Санкт-Петербург, Россия
Рассматривается долготное распределение групп солнечных пятен за период 1982–2013 гг. по данным Национального центра геофизических данных (Боулдер, США). Анализируется пространственно-временное распределение групп солнечных пятен по координатным секторам, полученным на основе гелиографических долгот групп. Долготная протяженность координатного сектора сопоставляется со средним размером одной активной области (30–40°). Далее в каждом координатном секторе за все время наблюдения суммируется эволюционная активность групп пятен по классификационной оценке Малдэ. Построенное таким образом долготное распределение групп крупных пятен не показывает отрицательной корреляции между северным и южным полушариями Солнца в 23-м цикле пятнообразования.
Цикл пятнообразования, активные долготы, классификационные оценки Малдэ, координатный сектор, постдикторы активных областей.
ВВЕДЕНИЕ
Проблеме долготной неоднородности в распределении солнечной активности (СА) по поверхности Солнца с конца XIX столетия, после обнаружения этого явления [Wolfer, 1897], посвящено большое количество работ. Систематические исследования явления длительного превышения активности в отдельных долготных интервалах, названного активными долготами, с 1960-х гг. проводились в Пулковской обсерватории [Витинский, 1960; 1971]. Согласно определению Ю.И. Витинского, долготный интервал на Солнце, в котором в течение продолжительного времени (несколько лет) СА существенно выше, чем в других долготных интервалах, называется активной долготой. Ансамбль солнечных пятен, составляющих активную долготу, характеризуется свойствами, которые могут быть отличны от свойств отдельных пятен. Так, скорость вращения активных долгот близка к кэррингтоновской, в то время как скорость вращения отдельных пятен подчиняется закону дифференциального вращения. Исследования [Иванов, 1986; Плюснина, 1992; Ерофеев, 1997] показали, что большинство солнечных пятен на протяжении 11-летнего цикла сосредоточено внутри образований, вращающихся с периодами, близкими 27 и 28 сут.
Скорость вращения активных долгот в настоящее время является предметом дискуссии. В работе [Кичатинов, Олемской, 2005] утверждается, что для 12-17 циклов (1880-1944 гг.) единственной выделенной с достаточной долей достоверности активной долготой был интервал с ансамблем пятен, расположенным в северном полушарии в нечетных циклах СА. Период вращения этих активных долгот был несколько выше 28 сут. В работе [Плюснина, 2003] на основании традиционного определения активных долгот и более чем 150-летнего ряда наблюдений солнечных пятен было показано, что последовательность всплесков активности, наблюдаемых в каждом солнечном цикле, обнаруживает период вращения, близкий кэррингтоновскому. Пространственно эти всплески активности расположены внутри образований, показывающих вращение с периодами, близкими 27 и 28 сут. Качественно они представляют собой наиболее мощные всплески активности мод вращения солнечных пятен с периодами ~27-28 сут.
Время жизни активных долгот, как было отмечено выше, может достигать времени нескольких солнечных циклов. В качестве минимального интервала, необходимого для выделения активных долгот, целесообразно выбирать продолжительность цикла СА не менее 5-6 лет. Наиболее развитой в настоящее время теорией объяснения СА с присущими ей свойствами 11-летней цикличности и изменения широты зоны пятнообразования на протяжении цикла является теория солнечного динамо. Традиционные осесимметричные приближения динамо-теории не объясняют долготной анизотропии в распределении солнечных пятен. Явление активных долгот обнаружено и на других звездах солнечного типа [Jetsu, 1996]. Как и на Солнце, активные долготы на звездах часто бывают разнесены примерно на 180°. Иногда наблюдаются переключения мощности с одной долготы на другую. Это явление, обнаруженное на звездах, было названо «флип-флоп».
Для объяснения активных долгот привлекают понятие реликтового магнитного поля Солнца, вмороженного в лучистое ядро и проникающего в конвективную зону. Впервые на возможность существования на Солнце реликтового поля было указано в статье [Cowling, 1945]. Отмечалось, что время омического затухания крупномасштабного поля лучистой зоны сравнимо с возрастом Солнца. Наиболее крупномасштабная составляющая этого поля должна сохраниться до наших дней. Такие представления получили развитие в работах [Benevolenskaya et al., 1999; Kitchatinov et al., 2001]. Согласно [Kitchatinov et al., 2001], реликтовое магнитное поле — результат действия первичного динамо-механизма — было захвачено из окружающей конвективной оболочки формирующимся лучистым ядром Солнца на ранних стадиях его эволюции. Реликтовое поле неосесимметрично, содержит значительную полоидальную компоненту, а его напряженность составляет десятые доли гаусс. В течение 11-летнего цикла СА реликтовое поле складывается с магнитным полем, которое генерируется солнечным динамо. В результате смены полярностей магнитного поля от цикла к циклу по закону Хейла результирующее полоидальное поле может усиливаться или ослабляться. В соответствии с этим генерируется разное по величине тороидальное поле и амплитуды следующих друг за другом 11-летних циклов чередуются по высоте [Мордвинов, Плюснина, 2001].
В работе анализируется долготное распределение групп солнечных пятен на основе наблюдательной программы Национального центра геофизических данных (NGDC, Боулдер, США). Показано различие в долготном распределении групп в зависимости от размеров пятен, составляющих эти группы. Всестороннее изучение долготной неоднородности на Солнце является задачей, актуальной с точки зрения прогноза геоэффективности солнечных процессов.
1. Астафьева Н.М. Вейвлет-анализ: основы теории и примеры применения // Успехи физических наук. 1996. Т. 166, № 11. С. 1145-1170.
2. Витинский Ю.И. К вопросу об особенностях долготного распределения солнечной активности // Известия ГАО РАН. 1960. № 163. С. 96-105.
3. Витинский Ю.И. Морфология солнечной активности. М.: Наука, 1966. С. 199.
4. Витинский Ю.И. Центры активности и их активные долготы // Известия ГАО РАН. 1971. № 189-190. С. 10-22.
5. Иванов Е.В. Пространственно-временное распределение факелов и пятен // Солнечные данные. 1986. № 7. С. 61-72.
6. Кичатинов Л.Л., Олемской С.В. Активные долготы Солнца: период вращения и статистическая достоверность // Письма в Астрон. журн. 2005. Т. 31, № 4. С. 309-314.
7. Мордвинов А.В., Плюснина Л.А. Когерентные структуры в динамике крупномасштабного магнитного поля Солнца // Астрон. журн. 2001. Т. 78. С. 753.
8. Плюснина Л.А. Двухуровневая организация элементов вращения крупномасштабного магнитного поля на Солнце // Иссл. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Новосибирск: Наука, 1992. Вып. 99. С. 138-144.
9. Плюснина Л.А. Климатические и экологические аспекты солнечной активности // Труды VII Пулковской междунар. конф. по физике Солнца. Санкт-Петербург, 2003. С. 353-358.
10. Benevolenskaya E.E., Hoeksema J.T., Kosovichev A.G., Scherrer P.H. The interaction of new and old magnetic fluxes at the beginning of solar cycle 23 // Astrophys. J. 1999. V. 517, iss. 2. P. 163-166.
11. Cowling T.G. On the Sun´s general magnetic field // Monthly Notices of the Royal Astron. Soc. 1945. V. 105. P. 166.
12. Erofeev D.V. The relationship between kinematics and spatial structure of the large-scale solar magnetic field // Solar Phys. 1997. V. 175. P. 45-58.
13. Jetsu L., Pohjolainen S., Pelt J., Tuominen I. Is the longitudinal distribution of solar flares nonuniform? // Astron. Astrophys. 1996. V. 318. P. 293-307.
14. Kitchatinov L.L., Jardine M., Collier Cameron A. Pre-main sequence dynamos and relic magnetic fields of solar-type stars // Astron. Astrophys. 2001. V. 374. P. 250-258.
15. Malde, K.I. „Klassifikationswerte“, eine neue Messung der Sonnenaktivitat? // Sonne Jahrg. 9. 1985. N 36. P. 159-163.
16. Mordvinov A.V., Plyusnina L.A. Cyclic changes in solar rotation inferred from temporal changes in the mean magnetic field // Solar Phys. 2000. V. 197, iss. 1. P. 1-9.
17. Rybak, A.L. The Malde classification index and long-term changes in average sunspots features // Geomagnetism and Aeronomy. 2015. V. 55, iss. 7. P. 884-886.
18. Wolfer A. Publ. Stern. Eidg. Polytechn. Zurich. 1897. V. 1. P. 1.
19. URL: ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUN-SPOT_REGIONS (дата обращения 5 апреля 2016 г.).
