Циклические и долговременные изменения глобальных характеристик Солнца и их проявления в гелиосфере

• Автор: Мордвинов, Александр Вениаминович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 240 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
Аннотация
Введение
В.1. Актуальность работы
В.2. Основные цели исследования
В.З. Основные положения диссертации, выносимые на защиту
В.4. Научная новизна
В.5. Научная и практическая значимость
В.6. Апробация результатов
В.7. Публикации по теме диссертации
В.8. Структура и объем диссертации
Глава 1. Солнце как магнитопеременная звезда
1.1. Изменения глобальных характеристик Солнца в 11-летнем цикле
и на большой шкале времени
1.1.1. Внутреннее строение Солнца и его магнитная активность
1.1.2. Термомагнитные возмущения в конвективной зоне и
атмосфере Солнца
1.2. Циклические и долговременные изменения пятнообразовательной деятельности Солнца
1.3. Крупномасштабное магнитное поле Солнца и его продолжение
в гелиосфере
1.4. Когерентные структуры в динамике крупномасштабного магнитного поля Солнца
1.4.1. Частотно-временной анализ крупномасштабного магнитного
поля Солнца

1.4.2. Когерентные структуры крупномасштабного магнитного поля
Солнца и характеристики их вращения
1.5. Выводы
Глава 2. Долговременные изменения дисбаланса потока магнитного поля Солнца и геометрии межпланетного магнитного поля
2.1. Асимметрия магнитной активности Солнца и ее проявления
в гелиосфере
2.2. Дисбаланс магнитного потока в сигнале среднего магнитного поля Солнца
2.3. Циклические изменения дисбаланса полярностей солнечных и гелиосферных магнитных полей
2.4. Долговременные изменения радиальной компоненты межпланетного магнитного поля по косвенным данным
2.5. Долговременные изменения геометрии межпланетного магнитного
поля
2.6. Циклические и долговременные изменения Вг- компоненты межпланетного магнитного поля
2.7. Выводы
Глава 3. Крупномасштабная организация солнечной активности и ее проявления в гелиосфере
3.1. Долгоживущие структуры в распределении солнечной активности
по гелиодолготе
3.2. Активные долготы в пятнообразовательной деятельности Солнца
3.3. Крупномасштабные структуры в распределении фотосферных и корональных магнитных полей
3.4. Активные долготы и северо-южная асимметрия активности
Солнца как проявления реликтового магнитного поля
3.5. Топология фоновых магнитных полей и вспышечная активность Солнца
3.5.1. Эволюция фоновых магнитных полей в терминах функционалов Минковского
3.5.2. Крупномасштабные магнитные поля и долгоживущие структуры в распределении вспышечной активности Солнца
3.6. Крупномасштабная структура межпланетного магнитного поля и потоки протонов
3.7. Выводы
Глава 4. Изменения потока излучения Солнца в 11-летнем цикле
активности
4.1. Внеатмосферные измерения интегрального потока солнечного излучения
4.2. Кратковременные вариации потока солнечного излучения и
баланс энергии в активных областях
4.2.1. Баланс энергии в активных областях
4.2.2. Особенности анализа измерений потока излучения Солнца
4.2.3. Статистические свойства вариаций потока излучения Солнца
4.2.4. Спектральные и корреляционные соотношения для вариаций
потока излучения
4.3. Изменения интегрального потока солнечного излучения в цикле активности
4.4. Частотно-временной анализ изменений интегрального потока солнечного излучения

приводят к усложнению общего магнитного поля. В результате последовательного появления активных областей и усложнения структуры магнитного поля комплексы активности начинают генерировать мощные солнечные вспышки [Bumba et al., 2000]. Обычно это время составляет около трех месяцев, тогда как полное время жизни типичного комплекса активности составляет более года.
Регулярные наблюдения солнечных пятен и оценка относительных чисел пятен Rz начали выполняться Р. Вольфом с 1849 г. Он также выполнил реконструкцию среднемесячных значений индекса с 1749 г. и его среднегодовых значений с 1700 г. Дальнейший поиск и сбор мировых данных, завею историю наблюдений Солнца, позволили уточнить наши знания о солнечной активности, продолжить ряд чисел групп пятен начиная с 1610 г. [Hoyt, Schatten, 1998]. Индексы магнитной активности Солнца - относительные числа солнечных пятен или числа Вольфа Rz, числа групп пятен Rg и их суммарные площади А -определяют величину локальных магнитных нолей, которые, в свою очередь, характеризуют напряженность тороидального магнитного поля Солнца в под-фотосферных слоях [Витинский и др., 1986].
На основе прямых наблюдений солнечных пятен и различных косвенных данных были выполнены реконструкции магнитной активности Солнца на тысячи лет назад [Ogurtsov et al., 2002; Mordvinov et al., 2004; Solanki et al., 2004; Miletsky et al., 2004; Наговицын, 2006]. Анализ прямых и косвенных данных о магнитной активности Солнца, охватывающих более одиннадцати тысяч лет в прошлое, показал, что ее временные изменения содержат значительную регулярную компоненту, которая характеризуется набором циклических составляющих, и стохастическую компоненту. Долговременные изменения солнечной активности проявляются в том, что амплитуда 11-летней циклической вариации активности меняется на масштабе времени 55-120 лет, что условно называется циклом Глайсберга. Существует также цикл с периодом около 200 лет [Витинский и др., 1986; Ogurtsov et al., 2002; Güdel, 2007].
В отдельные периоды времени уровень магнитной активности Солнца значительно уменьшался. Такие продолжительные периоды времени известны