КАРТОЧКА ПРОЕКТА ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ И ПОИСКОВЫХ НАУЧНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ,
ПОДДЕРЖАННОГО РОССИЙСКИМ НАУЧНЫМ ФОНДОМ

Информация подготовлена на основании данных из Информационно-аналитической системы РНФ, содержательная часть представлена в авторской редакции. Все права принадлежат авторам, использование или перепечатка материалов допустима только с предварительного согласия авторов.

 

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ

Номер 18-12-00131

НазваниеМагнитное поле Солнца как источник его активности на различных пространственно-временных масштабах

РуководительАбраменко Валентина Изосимовна, Доктор физико-математических наук

Организация финансирования, регион Федеральное государственное бюджетное учреждение науки “Крымская астрофизическая обсерватория РАН”, Республика Крым

Период выполнения при поддержке РНФ 2021 г. - 2022 г. 

Конкурс Конкурс на продление сроков выполнения проектов, поддержанных грантами Российского научного фонда по приоритетному направлению деятельности Российского научного фонда «Проведение фундаментальных научных исследований и поисковых научных исследований отдельными научными группами» (28).

Область знания, основной код классификатора 02 - Физика и науки о космосе, 02-703 - Солнце и Солнечная система

Ключевые словаСолнце, магнитное поле, солнечные вспышки, активные области, солнечное динамо

Код ГРНТИ41.21.00

СтатусУспешно завершен

 

ИНФОРМАЦИЯ ИЗ ЗАЯВКИ

Аннотация
На Солнце идет постоянный процесс превращения кинетической энергии в магнитную и магнитной в тепловую и кинетическую. Этот процесс (описываемый теорией динамо) определяет и солнечную цикличность (с её неоднородностями), и солнечную активность (с её взрывными процессами, от мощных вспышек и корональных выбросов массы до нановспышек). Поэтому изучение на разных пространственно-временных масштабах магнитных явлений по данным наблюдений дает ключ и к пониманию солнечного динамо, и, в конечном счете, к прогнозированию солнечной активности. Считается общепринятым, что магнитное поле большинства (около 70%) активных областей (АО) на Солнце генерируется глобальным динамо («динамо среднего поля»). Для таких регулярных АО выполняются эмпирические законы, согласующиеся с теорией глобального динамо (закон полярностей Хейла, закон Джоя о наклоне оси АО, доминирование лидирующего пятна). Однако, остается открытым вопрос, как объяснить появление тех 20-30% АО-«нарушителей», которые не подчиняются законам глобального динамо? Обычными сильными флуктуациями в гауссовом случайном поле их не объяснить (в этом случае процент таких выбросов не более пяти). Их можно объяснить как сильные выбросы в перемежаемой среде, т.е., в нелинейной динамической диссипативной системе как проявление турбулентного (флуктуационного) динамо. Для такой системы сильные выбросы – далеко не редкое явление. Тогда, в нашем случае, есть основания полагать, что и сильные вспышки связаны как раз с такими «нарушителями» - нерегулярными АО. Это открывает новые возможности для физически обоснованного подхода к прогнозированию сильных вспышек. Такая классификация АО – магнито-морфологическая классификация АО (ММК) - была предложена нами в работе над Проектом 2018 и дала интересные результаты. В ходе работы над Проектом 2018 выяснились новые направления и проблемы, над которыми предстоит работать для понимания механизмов генерации и диссипации магнитных полей. Ключевые моменты предлагаемого Проекта 2021 сводятся к следующему. 1. В Проекте 2018 нами был разработан подход к выявлению взаимной роли глобального и флуктуационного динамо на масштабах АО. Подход уникален в том смысле, что он основан на вычислении и сравнении магнитных потоков активных областей (но не просто численности различных АО, как это делается обычно) и на проведении магнито-морфологической классификации (ММК), подразумевающей выделение регулярных биполярных АО (класс А), нерегулярных АО (нарушающих либо закон полярностей Хейла, либо закон Джоя, либо имеющих доминирующее хвостовое пятно - класс В), униполярных пятен (класс U). Регулярные АО связаны с работой глобального динамо среднего поля, а нерегулярные – с вмешательством флуктуационного динамо. В Проекте 2018 был исследован только неполный 24 цикл (2010-2017 гг). В Проекте 2021 будет расширен и временной интервал (до двух полных циклов), и круг задач. А именно, 1) Будет произведена оценка по магнитному потоку продуктивности флуктуационного динамо в минимумах циклов; 2) Мы ожидаем подтвердить гипотезу о том, что во вторичном пике максимума цикла наблюдается увеличение доли потока от АО-«нарушителей», что можно объяснить усилением действия флуктуационного динамо на магнитные трубки АО при ослаблении тороидального поля перед спадом цикла; 3) Мы планируем исследовать циклические вариации магнитного потока регулярных и нерегулярных АО в N- и S-полушариях и проверить гипотезу об усилении степени воздействии флуктуационного динамо на магнитные трубки АО при несимметричном ослаблении тороидального поля в одном из полушарий из-за супорпозиции дипольной и квадрупольной составляющих магнитного поля Солнца; 4) Опираясь на нащи результаты анализа батерфляй-диаграммы АО, нарушающих закон полярностей Хейла, мы ставим задачу подтвердить (либо опровергнуть) гипотезу о подавлении альфа-эффекта по мере распространения динамо-волны и усилении степени воздействия флуктуационного динамо по мере ослабления тороидального поля. 2. Используя результаты измерения скоростей вращения активных областей различных ММК-классов, будут проанализированы временные изменения скоростей вращения и проведено сопоставление их с фазой эволюции активной области, магнитным потоком, ММК-классом, другими параметрами. Мы сопоставим тренды изменения скоростей вращения со скоростями вращения внутренних слоев плазмы и сделаем вывод как о глубине формирования магнитных жгутов, так и о самой возможности такого определения по измерению дифференциального вращения. Анализируя тренды скоростей вращения, мы ожидаем решить неоднозначность в оценке глубины «удержания» корней активной области: увеличение скорости вращения может свидетельствовать о подъеме корней от тахоклина ближе к поверхности, т.е. магнитные жгуты формируются в глубоких слоях конвективной зоны. В случае уменьшения скорости вращения по мере развития активной области, можно говорить о подъеме магнитных жгутов с глубины лептоклина и их формировании на небольших глубинах порядка 0.95 радиуса Солнца. Выводы для активных областей разных ММК-классов и разных магнитных потоков могут оказаться различными, что даст возможности для диагностики динамо. 3. Наши предварительные результаты Проекта 2018 позволяют заключить, что униполярные пятна образуют особый подкласс – они показывают уникальную стабильность и практически постоянный магнитный поток в течение длительного времени порядка 10-12 дней. При этом сам магнитный поток таких униполярных областей относительно небольшой по сравнению с мультиполярными магнитными структурами. Интерес к существованию униполярных пятен обусловлен тем, что иногда возле них начинается быстрое всплытие нового магнитного потока, которое приводит к формированию активной области со сложной магнитной конфигурацией и сильными вспышками. Ярким примером такого события стало всплытие и развитие новой магнитной структуры около затухающего униполярного пятна NOAA 12673 в сентябре 2017 г. Активная область произвела самые сильные вспышки 24-го цикла. Не исключено, что униполярное пятно представляет собой вертикальный «канал» в конвективной зоне, вдоль которого беспрепятственно происходит быстрый подъем магнитных структур. В данном проекте мы планируем: а) провести статистический анализ скорости затухания магнитного потока в активных областях с разной магнитной конфигурацией; б) проверить гипотезу о том, что униполярные области показывают существенно меньшую скорость затухания по сравнению с мультиполярными активными областями. Если гипотеза подтвердится – установить факторы и механизмы, которые могут удерживать униполярное пятно от распада. 4. Согласно результатам Проекта 2018, в активной области имеет место распределенный по площади АО электрический ток, охватывающий обширную площадь вокруг основного пятна. Мы планируем проверить гипотезу, что такой ток в униполярном пятне может оказывать стабилизирующее влияние на магнитную структуру пятна и, тем самым, стать одним из факторов, объясняющих его медленное затухание. 5. После завершения инструментальных доработок созданного спектрополяриметра, на телескопе БСТ-1 будут регулярно проводиться одновременные измерения продольного магнитного поля (позже – полного вектора магнитного поля) активных областей в фотосферных спектральных линиях Fe I 5250/5247 и Cr I 5247 (высоты формирования линий около 215, 328 и 244 км соответственно) и в хромосферных спектральных линиях триплета Mg I b 5167, 5173, 5184 (высота формирования около 525 км). Одновременные наблюдения на нескольких высотах позволят нам оценить вертикальный градиент магнитного поля в нижней атмосфере, а через 2-3 года – и полный вектор магнитного поля, а следовательно, и вектор электрического тока. Такие измерения уникальны в мировой практике и позволяют вывести на новый уровень вопросы стабильности и критичности состояния активной области. 6. Одним из основных фокусов проекта является выявление факторов, влияющих на вспышечную продуктивность АО. Мы планируем все, полученных в ходе работы над проектом параметры (ММК-класс (нарушение законов глобального динамо), магнитные потоки, скорость дифференциального вращения, параметры электрических токов и др.) сопоставлять с данными о вспышечной продуктивности АО с тем, чтобы выявить наиболее полезные из них для прогноза вспышек. Актуальность проекта обусловлена тем фактом, что вспышечная активность Солнца определяет околоземную космическую погоду, влияющую на целый ряд жизненно важных процессов на Земле – от систем глобального позиционирования и систем безопасности космических аппаратов до проявлений в биологической и социальной среде. Результаты, полученные в Проекте, будут соответствовать мировому уровню научных исследований в области физики Солнца. Это гарантируется высоким профессиональным уровнем руководителя проекта и членов коллектива, серьезным научным заделом, широким кругом сотрудничества с другими учеными, способностью публиковать результаты в изданиях с высоким импакт-фактором, использованием баз данных мирового уровня и собственных данных наблюдений, полученных на Крымском 90-сантинетровом телескопе БСТ-1, инструментальная база которого была полностью обновлена в процессе нашей работы по Проекту 2018.

Ожидаемые результаты
В последнее время все чаще появляются работы, изучающие различные отклонения активных областей от их регулярного поведения, согласующегося с законами глобального динамо (например, Li, 2018, ApJ, 867, 89; McClintock et al, 2014, ApJ, 797, 130; Nikbakhsh et al., A&A, 2019, 629, A45). В данном проекте мы предлагаем физическую интерпретацию возникновения нерегулярностей на основе нового подхода к пониманию динамо-процесса на Солнце. Мы полагаем, что нерегулярности можно объяснить как результат работы единого динамо-процесса, включающего взаимодействие глобального и флуктуационного динамо. Сам динамо-процесс в конвективной зоне недоступен для прямых наблюдений, поэтому необходимо исследовать морфологические и другие свойства активных областей (АО), которые могут дать информацию о механизмах их формирования. Задача 1. Магнито-морфологическая классификация и флуктуационное динамо Магнито-морфологическая классификация (ММК) АО, разработанная нами в Проекте 2018, основана на выполнении/нарушении закономерностей теории динамо среднего поля - закона полярностей Хейла, закона Джоя, доминировании ведущего пятна по сравнению с хвостовым (Abramenko et. al., 2018, Ge&Ae, 58, 1159; Zhukova et. al, 2019, Astron. & Astrophys. Trans., 2, 75). Существование регулярных (подчиняющихся указанным закономерностям) АО обусловлено работой глобального динамо и хорошо объясняется классическими моделями магнитного цикла (Babcock, 1961, ApJ, 133, 572.; Parker, 1955, ApJ, 122, 293); нерегулярные АО-"нарушители" позволяют судить о действии флуктуационного динамо на масштабах АО (Sokoloff et al., 2015, MNRAS, 451, 1522). Распределение АО по классам ММК и исследование изменений вклада АО разных класов в общий магнитный поток в ходе цикла позволяет выявить степень проявления глобального динамо среднего поля и флуктуационного динамо в их конкурентном взаимодействии. Мы ожидаем получить каталог ММК и магнитных потоков АО, охватывающий временной интервал с 1996 по 2021 гг. Используя данные о потоках и классах АО для двух циклов, мы планируем проверить ряд гипотез о вкладах глобального и флуктуационного динамо на разных фазах цикла. А именно: i) Мы планируем сделать оценку производительности (по потоку) флуктуационного динамо в периоды минимумов активности. В работе Sokoloff et al. (2015, MNRAS, 451, 1522) было показано, что в периоды минимумов относительное число АО, нарушающих закон полярностей Хейла (анти-Хейлов) возрастает. Поскольку число регулярных групп, обусловленных глобальным динамо, очень низкое в эти периоды, то возрастание доли анти-Хейлов трактуется как проявление независимого от цикла флуктуационного динамо. Имея сведения о потоках и классах АО, мы ставим задачу оценить производительность флуктуационного динамо на масштабах АО в периоды минимумов активности. Эта работа была начата в процессе выполнения Проекта 2018, но исследование было проведено только для 2010 г. (конец минимума между 23 и 24 циклами) и для 2016-2017 гг. (начало минимума между 24 и 25 циклами). В Проекте 2021 мы сможем исследовать полностью эти минимумы и, возможно, минимум между 22 и 23 циклами. Оценка магнитного потока по диску Солнца от работы флуктуационного динамо по трем минимумам будет более точной. ii) Солнечный цикл часто показывает два пика в максимуме активности. Мы также ожидаем подтвердить гипотезу о том, что во втором пике максимума активности наблюдается увеличение доли потока от АО-«нарушителей» по данным двух циклов. Это позволит проверить предположение об усилении действия флуктуационного динамо на магнитные трубки АО при ослаблении тороидального поля перед спадом активности. iii) Мы ожидаем исследовать циклические вариации магнитного потока регулярных и нерегулярных АО в N- и S-полушариях для 23-го и 24-го цикла, проверить гипотезу об усилении степени воздействия флуктуационного динамо на магнитные трубки АО при несимметричном ослаблении тороидального поля в одном из полушарий из-за супорпозиции дипольной и квадрупольной составляющих магнитного поля Солнца, которая была недавно предсказана в теоретической работе Schussler, Cameron, 2018, A&A, 618, 89. iv) Также, опираясь на результаты анализа баттерфляй-диаграммы АО, нарушающих закон полярностей Хейла, мы планируем подтвердить или опровергнуть гипотезу о подавлении альфа-эффекта по мере распространения динамо-волны и усилении степени воздействия флуктуационного динамо по мере ослабления тороидального поля. Эти исследования позволят объективно определить вклад флуктуационного динамо в солнечный цикл, установить степень его воздействия на стабильность всего цикла, понять степень взаимного влияния между глобальным и флуктуационным динамо. Опираясь на расширенную статистику по двум циклам, мы ожидаем установить связь между ММК классом, другими параметрами активной области и ее вспышечной продуктивностью. Эти результаты позволят дать рекомендации по разработке новых методов прогноза солнечных вспышек. Задача 2. Скорости вращения активных областей по диску Солнца. Дифференциальное вращение является отражением процессов внутри конвективной зоны, т.е. той области, в которой происходит генерация магнитного поля. Мы полагаем, что подробный анализ дифференциального вращения может внести ясность в вопросах о том, распределенное или локализованное (в основании конвективной зоны или в лептоклине) динамо доминирует на Солнце. Мы ожидаем выявить возможные тренды в скоростях вращения активных областей и сделать вывод о наиболее вероятной глубине формирования магнитных жгутов, порождающих активные области разных ММК классов. Предполагая, что скорость вращения магнитного трассера определяется глубиной удержания его «корней» и совпадает с глубиной формирования, сравнение наблюдаемой на поверхности скорости и скорости вращения плазмы в конвективной зоне может дать оценку этой глубины. Согласно данным гелиосейсмологии (например, Howe R., et al., 2000, Sci, 287, 2456), наибольшая скорость вращения внутренних слоев плазмы в конвективной зоне должна наблюдаться около лептоклина на расстоянии 0.95 радиуса от центра Солнца. Как ближе к поверхности, так и на больших глубинах, скорость вращения внутренних слоев предположительно уменьшается. В связи с этим существует неоднозначность, когда одно значение скорости может соответствовать двум глубинам. Для устранения этой неоднозначности необходимо проводить временной анализ изменения скорости вращения активных областей по мере их развития. Результаты таких исследований в литературе не позволяют сделать однозначный вывод. Можно выделить две группы работ. По результатам первой группы, «молодые» активные области вращаются быстро, постепенно замедляясь с возрастом (например, Pulkkinen P., Tuominen I., 1998, A&A, 332, 748). Это может свидетельствовать об их формировании в лептоклине, а затем плавном подъеме к поверхности. Вторая группа работ показывает, что молодые активные области вращаются медленно, ускоряясь по мере развития (например, Javaraiah J., Gokhale M. H., 1997, A&A, 327, 795). Такие результаты можно интерпретировать как первоначальное формирование магнитного жгута ниже лептоклина и плавный подъем к поверхности. Общим недостатком указанных работ является примененная методика измерения скоростей (см. Petrovay K., 1993, ASPC, 46, 123). Использование средневзвешенного по площади или по беззнаковому потоку центра активной области для измерения положения трассера на диске не позволяет правильно измерить скорость вращения магнитного диполя. Для корректного измерения требуется разделение трассера на противоположные магнитные полярности и расчет положения каждой из полярностей. Эта процедура используется в предлагаемом Проекте, поэтому мы ожидаем получить наиболее корректные измерения скоростей вращения активных областей. Проведя анализ изменения скорости вращения с возрастом активной области, мы ожидаем установить, наблюдаются ли устойчивые тренды в изменении скоростей вращения. Обнаружение трендов позволит убрать неоднозначность в определении глубины формирования активных областей и даст аргументы сделать выбор между распределенным и локализованным динамо в конвективной зоне. Задача 3. Диссипация магнитного потока в униполярных активных областях. В процессе работы над Проектом 2018 мы визуально установили, что одиночное пятно может появиться из-за восточного лимба и через 12-14 дней пересечь западный лимб, при этом, практически, не изменив площади и формы. Таким образом, униполярные активные области часто показывают крайне невысокую скорость диссипации магнитного потока. Анализируя скорости затухания магнитного потока активных областей, мы ожидаем установить, зависит ли скорость затухания от класса активной области, выделяются ли униполярные пятна. Интерес к существованию униполярных пятен обусловлен тем, что иногда возле них начинается быстрое всплытие нового магнитного потока, которое приводит к формированию активной области со сложной магнитной конфигурацией и сильными вспышками. Ярким примером такого события стало всплытие и развитие новой магнитной структуры около затухающего униполярного пятна NOAA 12673 в сентябре 2017 г. Активная область произвела самые сильные вспышки 24-го цикла. Не исключено, что униполярное пятно представляет собой вертикальный «канал» в конвективной зоне, вдоль которого беспрепятственно происходит быстрый подъем магнитных структур. Мы ожидаем подтвердить гипотезу о том, что многие униполярные АО показывают более медленное затухание по сравнению с другими АО. Мы ожидаем показать, что причиной стабилизации пятна является сильный распределенный вертикальный электрический ток в пятне, который возникает вследствие закрутки магнитных силовых линий и препятствует быстрой диффузии магнитного потока. Задача 4. Новый солнечный спектрополяриметр телескопа БСТ-1 Крымской астрофизической обсерватории. В Проекте 2018 мы разработали и создали новый солнечный спектрополяриметр БСТ-1 КрАО. В Проекте 2021 планируется как сфокусироваться на дальнейшем усовершенствовании инструмента, так и на развитии методов для обработки наблюдений. Основным результатом должен стать запуск нового российского солнечного спектрополяриметра, соответствующего международному уровню. Инструмент обладает широким научным потенциалом. Он позволит проводить регулярные измерения продольного магнитного поля (позже – полного вектора магнитного поля) активных областей в фотосферных спектральных линиях Fe I 5250/5247 и Cr I 5247 (высоты формирования линий около 215, 328 и 244 км соответственно) и в хромосферных спектральных линиях триплета Mg I b 5167, 5173, 5184 (высота формирования около 525 км). Одновременные наблюдения на нескольких высотах позволят нам оценить вертикальный градиент магнитного поля в нижней атмосфере, а через 2-3 года – и полный вектор магнитного поля, а следовательно, и вектор электрического тока. Данные наблюдений будут свободно доступны для российских и зарубежных ученых.

 

ОТЧЁТНЫЕ МАТЕРИАЛЫ

Аннотация результатов, полученных в 2021 году
Задача 1. Флуктуационное динамо на масштабах активных областей. 1.1. Флуктуационная (турбулентная) составляющая солнечного динамо может проявляться не только на мелких масштабах, но и на масштабах активных областей (АО). Способ выявить роль флуктуационного динамо предложен в данном проекте. Способ основан на разработанной в предыдущем РНФ-проекте магнито-морфологической классификации (ММК) АО, которая была существенно доработана в 2021 году. ММК позволяет качественно выявить вклад флуктуационной составляющей в формирование магнитной структуры АО. Униполярные пятна формируют класс U. Класс А составляют биполярные АО, подчиняющиеся основным законам глобального динамо (закон полярностей Хейла, закон Джоя, правило доминирования лидирующего пятна); класс В – остальные, нерегулярные АО, в их формировании принимает участие флуктуационная составляющая динамо. Анализ 79-ти активных областей с сильными вспышками (балла Х1.0 и выше), наблюдавшихся в течение 23-го и 24-го солнечных циклов, показал, что в 72% случаев такие АО являются нерегулярными и принадлежат классу В. Экстремальные вспышки в обоих циклах имели место в АО с самым сильным вмешательством флуктуационной компоненты. Вспышечная активность областей класса В повышена во время второго максимума и фазы спада цикла, т.е., когда тороидальное поле уже ослаблено и эффект турбулентной составляющей динамо проявляется наиболее явно. Таким образом, интенсивность и временной ход вспышечной активности Солнца обусловлены турбулентной составляющей солнечного динамо в недрах конвективной зоны. Эти результаты наблюдений находятся в соответствии с численным моделированием и теоретической концепцией о существенной роли нелинейных процессов и перемежаемой турбулентности в генерации магнитных полей в конвективной зоне. 1.2 Предыдущий результат о существенной роли флуктуационного динамо во вспышках подтвердился другим нашим исследованием в рамках проекта. А именно, из 56-ти АО 23-го цикла со значимыми протонными событиями в СКЛ, связанными со вспышками класса не менее M5, 35 АО (62%) принадлежали классу В, т.е., их магнитная структура была подвержена вмешательству флуктуационного динамо. 1.3. С помощью разработанной в рамках проекта методики составления синтетического цикла (наложение циклов путем аффинного преобразования) по пяти циклам было исследовано распределение по циклу количества активных областей, нарушающих закон полярностей Хейла. Показано, что в минимуме активности имеет место максимум относительного числа таких групп пятен. Этот вывод, полученный на широком материале, подтверждает предыдущие результаты и свидетельствует о проявлении флуктуационного динамо в периоды слабого тороидального поля. 1.4 Дополнен Каталог магнито-морфологической классификации (ММК) и магнитных потоков активных областей за 1996-2021 годы. Данные для 2002-2021 гг доступны на сайте КрАО https://sun.crao.ru/databases/catalog-mmc-ars. 1.5 Дополнен Каталог анти-хейловский АО за 1989-2021 годы. Каталог доступен на сайте КрАО https://sun.crao.ru/databases/catalog-anti-hale. Задача 2. Скорости вращения активных областей по диску Солнца. Были вычислены временные профили изменения долготы при прохождении по диску 812-ти АО. Только для 64-х из них профили оказались пригодными для одновременного рассмотрения фаз роста и спада АО (т. е., для вычисления функции смещения трассера). Для этих АО были сделаны выводы об ускорении-замедлении активной области на разных стадиях её эволюции. В целом, на стадии всплытия 22 АО (34%) показывали замедление вращения (предполагаемое укоренение в лептоклине) и 12 АО (19%) показывали ускорение (предполагаемое укоренение в глубоких слоях вплоть до тахоклина). На стадии распада АО обнаружено 8 замедляющихся АО и 17 ускоряющихся АО. (Некоторые АО здесь учтены дважды, поскольку они показывали оба режима, например, ускорение на всплытии и замедление на спаде потока.) 11 АО (17%) показали постоянную скорость вращения за время прохождения по диску. 5 АО показали ускорение и 2 АО – замедление на всем интервале мониторинга. Нерегулярный характер функции смещения для остальных 11-ти АО не позволил сделать надежные выводы о трендах в функции смещения АО. Также было проведено сопоставление поведения функции смещения для активных областей разных ММК классов. Подавляющее большинство областей (33 из 36) с четко выраженным поведением на стадии всплытия принадлежали классам А и В1, т.е. были простыми бипольными структурами. Все «сложные» активные области классов B2 и B3, которых в общей сложности было 11, показывали крайне нерегулярное поведение функции смещения. Это может быть объяснено сложной морфологией активных областей классов B2 и B3. Такие области представляют собой мультиполярные структуры, в которых отдельный всплывающий биполь приводит к смещению геометрического центра всего трассера, увеличивая неоднозначность в определении возможного тренда. Таким образом, если считать, что вариация скорости вращения обусловлена подъемом магнитных «корней» активной области, то активные области могут формироваться как в области лептоклина, так и в глубине конвективной зоны. Тот факт, что около половины активных областей не показало ускорения либо замедления на стадии всплытия, свидетельствует о том, что вариации скорости вращения могут быть объяснены и другими причинами (не только всплытием корней). Такой причиной может быть подфотосферная геометрия магнитной петли. Так, асимметрия (наклон) всплывающей петли может приводить к видимому смещению центров тяжести полярностей, безотносительно к глубине формирования корней магнитного жгута. Задача 3. Диссипация магнитного потока в униполярных активных областях. На основе статистического анализа 839-ти АО были получены следующие результаты по свойствам затухания магнитного потока АО. Диаграмма зависимости скорости затухания потока от величины самого (беззнакового) потока, построенная в двойном логарифмическом масштабе, явно свидетельствует о степенном характере связи между этими величинами. Скорость затухания (в единицах Мкс/ч) пропорциональна потоку (в Мкс) в степени 0.65. Вместе с тем, обнаружен ряд областей, заметно отклоняющихся от общей зависимости, и демонстрирующих скорость затухания значительно ниже (до 10÷20 раз) ожидаемой из степенного закона. Разбиение выборки на магнитно-морфологические классы показало, что все выделяющиеся области принадлежат к классу униполярных активных областей. Исследован вопрос о возможном влиянии электрических токов на стабилизацию (либо распад) униполярного пятна. Показано, что чем выше плотность локальных (мелкомасштабных) электрических токов в окрестности униполярного пятна, тем быстрее оно затухает. Распределенный (крупномасштабный) вертикальный электрический ток вокруг быстро затухающих пятен практически нулевой и, следовательно, он не оказывает воздействие на процесс распада пятна. Для 4-х из 11-ти случаев медленно затухающих пятен выявлен существенный распределенный электрический ток вокруг пятна величиной до 5.0 × 10^12 А. Такой ток может оказывать стабилизирующее действие на распад пятна. Таким образом, электрические токи малых масштабов оказывают скорее деструктивное воздействие на пятно. В ряде случаев присутствие крупномасштабных токов может замедлять распад пятна, но такой механизм, по-видимому, не является единственным и доминирующим в процессах стабилизации униполярных пятен. Задача 4. Новый солнечный спектрополяриметр Башенного солнечного телескопа (БСТ-1) Крымской астрофизической обсерватории (КрАО). За отчетный период (2021 год) была проведена модернизация системы управления Башенного солнечного телескопа (БСТ-1) КрАО РАН, проведены некоторые технические модификации спектрополяриметра. Был установлен штатный детектор с большим форматом сенсора, что позволило одновременно регистрировать спектр в спектральном диапазоне 510-535 нм. Было нанесено просветляющее покрытие на поверхности двухлинзовой камеры спектрополяриметра. Проведение этих работ позволило начать тестовые наблюдения магнитных полей на Солнце. Для выбора поляризации использовалась вращающаяся четвертьволновая пластина и линейный поляризатор. Тесты выявили недостатки инструмента и позволили спланировать работы по их устранению. Были проведены эксперименты по спекл-восстановлению изображений Солнца, получаемых на БСТ-1 в белом свете. Результаты оказались довольно обнадеживающими. Методы спекл-восстановления применимы к данным, получаемым на БСТ-1, при этом пространственное разрешение получаемых изображений может достигать долей угловой секунды. За отчетный период в плане подготовки к калибровке данных магнитографа мы освоили методы, которые используются в ведущих институтах мира для инверсии наблюдаемых профилей вектора Стокса практически любых спектральных линий, в том числе формирующихся в широком диапазоне высот атмосферы Солнца.

 

Публикации

1. Абраменко В.И. Signature of the turbulent component of the solar dynamo on active region scales and its association with flaring activity Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 507, Issue 3, Pages 3698–3706 (год публикации - 2021) https://doi.org/10.1093/mnras/stab2404

2. Жукова А.В., Хлыстова А.И., Абраменко В.И., Соколов Д.Д. ИССЛЕДОВАНИЕ АНТИ-ХЕЙЛОВСКИХ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ В СОЛНЕЧНОМ МИНИМУМЕ ПРИ ПОМОЩИ СИНТЕТИЧЕСКОГО ЦИКЛА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2021 , Труды, ГАО РАН, Санкт-Петербург, 2021, с. 123-126 (год публикации - 2021) https://doi.org/10.31725/0552-5829-2021-123-126

3. Кашапова Л.К., Жукова А.В., Митева Р., Жданов Д.А., Мягкова И.Н., Мешалкина Н.С. Analysis of the Properties of SEP Events and Their Solar Sources Taking Into Account of the Magneto-Morphological Classification of Active Regions Geomagnetism and Aeronomy, Vol. 61, No. 7, pp. 1022–1028 (год публикации - 2021) https://doi.org/10.1134/S0016793221070082

4. Плотников А.А., Куценко А.С., Янг Шанбинь, Бай Сяйонг, Жанг Хончи, Кузанян К.М. Improvements of the Longitudinal Magnetic Field Measurement from the Solar Magnetic Field Telescope at the Huairou Solar Observing Station Solar Physics, Vol. 296, Article number: 165 (год публикации - 2021) https://doi.org/10.1007/s11207-021-01901-6

5. Абраменко В.И., Юрчишин В.Б. О ВКЛАДЕ ТУРБУЛЕНТНОГО ДИНАМО В ГЕНЕРАЦИЮ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В НЕВОЗМУЩЕННОЙ ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА Сборник тезисов 16 ежегодной конференции "Физика плазмы в солнечной системе", ИКИ РАН, 8-12 февраля 2021, с. 14 (год публикации - 2021)

6. Фурсяк Ю.А., Абраменко В.И., Жукова А.В. ОСОБЕННОСТИ ПОВЕДЕНИЯ ТОКОВЫХ СИСТЕМ В ОБЛАСТЯХ РАЗНЫХ МАГНИТО-МОРФОЛОГИЧЕСКИХ КЛАССОВ Сборник тезисов 16 ежегодной конференции "Физика плазмы в солнечной системе", ИКИ РАН, 8-12 февраля 2021, с. 24 (год публикации - 2021)

7. Жукова Анастасия Владимировна, Хлыстова Анна Иннокентьевна, Абраменко Валентина Изосимовна Биполярные активные области на Солнце, нарушающие закон Хейла (1989-2020) -, 2021622320 (год публикации - )

Аннотация результатов, полученных в 2022 году
За 2022 год в рамках четырех основных задач Проекта были выполнены работы и получены научные результаты, перечисленные ниже. Задача 1. Магнито-морфологическая классификация и флуктуационное динамо. Проведена магнито-морфологическая классификация (ММК) активных областей (АО) 23-го солнечного цикла. Исходные данные – магнитограммы полного диска, полученные прибором MDI/SOHO. Для каждой АО вычислен полный магнитный поток в день наблюдений, определен ММК-класс и другие параметры. Завершена компиляция Каталога ММК активных областей по 23 и 24 циклам. Каталог доступен по ссылке: https://sun.crao.ru/databases/catalog-mmc-ars. Построены однородные ряды вариаций суммарного магнитного потока АО разных ММК-классов на протяжении 1996-2021 лет. Обнаружено, что суммарные магнитные потоки от активных областей разных ММК классов изменяются синхронно друг с другом и с циклом. Самый глубокий минимум достигается одновременно активными областями всех классов. В этот период наблюдаются только самые простые активные области: биполярные структуры. Уровень магнитного потока на полно-дисковую магнитограмму от регулярных АО составляет 1.3х10^21 Мкс (производительность глобального динамо в минимуме) и от нерегулярных АО 0.53х10^21 Мкс (производительность турбулентной составляющей динамо в минимуме). Обнаружено усиление потока сложных нерегулярных областей во время второго пика в максимуме цикла, что может быть обусловлено усилением турбулентной составляющей динамо на фоне общего ослабления регулярного тороидального поля к началу фазы спада. Сделан вывод о том, что генерация магнитного потока активных областей (с потоком выше 10^21 Мкс) происходит единым механизмом динамо, свидетельств присутствия дополнительного механизма генерации, не зависящего от цикла, не обнаружено. Проведено исследование N-S асимметрии полушарий для активных областей разных ММК-классов. Разработана методика вычисления индексов асимметрии, методика учета долгосрочных трендов в цикле. Высоко значимая асимметрия обнаружена для регулярных АО в обоих максимумах 24-го цикла и для нерегулярных АО во втором максимуме каждого цикла. Пики для регулярных и нерегулярных АО появляются в двух полушариях не одновременно. Нерегулярные АО появляются преимущественно в южном полушарии в обоих циклах. Завершен Каталог биполярных областей с нарушением закона полярностей Хейла. Каталог был продлен на 2019-2021 гг. Показано, что анти-Хейловские АО следуют циклу, что подтверждает их связь с глобальным динамо. Повышенное процентное содержание таких АО на краях баттерфляй-диаграммы и вблизи наступающего минимума (в пространственно-временных интервалах ослабления магнитного поля) может быть связано с усилением влияния турбулентной конвекции на всплывающие магнитные трубки. Задача 2. Скорости вращения активных областей по диску Солнца. Установлено, что более быстрый распад хвостовой части группы пятен приводит к относительно большим систематическим ошибкам при измерении скорости вращения групп пятен по изображениям в континууме. Так, по сравнению с измерениями по картам магнитных полей, видимая скорость вращения групп пятен в среднем выше на 0.45 градуса в день, что сопоставимо с изменением скорости дифференциального вращения всего Солнца от экватора к широтам 30 градусов. Использование карт магнитного поля активных областей позволяет устранить влияние более быстрого распада хвостовой части на измеряемую скорость вращения и проводить более точные измерения. Показано, что во время всплытия скорость вращения активных областей может увеличиваться, уменьшаться или оставаться практически неизменной. Интересно, что все три возможности реализуются практически с равной вероятностью. Изменение скорости вращения может быть следствием подповерхностного наклона магнитной трубки, формирующей активную область, в западно-восточном направлении. Следовательно, можно предположить, что подфотосферный наклон генерируемых магнитных жгутов не является систематическим и формируется некими механизмами в каждом случае индивидуально. После всплытия, активные области часто показывают вращение с практически постоянной скоростью в течение первых этапов затухания. Можно предположить, что и далее скорость остается постоянной, что не находится в согласии с более ранними результатам других исследователей. Задача 3. Диссипация магнитного потока в униполярных активных областях. Обнаружено, что скорость затухания потока активной области связана степенным законом с максимальным магнитным потоком области: DR~Фmax^0.70. Более крупные области теряют меньшую долю потока в единицу времени, чем более мелкие. Существует кластер активных областей с существенно заниженной скоростью затухания. Все элементы кластера – униполярные пятна, однако не все униполярные пятна принадлежат кластеру. Потоки пятен кластера принадлежат довольно узкому интервалу (2-8)х10^21 Мкс. Во всем наблюдаемом диапазоне максимальных потоков (5х10^19 – 10^23) Мкс, скорость всплытия выше скорости затухания, и степенные показатели для них разные, более пологий степенной закон с показателем 0.48 для всплытия и более крутой с показателем 0.70 для затухания. Всплытие происходит быстрее, чем затухание, и в другом режиме. По-видимому, разные процессы определяют характеристики всплытия и затухания. Обнаружено, что 1) существует прямая зависимость между средней плотностью модуля локальных вертикальных электрических токов и скоростью затухания магнитного потока в униполярной активной области, коэффициент корреляции Пирсона 0.56. Локальные токи связаны с мелкими магнитными элементами, движущимися в окрестности пятна. Сделан вывод о том, что обилие мелких магнитных элементов является дестабилизирующим фактором и способствует быстрому распаду пятна и, наоборот, малая популяция либо отсутствие мелких подвижных элементов вокруг пятна является стабилизирующим фактором или, по крайней мере, индикатором замедленного затухания. 2) В 37% медленно затухающих униполярных активных областей обнаружен ненулевой крупномасштабный вертикальный ток величиной (1 – 11)х10^12 ампер, охватывающий пятно и его окрестности. Его азимутальное магнитное поле, опоясывающее пятно, может служить стабилизирующим фактором, предотвращающим быстрый распад пятна. Однако, поскольку такой ток наблюдается не у всех пятен замедленного распада, можно заключить, что этот механизм стабилизации не является единственным. Задача 4. Новый солнечный спектрополяриметр БСТ-1 / КрАО Новый солнечный спектрополяриметр на телескопе БСТ-1 КрАО РАН полностью подготовлен к работе в режиме спектральных наблюдений: проведена полная модернизация системы управления телескопом, разработано новое программное обеспечение для контроля инструмента. Разработаны оптические схемы системы регистрации изображений Солнца на щели спектрополяриметра и расщепителя поляризации, который позволит получать информацию и о поляризации света. Для изготовления этих узлов приобретены все необходимые оптические и механические компоненты, часть компонентов изготовлена в оптической мастерской КрАО РАН. Протестированы прототипы узлов, ведутся конструкторские работы по окончательной сборке систем и их установке в состав спектрополяриметра. Система регистрации изображений на щели даст возможность вести наблюдения в континууме структур на поверхности Солнца с разрешением до 0.3 угл. сек и временным разрешением около 10 сек. Разработаны программные пакеты для определения параметров атмосферы Солнца в приближении Милна-Эддингтона из спектральных наблюдений на спектрополяриметре БСТ-1. Проведен ряд тестовых наблюдений и получены карты распределения ряда величин на уровне фотосферы в активной области. Освоены пакеты для расчета параметров атмосферы и инверсии наблюдаемых векторов Стокса в не-ЛТЕ приближении.

 

Публикации

1. Абраменко В.И., Сулейманова Р.А., Жукова А.В. Magnetic fluxes of solar active regions of different magneto-morphological classes: I. Cyclic variations Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, online first (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1093/mnras/stac3338

2. Жукова А.В., Соколов Д.Д., Абраменко В.И., Хлыстова А.И. The north-south asymmetry of active regions of different magneto-morphological types in solar cycles 23 and 24 Advances in Space Research, article in press (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1016/j.asr.2022.09.013

3. Жукова А.В., Хлыстова А.И., Абраменко В.И., Соколов Д.Д. Synthetic solar cycle for active regions violating the Hale’s polarity law Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 512, Issue 1, Pages 1365–1370 (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1093/mnras/stac597

4. Жукова А.В., Хлыстова А.И., Абраменко В.И., Соколов Д.Д. Cyclic Variations of Active Regions violating the Hale’s Polarity Law in 1989–2020 and in the Synthetic Cycle Geomagnetism and Aeronomy, Vol. 62, No. 7, pp. 823–833. (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1134/S0016793222070210

5. Куценко А.С., Абраменко В.И. Probing the rotation rate of solar active regions: the comparison of methods Open Astronomy, vol. 30, pp. 219–224 (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1515/astro-2021-0029

6. Фурсяк Ю.А., Плотников А.А. Electric Current Systems in Active Regions at a Late Stage of Evolution and Their Role in the Processes of Stabilization/Destabilization of Sunspots Astrophysics, vol. 65, issue 3, pp. 384–403 (год публикации - 2022) https://doi.org/10.1007/s10511-022-09748-w

Возможность практического использования результатов
Результаты проекта могут быть использованы при (вос)создании отечественной службы Солнца для разработки прогнозов кратковременной и долговременной солнечной активности.