Диссертация (1145317), страница 2
Текст из файла (страница 2)
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) иRi (серым цветом). Для удобства указаны номера некоторых циклов.
Поскольку значения числа пятен и числа групп пятен имеют сильное расхождение вXVII 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 нимипрактически нет [27]. Этот принцип называют правилом Гневышева–Оля [28].Наряду с законом Хейла, он отвечает за 22-летнюю модуляцию солнечной активности.Широтно-временна́я диаграмма распределения радиального фотосферного 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 магнитногополя. 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 высокимдвижутся серджи (surges [30]), которые переносят магнитный поток. Согласнотранспортной динамо-теории [31] эти движения обеспечиваются за счет процессов диффузии и меридионального течения, которое направлено по поверхностиот экватора к полюсам.
Избыток потока от хвостовых пятен биполярных группвызывает аннигиляцию старого полоидального поля на высоких широтах, чтоприводит к смене знака крупномасштабного магнитного поля Солнца. Под действием дифференциального течения силовые линии полоидального поля вытягиваются в долготном направлении, формируя азимутальное тороидальноеполе.9Согласно теории магнитогидродинамического динамо Солнца [1] всплывающие магнитно-силовые трубки должны закручиваться под действием силыКориолиса.
Кумулятивный эффект описанного процесса приводит к усилениюдипольной компоненты магнитного поля, противоположной по знаку старойполоидальной моде, что в свою очередь приводит к переполюсовке магнитногополя. Смещение активных солнечных процессов от средних широт к низким (закон Шперера) в течение цикла описывается распространением так называемойдинамо-волны [32; 33].В итоге, механизм генерации магнитного поля на Солнце можно разделитьна две части: трансформация полоидального поля в тороидальное — Ω–эффекти превращение тороидального поля в полоидальное α–эффект. Механизм α–эффекта делит динамо-модели на два наиболее популярных подвида: динамоПаркера [34] и динамо Бэбкока–Лейтона [35–37]. В первом случае решаютсямгд-уравнения, в которых учитывается воздействие турбулентного течения намагнитное поле.
В уравнение для турбулентной электродвижущей силы вводится специальный член, названный альфа-эффектом [38]. Модель БэбкокаЛейтона является полуэмпирической и изначально не кардинально отличаласьот идеи распространения динамо-волн. Миграция тороидального поля в направлении экватора объясняется аналогично идее Паркера, а дрейф полоидальнойкомпоненты 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 формированиекак полоидального поля за счет дрейфа магнитного потока от низких широтк высоким вблизи солнечной поверхности, так и тороидального поля как результат сдвиговой деформации меридионального течения по дну конвективнойзоны.Динамо-модели представляют собой идеализированную картину эволюции магнитного поля звезды, в действительности же следующие друг за другомциклы не только отличаются друг от друга, но даже один и тот же цикл будетиметь разную форму в северном и южном полушарии.
Такое явление получилоназвание северо–южная (n–s) асимметрия. На рисунке 4 приведены сглажен-Площади пятен10СеверЮг200015001000500018801900192019401960Время (год)19802000Рисунок 4 — Сглаженные значения площадей пятен для северного (синим цветом) и южного (красным) полушарий.Широта (градус)3020ШперерНем-Риб100−10−20−30167016751680168516901695Время (год)17001705171017151720Рисунок 5 — Широтно-временна́я 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 большаяn–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-временно́е распределение пятен с 1671 по 1719 г. К сожалению, рабочие материалы Элизабет1Индекс 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 защищаетего от влияния неблагоприятных погодных условий и дает возможность выбирать для обработки лучшуюфотогелиограмму из полученных за день. Спустя почти сто лет гринвичская программа была переданаДебреценской гелиофизической обсерватории (Венгрия).
Сейчас ряды данных пополняются при участииНационального управления океанических и атмосферных исследований (США). К сожалению, такие административные изменения сказались на однородности данных [17]. Если гринвичский каталог составлялся понаблюдениям, 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 продолжающихсянаблюдений на Кисловодской горной станции ГАС ГАО РАН [17; 40; 41]11Нем-Риб утеряны.
Вакеро с соавторами [42] оцифровали знаменитую бабочкуиз [44, верхний график на рис. 6]. На рисунке 5 эти значения показаны красными кружками. Видно, что до 1710-го г. крылья бабочек сильно асимметричныотносительно линии экватора.Актуальность проблемы Асимметрия широтно-временно́го распределения пятен в минимуме Маундера (ММ) означает, что и процесс генерациимагнитного 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 пятнообразования, 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 можновоспроизвести посредством подавления меридиональной циркуляции [52]. Однако подобные подходы неизбежно рождают вопрос о том какие физическиепричины вызывают столь сильные, качественные изменения параметров моделей.Очевидно, что теория должна основываться на достоверных экспериментальных данных. К сожалению, данные о солнечной активности в прошломчасто оказываются неполными, неточными или просто утраченными. Ревизияиндексов пятнообразования выявила неоднократное нарушение однородностивременны́х рядов [13; 14; 53; 54].
В настоящее время ведется активная работа поповторной 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 минимумаМаундера (см. главу 5).На рисунке 6 продемонстрированы результаты двух методов анализа базыданных, составленной Хойтом и Шаттеном, ежедневных значений номинального (т.е. без использования каких-либо поправочных коэффициентов) числагрупп пятен Gi для каждого наблюдателя, начиная с 1610-го г.
Заливкой голубого цвета изображен классический индекс среднегодовых значений числагрупп солнечных пятен GSN (или Rg ), согласно реконструкции Хойта и Шаттена, (H&S) [22]. Данная реконструкция солнечной активности демонстрирует12Рисунок 6 — Число групп солнечных пятен GSN , согласно реконструкции Хойта 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.) полнойостановки 11-летнего цикла (гранд-минимум) и (ii) периода гранд-максимумаактивности, начиная с 1940-х гг. Малиновым цветом показан ряд числа группGN , составленный Свальгардом и Шаттеном (S&S) [59].
В свою очередь этотвременно́й ряд не обнаруживает ни гранд-максимума, ни остановку пятнообразования в XVII веке. Таким образом, вопрос о том, как вела себя солнечнаяактивность в течение минимума Маундера остается открытым. Ответ на негоактуален 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 вгенерации магнитного поля звезды, описание солнечной активности не являетсяполным, а ее предсказание и вовсе редко венчается успехом.
В частности, разброс в предсказании амплитуды 24-го цикла (рис. 7) в работах разных авторовогромен [60].На рисунке 8 изображены значения напряженности полярного поля Солнца в северном (синим цветом) и южном (красным цветом) полушариях поданным Вилкокской обсерватории. Тонкие кривые соответствуют усредненнымежедневным измерениям полярных полей в окне размером 30 дней со скваж-13Рисунок 7 — Разброс предсказаний амплитуды 24-го солнечного цикла. Рисуноквзят из работы [60].Полярное поле (гаусс)2СеверЮг10−1−219801985199019952000Время (год)200520102015Рисунок 8 — Напряженность полярного поля по данным Вилкокской обсерватории.14ностью в 10 дней.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
