в полоидальное, указывает на несостоятельностьгипотезы о ключевой роли вариаций скорости меридионального течения как главного фактора, отвечающего за величину напряженностимагнитного поля на полюсах.Выполнен расчет мощности серджей для циклов 21–23.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
