Диссертация (1145317), страница 20
Текст из файла (страница 20)
Утверждается, что ослабление полярного поля в 2000-х гг. связано с уменьшениемпопуляции пятен в 23-м цикле, уменьшением доли больших пятен иослаблением магнитного поля в пятнах. Результат подтвержден количественными оценками по наблюдательным данным.Показано, что форма широтной зависимости тильт-угла биполей влияетна форму серджей. При фиксированном наклоне биполей по отношениюк экватору структура магнитных волн к полюсам не создаст полярноеполе, аналогичное наблюдаемому, в то время как рост угла наклона биполей с широтой приводит к генерации волн новой полярности, схожихс наблюдаемой картиной на Солнце.128Глава 4.
Анализ циклов пятнообразованияи полярных циклов по косвенным данным4.1Эмпирический метод Оля и его интерпретацииРегулярные ежедневные измерения напряженности магнитного поля поданным Вилкокской обсерватории доступны с 1976-го г. Эти измерения охватывают лишь 3 полных солнечных цикла. Для проведения исследований и установления каких-либо закономерностей требуются более длинные временны́е ряды,поэтому исследователи вынуждены использовать так называемые косвенные(прокси) данные.
Например, как отмечалось в главе 2, чтобы заполнить пропуски в наблюдениях за солнечными пятнами, Вольф использовал данные измерений D–компоненты (склонения) геомагнитного поля (угол между направлениемна географический и магнитный север) [213].Измерения геомагнитного поля доступны со второй половины XIX века [302]. Сопоставление временно́го хода пятнообразования и геомагнитныхвозмущений обнаружило, что на ветвях спада 11-летних циклов наблюдаются максимумы геомагнитной возмущенности, которые, в свою очередь, связаныс рекуррентными потоками солнечного ветра [303]. Иными словами, мощностьгеомагнитных возмущений на спаде цикла предопределяет мощность следующего цикла пятнообразования.
Этот метод Оля [304] предсказывает амплитудуцикла активности 24 Ri ≈ 74 [305].Взяв за основу работы Оля, Ванг и Шилли [61] выстроили следующуюлогическую цепочку: геомагнитная активность отражает напряженность межпланетного магнитного поля, которое в минимуме активности коррелирует сполем на полюсах Солнца, которое, в свою очередь, посредством Ω–эффектаформирует следующий цикл активности. Авторы [61], однако, подчеркивают,что высокоскоростные рекуррентные потоки солнечного ветра вовсе не являются косвенными данными о величине полярного поля, поэтому причины высокой корреляции магнитных возмущений и циклов пятнообразования им не ясна.Они усовершенствовали метод Оля и вместо геомагнитного индекса Kp , исполь-129зуемого в оригинальном методе Оля, стали использовать aa–индекс.
Оценкаамплитуды цикла активности 24 составила Ri ≈ 97 [61], что в последствии неподтвердилось наблюдениями.Чтобы исключить из логических рассуждений геомагнитную активность,Шаттен с соавторами [306] использовали для расчетов индекс Людендорфа [307], который характеризует форму короны, которая, в свою очередь, позволяет судить о напряженности полярного магнитного поля в минимуме пятенной активности. По результатам работы авторы [306] пришли к выводу, чтонапряженность полярного поля на полюсах в минимумах пятенной активностипредопределяет амплитуду следующего цикла пятнообразования.Используя индекс Людендорфа и число полярных факелов, Беневоленская [308], однако, пришла к противоположному выводу, а именно, оба этихиндекса лучше коррелируют с предыдущим циклом активности, нежели со следующим.
Также она выступила с критикой самой идеи использования полярного поля Солнца как предвестника мощности следующего цикла:“... полярное поле не является тем квазидипольным полоидальным полем, которое определяет развитие групп пятен вследующем цикле... истинное полоидальное поле, проявляющееся в униполярных магнитных областях на средних широтахформируется за несколько лет до минимума солнечной активности в эпоху спада 11-летнего цикла (Оль, 1971) и контролирует геомагнитную активность на спаде и интенсивностьследующего солнечного цикла, в отличие от мнения (Вальчуки Фельдштейн, 1979), согласно которому определяющую рольотводят полярному полю в эпоху минимума солнечной активности.
”Используя прямые измерения напряженности полярного поля, Свальгарад с соавторами [25] высказали предположение, что суждение об амплитудеследующего цикла пятнообразования нужно основывать не на величине полярного поля в минимуме пятенной активности, а за три года до минимума. Дело втом, что апертура инструмента в Вилкокской обсерватории для измерения магнитного поля на полюсах Солнца довольно велика, поэтому создается иллюзияпереполюсовки магнитного поля за год–полтора до того момента как таковаяимеет место быть. Поэтому в течение порядка трех лет после кажущейся пе-130Рисунок 4.1 — Снимок хромосферы и нижней короны в жестком ультрафиолетев линии 17,1 нм [72]. Красными кружками отмечены полярные факелы.реполюсовки магнитного поля, в данных отсутствует годовая волна.
Величинунапряженности магнитного поля в момент возобновления годовой вариации авторы [25] предлагают считать индикатором мощности следующего цикла пятнообразования. Поскольку ветвь спада цикла в среднем длится шесть лет, тоэтот момент наступает за три года до минимума пятнообразования. Данныйметод предсказывает амплитуду цикла активности 24 Ri ≈ 75 [305].4.2Данные обсерватории Маунт-Вилсон: полярныефакелыЕще одним из источников информации об эволюции полярного поля впрошлом является число полярных факелов. Полярные факелы — это яркиеэлементы, видимые на поверхности Солнца, которые связывают с концентрацией магнитного потока.
На рисунке 4.1 представлен снимок южного полушария Солнца в жестком ультрафиолете со спутника Стерео (Stereo). Краснымикружками отмечены полярные факелы.Недавно [309], по данным измерений поляриметра в инфракрасном светев линии Fe I с длиной волны 1,5 нм, установленного на вакуумном башенномтелескопе в обсерватории Тейде, Тенерифе, Испания, было обнаружено, чтополовина от общего числа полярных факелов могут обладать кило-гауссовым131магнитным полем (900–1500 Гс).
В 15% таких факелов знак поля не совпадаетсо знаком крупномасштабного поля на полюсах. Вторая половина факелов содержат в себе меньшее по напряженности магнитное поле (<900 Гс), и его знакреже не совпадает со знаком напряженности крупномасштабного поля [309]. Заметим, что в областях спокойного Солнца также обнаружены кило-гауссовскиемагнитные поля [310].В обсерватории Маунт-Вилсон для составления непрерывного ряда косвенных данных о величине полярного поля с 1906 по 2007-й г.
были взятыснимки Солнца в видимом свете. Для анализа использовались снимки северного полюса с 15 августа по 15 сентября и для южного полюса с 12 февраля по15 марта (из-за угла наклона оси вращения Солнца по отношению к плоскостиэклиптики). За каждый интервал времени отбирались 5 снимков, с промежутком между ними в несколько дней, лучшего качества и контраста. Далее длякаждого из полушарий снимки располагались в случайном порядке. На каждом снимке визуально подсчитывалось число полярных факелов, которые поконтрасту были сравнимы с низкоширотными факелами. Затем снимки снова выстраивались в хронологическом порядке, вычислялось среднее число полярных факелов и среднеквадратичное отклонение [311–315]. Число полярныхфакелов — положительная величина, поэтому как только она достигала минимального значения, ей присваивался противоположный знак, в соответствии сполярностью магнитного поля в данном полушарии.
С 1975 по 1996-й г. этиданные были дополнены измерениями магнитного поля по лучу зрения обсерватории Вилкокс [70; 71], а с 1996 по 2010-й г. данными со снимков в видимомсвете с аппарата СОХО [66]. Здесь подсчет числа полярных факелов проводился автоматически с использованием компьютерного кода в областях вышешироты 70◦ [75].На рисунке 4.2 представлен результат калибровки данных в единицах измерения магнитного потока и магнитного поля.
Синим и красным цветами показан магнитный поток (поле) с учетом знака для северного и южного полушарий,соответственно (рис. 4.2 а). Из рисунка видно, что 19-й полярный цикл сильноасимметричен: магнитный поток в южном полушарии много меньше по сравнению с северным полушарием. Напомним, что мощность серджей также сильноасимметрична в цикле 19 (рис. 3.20 в). Сумма абсолютных значений потоков вполушариях изображена кривой черного цвета (рис. 4.2 б). Цифрами обозначе-132(а)СеверЮг2.50840-4−2.5-8−51910192019301940195019601970198019902000Магнитное поле (Гс)Магнитный поток (Mкс)22x 10520108(б)1764820142320191019201930194019501960Время (год)197019801990200020100Магнитное поле (Гс)Магнитный поток (Mкс)22x 10Рисунок 4.2 — а) Магнитный поток (магнитное поле) на полюсах: в северномполушарии — синим цветом, в южном полушарии — красным цветом.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
