различия в эволюции крупномасштабного магнитного поля

РАЗЛИЧИЯ В ЭВОЛЮЦИИ КРУПНОМАСШТАБНОГО
МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА В 21-М, 22-М И 23-М ЦИКЛАХ
СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
Ихсанов Р.Н., Иванов В.Г.
Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия,
solar1@gao.spb.ru
DIFFERENCES IN EVOLUTION OF THE LARGE-SCALE SOLAR
MAGNETIC FIELD IN 21ST, 22ND AND 23RD CYCLES OF SOLAR
ACTIVITY
Ikhsanov R.N., Ivanov V.G.
Central astronomical observatory of RAS, Saint-Petersburg, Russia, solar1@gao.spb.ru
Abstract
On the base of the solar magnetic field measurements obtained in Stanford in 1976-2003 the properties of the cyclic evolution of the large-scale magnetic field are investigated.
Some differences are found in longitudinal and latitudinal evolution of the magnetic field in
cycles 21, 22 and 23. A periodicity with period 1.23±0.16 year is revealed in this evolution,
which is close to the period found by helioseismological methods in variations of the solar
rotation near the tachocline.
Ранее мы достаточно подробно исследовали эволюцию крупномасштабного магнитного поля (КМП) 21-го и 22-го циклов [1]. Здесь мы рассмотрим особенности циклической эволюции КМП, включая и 23-й цикл.
Исходным материалом для исследования долготно-широтной эволюции послужили данные наблюдений в Стэнфорде за 1970-2003 гг. Выделение КМП проводилось двумя способами. Первый из них основан на вычислении распределения магнитного поля (м.п.) на поверхности источника
(R=2.5Ro) [2], второй — на усреднении м.п. фотосферы для масштабов образований ≤90o (≥Ro) [3]. Первый способ позволяет выделить КМП в условиях, когда отсекаются закрытые структуры силовых линий м.п. и остаются только радиальные. Второй способ даёт возможность учитывать и КМП
с закрытыми силовыми линиями.
КМП было разделено на 30-, 45- и 90-градусные долготные интервалы, для каждого из которых были построены широтно-временные диаграммы распределения м.п. с шагом по времени в 1/3 года. Как нами ранее
было показано [3], циклическая эволюция КМП может быть разделена, по
характеру его активности, на две фазы. На фазе I, охватывающей ±2-3 года
относительно максимума 11-летнего цикла, происходят заметные колебания нейтральной линии м.п., включающие смену полярности магнитного
поля. В остальное время цикла (фаза II) в обеих полушариях преобладает
м.п. одной полярности, а колебания магнитной линии относительно эква-
тора не выходит за пределы ±(0o–30o) широты. Это можно видеть на рис. 1,
где представлена широтно-временная эволюция в каждом из восьми 45градусных долготных интервалов (ось ординат) за 1976-2003 гг. На рис. 2
представлена фаза I для всех трёх циклов в увеличенном масштабе и с выделением ряда изогаусс, что позволяет более подробно проследить ход изменения КМП со временем. Рис. 2b представляет эволюцию КМП в 21
цикле, полученную при обработке вторым способом, т.е. усреднением фотосферного м.п. на масштабе ≥90o. Как видно, согласие результатов 2а и 2б
удовлетворительное, а различия наблюдаются в основном для малых значений м.п.
II
330
60
Phases
I
II
I
o
o
Longi tude
15
I
II
o
330
o
15
o
60
o
105
o
150
o
195
o
240o
Longitudes
105
285
o
o
330o
1978
1979
1980
1981
1982
1983
1978
1979
(a)
150
195
o
o
330
o
15
o
Longi tude
o
330
1982
1983
2001
2002
2003
o
o
285
1981
(b)
60
105
240
1980
o
o
o
150
195
o
240
o
285
o
o
1980
1985
1990
Years
Рис. 1
1995
2000
330
1988
1989
1990
1991
1992
1993
1998
1999
2000
Years
Years
(c)
(d)
Рис. 2
На рис. 2 хорошо просматривается отличие хода циклической эволюции КМП 21-го цикла (рис. 2a) от КМП 23-го цикла (рис. 2d). Ещё нагляднее это видно на рис. 3, где схематически представлено положение
нейтральной линии и стрелками указано направление её движения. Характерно, что в то время, как в 21-м и 22-м циклах перед сменой полярности
КМП в 45-градусных долготных интервалах, отличающихся на ≈180o, нулевая линия м.п. смещалась от экватора к противоположным полюсам, в
23-м цикле во всех долготных интервалах смещение нейтральной линии
м.п. было направлено к южному полюсу Солнца, и в середине 1999 года на
всех долготах наблюдалось КМП в основном положительной полярности.
Смена знака полярности на всех долготах закончилась только к началу
2001-го года, то есть затянулась почти на два года по сравнению с одним
годом в 21-м цикле.
Кстати, аномалия наблюдалась и в пятенной составляющей активности: в частности, произошло нарушение одного из правил Гневышева-Оля
[4], утверждающего, что высота максимума нечетного цикла превосходит
таковую предшествующего четного цикла.
Рис. 3
Рис. 4
В чём причина такой аномалии? Анализ хода эволюции КМП показывает, что это, возможно, связано с рядом особенностей развития КМП в
22-м цикле. В частности, если в 21-м цикле смена полярности происходит
на всех долготах в течение примерно одного года (рис. 2 и 3), то в 22-м,
как и в 23-м циклах — в течение почти двух лет (1979, 1989-1990, 19992000 гг. соответственно). Кроме того, если в 21-м цикле площади поверхности Солнца, занятые той и другой полярностями, в период переполюсов-
ки м.п. примерно одинаковы, то в 22-м цикле на втором году смены знака
полярности (1990 г.) заметно преобладает S-полярность.
На рис. 4 приведено другое схематическое представление эволюции
полярностей КМП Солнца в 90-градусных долготных интервалах на фазе I.
Здесь в 21-м цикле в период до и во время смены полярности м.п. хорошо
прослеживается противоположное направление движения нейтральной линии (1978 г.) через один 90-градусный долготный интервал, а N- и Sполярности м.п. показывают в 1979 году взаимную дополняемость. В 22-м
цикле в 1990 году эта закономерность нарушается, а в 23-м цикле просто
исчезает. Далее, в период смены полярности м.п. Солнца между парой
циклов 22-23, в отличие от пары 21-22, в большинстве 90-градусных интервалов происходит смена S-полярности на N-полярность м.п., и наоборот.
1978
1988
1980
1990
1982
1992
1984
1994
0
45
90
135 180 225 270 315 360 405 450
Longitude
0
45
90
135 180 225 270 315 360 405 450
Longitude
a)
b)
Рис. 5
Другой возможной причиной такого развития КМП в 23-м цикле
явилось то, что в 22-м цикле, относительно 21-го, слишком рано и резко
упала солнечная активность (1992 г.). Возможно поэтому, после 1996 г.
м.п. S-полярности относительно быстро сместилось к южному полюсу. Таким образом, в 23-м цикле ко времени смены полярности наблюдается явный дефицит м.п. S-полярности, то есть в 22-м, и особенно в 23-м циклах,
произошла существенная перестройка КМП относительно 21-го цикла.
Следует, однако, отметить, что создаётся впечатление, что в данных
Стэнфорде по магнитным полям 23-го цикла содержалась ошибка, связанная с положением нулевого пункта м.п. Не исключено, что именно эта
ошибка приводит к смещению нейтральной линии м.п. и доминированию
положительной полярности в 23-м цикле. Однако и использование заново
калиброванных данных Стэнфорда не ведет к существенным изменениям
наших выводов.
Другой важной особенностью в циклическом развитии КМП являются наблюдаемые широтные колебания нейтральной линии, которые хорошо прослеживаются в период после смены знака м.п. (рис. 1). Время между соседними всплесками одной полярности м.п. на 45-градусных интервалах составляет в среднем около двух лет. Однако на рис. 2 наблюдается
и другая периодичность. Действительно, подсчёт расстояний по долготе
между последовательными холмами изогаусс в N- и S-полушариях даёт в
среднем их повторяемость периодом 1.22±0.13 года. С другой стороны,
видно, особенно на диаграммах 21-го цикла (рис. 2a), как последующие
максимумы широтного отклонения нейтральной линии м.п. смещаются по
времени на те же ≈1.3 года. Наиболее наглядно это заметно при изучении
эволюции положения нейтральной линии на широтно-долготных диаграммах. На рис.5 изображены последовательности таких диаграмм, причем
временное усреднении для каждой диаграммы и сдвиг между соседними
по вертикали диаграммами составляет 1/3 года. В 21-м цикле (рис. 5a) видны группы из нескольких последовательных диаграмм, в которых максимумы широтного отклонения нейтральной линии м.п. от экватора почти не
меняют своего положения по долготе (это особенно заметно для Sполярности). Однако в соседних группах, выделенных на рис. 5 стрелками,
эти максимумы отклонения довольно резко смещаются. Особенно отчётливо это проявляется в период после смены полярности КМП, однако и до
этого момента такие группы выявляются достаточно уверенно. Выделенные на рис. 5a группы состоят из трёх или четырёх последовательных диаграмм, то есть за время в 7.33 года наблюдается шесть последовательных
сдвигов по долготе, причем характерное время между этими сдвигами равно в среднем 1.22 года, а величина самих сдвигов составляет около 90o или
180o.
То же самое можно отметить в 22-м цикле (рис. 5b). В этом случае за
пять лет выделяется четыре группы. Таким образом, периодичность их появления составляет в среднем 1.25 года. При этом, несмотря на резкое падение амплитуды широтных вариаций в 1992-м году, циклы всё ещё прослеживаются, хотя и менее отчётливо. Тем самым в среднем для выбранных интервалов в двух циклах наблюдается колебание конфигурации нейтральной линии КМП с характерным периодом 1.23±0.16 года.
Ранее многими авторами период ≈1.3 года находился статистическими методами по различным индексам солнечной активности. Так, например, по числам и площадям групп пятен (Кандаурова [5], Акиока и др. [6],
Ихсанов [7], Ихсанов и Милецкий [8], Кривова и Соланки [9]), по солнеч-
ным вспышкам (Ишимота и др. [10], Ихсанов и др. [11]), по синоптическим
картам в линии H-альфа (Тавастшерна и др. [12]).
Однако, рассмотренные выше три способа показывают, как именно
происходят колебания КМП. А именно, положения максимумов амплитуд
широтных колебаний нейтральной линии КМП связаны со смещением их
долготы с периодом 1.0–1.3 года (1.23±0.16 года). При этом найденная периодичность близка по величине (и, возможно, по природе) к обнаруженной по данным гелиосейсмологии периодичности изменения вращения с
периодом ≈1.3 года в области тахоклина [13], отделяющей дифференциально вращающуюся конвективную зону от однородно вращающихся более глубоких слоёв Солнца. Таким образом, в нашей работе даётся независимое подтверждение того, что поведение КМП в значительной степени
отражает процессы, происходящие в области нижней границы конвективной зоны Солнца.
[1] Ихсанов Р.Н., Иванов В.Г., Труды конференции "Солнечная активность
и космические лучи после смены знака полярности магнитного поля
Солнца", 17–22 июня 2002. с.213.
[2] Hoeksema J.T. and Scerrer P.H., "Solar magnetic fields — 1976 through
1985", 1986, WDCA, Report UAG-94.
[3] Ихсанов Р.Н., Иванов В.Г., Изв. ГАО, 2002, №216, с.531.
[4] Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В., "Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца" 1986, Наука.
[5] Кандаурова К.А., Солн. данные, 1971, №5, с. 107.
[6] Akioka M., Kubota J., Suzuki M. et al., Solar Phys., 1987, v.112, p.313.
[7] Ихсанов Р.Н., Милецкий Е.В., Изв. ГАО, 1996, №211, с.167.
[8] Ихсанов Р.Н., Солн. данные, 1993, №12, с.64.
[9] Krivova N.A. and Solanki S.I. A&A, 2002, v.394, p.701
[10] Ishimoto K., Kubota J., Suzuki M., Nature, 1985, v.316, p.422.
[11] Ихсанов Р.Н., Милецкий Е.В., Перегуд Н.Л., Солн. данные, 1988, №4,
с.81.
[12] Tavastsherna K.S., Makarov V.I., Tlatov A.G., and Callebaut D.K. Сборник трудов конф. "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля Солнца", 2001. СПб, с.373.
[13] Howe R., Christensen-Dalsgaard J., Hill F. et al. Science, 2000, v.287,
p.2456.