Долговременные вариации вращения и распределения крупномасштабных магнитных полей Солнца

• Автор: Тлатов, Андрей Георгиевич
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 281 с. : ил.

Глава I. ДАННЫЕ ПРЯМЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ ДОГОВРЕМЕННЫХ ВАРИАЦИЙ АКТИВНОСТИ И ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА НА РАЗЛИЧНЫХ ШИРОТАХ
1.1. Проявление солнечного цикла активности на высоких широтах j ^ и в вариациях вращения солнечной атмосферы.

1.2. Крупномасштабное магнитное поле Солнца

1.2.1. Свойства крупномасштабных магнитных полей Солнца j

1.2.2. Сравнение данных наблюдений по синоптическим На

картам с результатами магнитографических наблюдений

1.2.3. Формирование зональной структуры крупномасштабного поля по данным Н-альфа карт и магнитографических наблюдений

1.3. Ряды наблюдений солнечной короны в линиях 5303А и 6374А

1.3.1. Кисловодские ряды наблюдений спектральной короны в линиях 5303А и 6374А

1.3.2. Сводный ряд спектральной короны в линии 5303А в системе Кисловодск

1.4. Столетний ряд наблюдений Солнца в линии Са11-К

Глава 2. КРУПНОМАСШТАБНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И ЦИКЛЫ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА
2.1. Использование предикторов солнечной активности
2.2 Индексы глобального магнитного поля в минимуме активности
2.2.1. Площадь высокоширотных униполярных областей Арг
2.2.2. Диполь-октупольный индекс крупномасштабного поля А
2.2.3. Длина нейтральной линии ЦД как индекс активности
2.2.4. Индекс сложности синоптических карт К(б)
2.2.5. Корреляция полярности крупномасштабного поля северного
и южного полушарий ЯД
2.2.6. Индекс числа ярких полярных точек в линии СаПК
2.2.7. Спектральная мощность секторной структуры крупномасштабного магнитного поля
2.2.8. Угол наклона волокон в цикле активности Р([)

2.2.9. Прогноз 24-го цикла активности
2.3. Долговременные изменения площади полярных областей Солнца
2.3.1. Предпосылки для изучения долговременных вариаций 66 полярных областей Солнца.
2.3.2. Наблюдательные данные
2.3.3. Результаты
2.3.4. Широта зональной границы крупномасштабного поля в период минимума Маундера
2.4. Длительность полярных циклов по данным переполюсовки крупномасштабного поля Солнца и уровень солнечной активности
2.4.1. Постановка задачи
2.4.2. Данные и метод обработки
2.4.3. Продолжительность полярных циклов активности
Выводы по результатам анализа главы 2
Глава 3. ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ВРАЩЕНИЯ СОЛНЦА ПО ДАНЫМ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ.
3.1. Вариации дифференциального вращения и крутильные волны в 86 солнечной атмосфере.
3.2. Применение ряда синоптических Н-альфа карт для изучения вращения Солнца
3.3. Вариации скорости дрейфа крутильных колебаний.
3.3.1. Метод анализа данных
3.3.2. Вариации скорости крутильные колебаний в период 1915- 97 1997
3.4. 22-летние вариации вращения солнечной атмосферы по данным 100 Н-альфа синоптических карт
3.5. 22-летняя мода во вращении секторной структуры магнитного 104 поля Солнца.
3.6. 22-летние вариации вращения и мощность циклов активности 108 Солнца
3.7. Связь крутильных колебаний Солнца с магнитными структурами.
3.8. Определение поля скорости солнечной атмосферы по данным наблюдений магнитных полей методом трассеров
3.8.1. Исходные данные и их обработка
3.8.2. Дифференциальное вращение магнитных элементов 118 различного размера

3.8.3. Восстановление поля скорости солнечной атмосферы
3.8.4. Меридиональная циркуляция
3.8.5.Вариации скорости дифференциального вращения и лучевых 120 скоростей.
3.9. Модель крутильных колебаний в вековой цикл активности
Солнца
3.9.1. Наблюдательные данные
3.9.2. Уравнения углового момента в модели
3.9.3. Уравнения динамо
3.9.4. Результаты 133 Выводы к главе 3.
Глава 4. ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ВРАЩЕНИЯ, ИНТЕНСИВНОСТИ И ТЕМПЕРАТУРЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ.
4.1. Долговременные изменения интенсивности и температуры в 136 солнечной короне
4.2. Широтные волны дрейфа в наблюдениях солнечной короны
4.3. Долговременные вариации вращения солнечной короны.
4.3.1. Постановка задачи
4.3.2.Наблюдательные данные и методы обработки
4.3.3. Вариации скорости вращения спектральной короны в линии 5303Ä
4.4. Дифференциальное вращение короны FeX 6374Ä
4.5. Изменение яркости короны с высотой в 23-м цикле активности по данным наблюдений телескопа SOHO/EIT.
4.5.1. Корональные наблюдения на спутнике SOHO
4.5.2. Обработка наблюдательных данных
4.5.3. Результаты анализа
4.5.4. Обсуждение
4.6. Изменения яркости и нерадиальности корональных лучей по данным SOHO/LASCO-C2.
4.6.1. Изменение короны с высотой по данным наблюдений К-короны
4.6.2. Обработка данных
4.7. Вековой цикл солнечной короны по наблюдениям в эпоху минимума активности
4.8. Моделирование крупномасштабного магнитного поля в
радиально расширяющейся короне с конечной проводимостью

ггГ =^г2-тг4;:J^cosW)|Sr((?,^(cos©sm^ (2.2),
2л- (l+m). й
^ f+m)! j^in^]^(^^(cos^sin^ (23)’
здесь Вг (9, ф) - величина поверхностного магнитного поля. В нашем случае для На - синоптических карт мы брали только знак магнитного поля +1 Гс или -1 Гс для положительного и отрицательного магнитного
т 1.М
поля соответственно. Зная коэффициенты разложения g1 и ” , можно восстановить синоптическую карту магнитного поля, а также провести анализ особенностей его распределения. При разложении по мультиполям число учитываемых гармоник было ограничено 1=9. Было также проведено сравнение с данными магнитографических наблюдений обсерватории Стэнфордского университета (СОУ) для кэррингтоновских оборотов 1642-1950, т.е. с 1975 по 1999 гг. (Макаров и Тлатов, 2000а).
Низкие моды разложения по мультиполям могут быть использованы для анализа глобального магнитного поля. В работах (Макаров, Тлатов 1999; Макаров, Тлатов, 2000а; Makarov, Tlatov, 2000; Makarov, Tlatov, 2001; Tlatov, Makarov, 2005b) был предложен и исследован диполь-октупольный индекс:
A(t) = Ztefsr + W + dfe/"?/* + W)/3 = (A,2 + A,2 /3) (2.4).
m,l=l m,l
Здесь pn соответствующие магнитные моменты диполя и октуполя. Индекс A(t) демонстрирует хорошо выраженные 11-летние циклы активности и по отношению к 11-летним кривым чисел Вольфа W(t), наблюдается фазовое смещение A(t) в среднем на -5.5 лет. При этом, как видно на рис.2.5., циклы индекса A(t) предшествуют циклам чисел Вольфа W(t). Следует заметить, что параметр A(t) включает только дипольную и октупольную составляющую крупномасштабного фонового магнитного поля, т.е. моды 1 = 1 и 3. Четные моды и моды высших порядков имеют существенно меньшие интенсивности (Макаров и Тлатов, 2000а). Корреляционная связь между индексом A(t) в минимуме циклов пятен и уровнем активности следующего цикла представлен на рис. 2.6.