Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 1, стр. 54-69

1. ВВЕДЕНИЕ

Солнечной активностью (СА) принято называть всю совокупность наблюдаемых явлений в атмосфере Солнца, вызывающих изменения его излучения в различных диапазонах электромагнитных волн и потоках частиц различных энергий. Эти изменения проявляются в изменении количества солнечных активных структур, в изменении солнечной постоянной ≤0.1% и почти не заметны в диапазоне оптического излучения. Однако в диапазоне мягкого рентгеновского излучения Солнце ведет себя как переменная звезда – разница уровня фонового излучения в стандартном диапазоне 0.1–0.8 нм (1–12.5 кэВ) в максимуме и в минимуме СА превышает два порядка, а в диапазоне радиоизлучения фоновые значения на стандартной волне 2800 МГц (10.7 см) могут изменяться в три раза.

Состояние СА характеризуется наблюдательными индексами. Наиболее длительный ряд имеет относительное число солнечных пятен (W). Этот индекс впервые введен Р. Вольфом, и определяется с 1849 г. (достоверный ряд W1), когда регулярные наблюдения солнечных пятен стали вести несколько обсерваторий в Европе и, вскоре, в Индии, перекрывая световой день в планетарном масштабе. Кроме того, Вольф восстановил среднемесячные значения данного индекса до 1749 г. и пронумеровал его, получив пронумерованный ряд W2. Среднегодовые значения были восстановлены до 1700 г. по отрывочным данным отдельных европейских наблюдателей. Современные исследователи по литературным данным качественно продлили этот ряд до 1610 г. В работе [1] было проведено сравнение рядов W1 и W2, проверены их согласованность и спектральные характеристики, показано, что характер поведения “мгновенных” частот и огибающих на интервале 1749–1849 гг. сильно отличается от достоверного ряда, увеличение длины ряда ведет к ухудшению разрешения значимых спектральных характеристик (обычно наоборот), наблюдается существенное искажение “высокочастотной” части спектра. Этот результат приводит к выводу о невозможности использования восстановленного интервала и, следовательно, всего пронумерованного ряда W2 относительных чисел солнечных пятен для исследования влияния СА на различные долговременные природные процессы, а можно пользоваться лишь достоверным рядом W1 (1849–2021 гг.). Надо отметить, что с 1 июля 2015 г. Мировой центр данных для получения, сохранения и распространения международного числа солнечных пятен в Брюсселе (http://sidc.oma.be/silso/home) прекратил вычисление международного (Цюрихского) числа солнечных пятен (система V1) и перешел на новую систему определения относительного числа пятен V2, в которой значимо увеличился вес наблюдаемых групп пятен (http://sidc.oma.be/silso/newdataset). В результате эти два ряда, которые в оригинале отличались в основном по долгосрочным трендам, были приведены “в согласие”, и тренд был минимизирован. В данной статье мы остаемся в рамках классической системы V1, использование новой системы особо оговаривается.

Вторым по длительности достоверных наблюдений индексом активности является ежедневное число групп солнечных пятен, которое определяется с 1874 г. по данным ежедневных наблюдений в Гринвичской обсерватории.

Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются регулярные, почти периодические 11-летние изменения солнечных индексов – солнечные циклы (СЦ), которые в паре составляют физический 22-летний солнечный цикл в магнитном поле нашей звезды. Достоверный ряд чисел Вольфа (15 полных СЦ, с 10 по 24) сохраняет удивительное постоянство в основных проявлениях развития отдельных 11- и 22-летних СЦ, а структура его цикличности показывает периодическую смену эпох повышенной (СЦ 6–9¹¹; 10; 18–22) и пониженной (СЦ 12–16; 24 и 4 последующих) СА (рис. 1), каждая по пять циклов [2]. Принципиальные различия характеристик и основных свойств СЦ различных эпох СА определяются разным диапазоном изменений величин средних (фоновых) значений общего магнитного поля Солнца, что определяет характер пятнообразовательной деятельности и общие характеристики циклов внутри эпох СА. В данной статье основные временные интервалы хода развития любого СЦ определяются следующим образом: под фазой минимума понимается интервал времени, когда сглаженные среднемесячные значения (W *) относительных чисел солнечных пятен остаются в пределах W * ≤ 30. Фаза минимума, таким образом, является общей для текущего и последующего СЦ, однако точку (месяц) минимума принято относить к завершающемуся СЦ. Для отдельного СЦ необходимо различать временные отрезки фазы минимума от начала цикла до месяца с W * = 30 – фаза минимума ветви роста – и последующей фазы минимума после максимума цикла от месяца с W* = 30 и до конца СЦ – фаза минимума ветви спада. Под фазой максимума здесь понимается временной интервал значений W * в пределах 15% от значения $W_{{{\text{max}}}}^{*}$. Соответственно, фаза роста – между W * = 30 ветви роста и $W_{{{\text{max}}}}^{*}$, а фаза спада – от максимума цикла до W * = 30 ветви спада.

Исследования характерных признаков и закономерностей развития СЦ разных эпох позволило сделать вывод [2], что для всей совокупности достоверных циклов, независимо от эпох, строго выполняются закономерности, связанные с магнитными свойствами Солнца, такими как 22-летний цикл полной смены полярности полюсов магнитного поля в фазе максимума 11-летнего цикла (переполюсовка). Отсюда следует закон Хейла: магнитные полярности головного и хвостового пятен в каждом полушарии меняют знак на противоположный при последовательном переходе от одного цикла к другому. Это же относится и к закону Джойса – изменение угла наклона биполярных структур (от ведущего пятна к хвостовому) в зависимости от их гелиошироты, причем ведущие пятна расположены ближе к экватору, и по правилу Вальдмаера: чем больше скорость роста цикла, тем он выше. Внутри эпох несомненно выполняется и правило Гневышева-Оля: нечетный 11-летний цикл выше, чем предшествующий четный цикл. На данной статистике в эпохи повышенной СА не наблюдалось низких циклов, а в эпоху пониженной СА – высоких. Средняя сглаженная за эпоху площадь групп пятен в эпохи повышенной СА вдвое превышает это значение в эпохи пониженной СА, а среднее число беспятенных дней на видимом диске Солнца в первых более чем в 2.5 раза меньше [2]. Наиболее мощные (для данного цикла) вспышечные события внутри эпох обычно происходят на фазе спада цикла и в начальной стадии фазы минимума, более редко на фазе роста и на фазе максимума.

Между эпохами наблюдаются переходные периоды (циклы 11, 17 и 23), во время которых примерно за 17 лет (т.е. процессы перехода захватывают и части соседнего СЦ, предыдущего и/или последующего), меняется режим генерации магнитных полей в пятнообразовательной зоне, что и приводит к изменениям пятнообразовательной активности Солнца. В переходные периоды могут нарушаться некоторые из наблюдательных правил развития циклов, что и произошло в циклах 22 и 23 с правилом Гневышева-Оля, когда четный 22-й цикл (наибольший среди четных) единственный раз в истории достоверного ряда стал выше нечетного 23-го, и большинство самых мощных вспышечных событий в СЦ22 осуществились в фазе максимума, а на фазах спада и минимума больших солнечных вспышечных событий (рентгеновского класса ≥Х) не наблюдалось. Большинство экстремальных солнечных вспышечных событий происходили именно в переходные периоды.

Первая эпоха пониженной СА длилась с 1878 по 1933 г. (5 СЦ), но в то время наблюдательные данные о Солнце ограничивались наблюдениями пятен, числом и площадями групп солнечных пятен, состоянием и вариациями геомагнитного поля: величиной возмущения геомагнитного поля (Аа-индекс) по двум разнесенным по полушариям среднеширотным геомагнитным обсерваториям, осуществляющим непрерывную запись состояния магнитного поля Земли. По этим непрерывным данным легко выделялись внезапные кратковременные возрастания геомагнитного поля (SC) – внезапные начала, отражающие в современном понимании приход в околоземное космическое пространство (ОКП) межпланетных ударных волн. Кроме того, по записям вариаций геомагнитного поля можно выделить и так называемые “кроше” (фр. crоchet, крючок), появляющиеся в момент облучения ионосферы Земли в максимуме достаточно мощной солнечной вспышки. По этим наблюдениям можно оценить ход развития и, в некотором приближении, характер вспышечной активности и ее геоэффективность в первую эпоху “пониженной” СА. Только с началом космической эры (СЦ19, начало 1960-х годов) наблюдения Солнца и его влияния на ОКП становятся регулярными и все более полными.

В табл. 1 приводятся основные характеристики СЦ эпох пониженной СА, из которой следует, что на данной статистике все низкие циклы были четными и с учетом СЦ24 имеют следующие качественные и количественные (в среднем) характеристики [2]:

− более низкие начальные значения $W_{{{\text{min}}}}^{*}$ (3.38) и большую длительность (11.1 г.);

– более продолжительные (4.9 г.) ветви роста и более короткие (6.1 г.) ветви спада;

– многовершинность (не менее двух) фазы максимума для низких циклов, причем самый большой по величине пик и становится максимумом цикла;

− более узкую зону пятнообразования по широте ±35°;

– большее количество беспятенных дней вокруг фазы минимума (797 сут);

− значимо меньшее число групп пятен с площадями ≥1000 миллионных долей полусферы (мдп) – во всех циклах первой эпохи за пять циклов всего 135, http://users.telenet.be/j.janssens/Archives/gsr2.pdf;

− меньшее значение средней сглаженной за эпоху площади групп пятен ~1200 мдп, http://users.telenet.be/j.janssens/SC24web/SC24.html#Area;

– затянутые фазы минимума между циклами (63 мес) и особенно перед низкими циклами, а в двух случаях из трех (СЦ23–24 и 14–15) – самые протяженные фазы минимума;

– меньшее максимальное значение полярного магнитного поля ±100 мкТл (по СЦ24), http://www.leif.org/research/Solar%20Mean%20Field%202003-now.png.

Цель данной статьи – рассмотреть основные характеристики и ход развития прошедшего СЦ24 как начального цикла второй эпохи пониженной СА, показать общие черты и его особенности в сравнении с низкими СЦ первой такой эпохи и СЦ эры космических исследований Солнца.

2. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ И ОСОБЕННОСТИ 24 ЦИКЛА СА

Начальный цикл второй эпохи пониженной СА начался в январе 2009 г. со значения $W_{{{\text{min}}}}^{*}$ 1.7 (2.2 в системе V2), с максимумом $W_{{{\text{max}}}}^{*}$ = 81.9 (116.4) в апреле 2014 г. и окончился в декабре 2019 г. на еще меньшем значении $W_{{{\text{min}}}}^{*}$ = 1.3 (1.8), что является рекордом для всех достоверных СЦ. Ход его развития показывает, что это типичный представитель СЦ низкой величины, заметно расширяющий наши представления о граничных параметрах этого семейства. После первого пика уже в феврале 2012 г. последовал небольшой, но продолжительный (15 мес.) спад в числах Вольфа, а уже с апреля 2013 г. СЦ24 стал уверенно расти и к апрелю 2014 г. достиг своего максимума. Продолжительность ветви роста, таким образом, составила 5.32 г., самая длительная для СЦ эпох пониженной СА, а ветвь спада по длительности немного уступила СЦ16 (табл. 1). На рис. 2 (в значениях W * системы V2) показан ход развития СЦ эпох пониженной СА, из которой видно, что кривая развития СЦ24 практически полностью совпадает с СЦ12 – начальным циклом первой эпохи пониженной СА. В результате “перекалибровки” – перехода к системе V2 – СЦ12 стал немного выше СЦ24, хотя в табл. 1 его величина меньше. Основные эволюционные параметры СЦ24 приведены в табл. 2.

Рассмотрим особенности и основные характеристики прошедшего 24 цикла СА по сравнению с низкими СЦ эпохи пониженной СА и СЦ эры космических исследований.

На Солнце

– первая группа пятен появилась в Северном полушарии в январе, а в Южном – только в мае 2009 г. Это второй случай (СЦ23), когда первая устойчивая группа пятен появляется в момент начала цикла (обычно за 1–1.5 г. до точки минимума по данным, когда измерения магнитного поля солнечных структур стали служебными, реально с СЦ17) [3];

– рекордно затянутая ветвь роста (5.3 г.), до этого рекорд держал СЦ12 (5.0 г.);

– появление первой большой (Sp ≥ 500 мдп) группы солнечных пятен – февраль 2011 г., а первой очень большой (Sp ≥ 1500 мдп) – ноябрь 2011 г. (всего за цикл 5) и единственной гигантской (Sp ≥ ≥ 2500 мдп) – октябрь 2014 г. (табл. 3);

– средняя продолжительность жизни групп пятен, среднее число пятен в группе, средний размер отдельно взятой группы, а также среднее число регистрируемых отдельных пятен и групп пятен являются наименьшими среди СЦ космической эры; СЦ24 – лидер по количеству групп-однодневок и пятен-одиночек [4];

– наименьшее количество больших (Sp ≥ ≥ 1000 мдп) и очень больших (Sp ≥ 1500 мдп) групп пятен не только среди всех СЦ космической эры, но и всех СЦ первой эпохи пониженной СА: 16 больших, из них 5 очень больших и 1 – экстремальных размеров (Sp ≥ 2500 мдп), против 23/10/2 в СЦ12, 37/9/2 в СЦ13, 21/7/2 в СЦ14, 21/7/2 в СЦ15 и 33/10/3 в СЦ16;

– ни в одном СЦ первой эпохи пониженной СА первый пик не проявлялся так четко и с такой разницей в пиковых значениях (∆W * ~ 15), а с учетом спада после первого пика промежуточный участок роста занял интервал ∆W  * ~ 30;

– асимметрия появления групп пятен по полушариям Солнца проявилась следующим образом: до середины 2013 г. наблюдалось преобладание пятнообразовательной активности Северного полушария Солнца, и первый значимый пик W * приходится на октябрь 2011 г. (Rn*max = 45.5), затем картина резко меняется и группы пятен чаще появляются в Южном полушарии с максимумом в апреле 2014 г. (Rs*max = 59.0). Однако с самого начала 2016 г. опять наблюдается устойчивое преобладание групп пятен Северного полушария Солнца (http://users.telenet.be/j.janssens/SC24web/SC24.html#Hemarea);

– сглаженные значения потока радиоизлучения на длине волны 10 см (2695 МГц) в июле 2008 г.– феврале 2009 г. (начало СЦ24) оставались на уровне F*10.7 = 68 × 10^–22 Вт м^–2 Гц^–1; это наибольший временной интервал самых низких значений за всю историю радионаблюдений Солнца (с 1947 г.), а значение F*10.7 в максимуме СЦ24 стало самым низким со времени начала этих наблюдений (с 1947 г.) – 145.5 × 10^–22 Вт м^–2 Гц^–1 (http://www.spaceweather.gc.ca/solarflux/sx-6-mavg-en.php);

– по данным спутника VIRGO уровень солнечной постоянной с 2007 по 2010 г. держался на самом низком значении за все время внеатмосферных измерений [5]; величина полного излучения Солнца на 1 а.е. более чем на 0.2 Вт м^–2 ниже, чем в течение солнечного минимума в 1996 г.;

– сложная картина переполюсовки общего магнитного поля Солнца в фазе максимума цикла: в Северном полушарии процесс переполюсовки занял ~3 г. (май 2012 – июнь 2015 г.); переполюсовка в Южном полушарии прошла в более сжатые сроки, с середины 2013 г. до марта 2014 г., таким образом, полный период переполюсовки занял более трех лет, что является рекордом по длительности процесса для СЦ космической эры (http://www.leif.org/research/WSO-Polar-Fields-since-2003.png);

– значимое уменьшение значений среднего (общего) магнитного поля: величина среднего магнитного поля была около 7–8 Гс в фазах минимумов предыдущих 3 циклов и только 4–5 Гс к началу (2008–2009) и к концу цикла (2019) (http://www.leif.org/research/Solar%20Mean%20Field%202003-now.png).

Это вызвало уменьшение величины магнитного поля всех активных явлений и структур в солнечной атмосфере, следствием которого стало:

– значительное уменьшение величины магнитного поля в тенях пятен (~ на 700 Гс от уровня 1998 г.), которое стабилизировалось на уровне ~2050 Гс к началу 2010 г. и продолжало держаться в ходе развития цикла [6];

– заметное уменьшение величины магнитного поля корональных дыр до значений 0.2–8.7 Гс (в среднем 3.0 ± 1.6 Гс [7]) в фазе максимума, а в минимуме до значений 0.6–1.7 Гс [7, 8], по сравнению с предыдущими СЦ21–23, в фазах максимума которых соответствующие величины были (3–36 Гс) и ~20 Гс по [9], а в фазах минимума – 1‒7 Гс, (со средним ~5 Гс); это c большой вероятностью ослабило геоэффективность их высокоскоростных потоков СЦ24 [10]; в период минимума СЦ24 площадь корональных дыр была максимальна, а напряженность и поток магнитного поля оказались минимальными за весь период наблюдений корональных дыр [11];

– темп развития и уровень вспышечной активности в СЦ24 существенно ниже пяти предыдущих СЦ эпохи повышенной СА (СЦ18–22) и переходного СЦ23: вспышечных событий среднего балла (рентгеновский класс М1–4.9) произошло 643, большого балла (М ≥ 5) – 162, среди которых с классом < X1 – 100, с классом Х ≥ 1.0 – 47, из которых 4 – класса Х > 5, а очень больших и экстремальных не было совсем (табл. 4);

– количество корональных выбросов вещества увеличилось за счет падения величины магнитного поля в активных областях, что, по мнению автора, облегчило их выход в межпланетное пространство; их угловая ширина заметно увеличилась по сравнению с СЦ23 для событий одинаковой скорости распространения [12].

Важно отметить, что в СЦ24 уменьшилось время между первыми признаками появления значимого нового магнитного потока и началом периода вспышечного энерговыделения (10–20 час), хотя сам период изменений не претерпел – ~55 ч [13], что привело к появлению вспышечно-активных областей, в которых большие вспышечные события наступали непосредственно в день начала всплытия нового магнитного потока (например активные области AR11121, AR11158, AR11598). Этот факт потребовал перестройки оперативного прогноза периода реализации больших солнечных вспышек для наступившей эпохи пониженной СА. В прошедших СЦ космической эры этот временной интервал составлял не меньше 24 ч.

В межпланетной среде

– значительное уменьшение всех средних параметров солнечного ветра по сравнению со средними показателями в эпоху повышенной СА: скорости солнечного ветра и отношения теплового и магнитного давлений (β) (~11%), температуры (~40%), теплового давления (~55%), массового потока (~34%), потока импульса или динамического давления (~41%), потока энергии (~48%), величины межпланетного магнитного поля (~31%) и его радиальной составляющей (~38%), протонного динамического давления – оно остается вблизи самых низких значений, наблюдаемых в космической эре: ~1.4 нПа, по сравнению с середины 1970-х до середины 1990-х годов – ~2.4 нПа [14];

– падение величины межпланетного магнитного поля привело к значительному росту (до 20% по [15]) фоновых значений галактических космических лучей и, соответственно, повышению радиационного фона вне магнитосферы Земли на всем протяжении цикла, а не только в фазах минимума. Динамику изменения интенсивности (в величине счета нейтронного монитора) галактических космических лучей в сравнении с СЦ космической эры по данным нейтронного монитора Оулу можно постоянно отслеживать на странице https://cosmicrays.oulu.fi/. Повышение радиационной опасности обеспечивается ростом фона ГКЛ, который достиг минимума к середине 2015 г. и начал уверенно расти, почти достигнув рекордных значений 2009 г. в конце 2019 г.

В околоземном космическом пространстве (ОКП)

Электромагнитные, корпускулярные и плазменные возмущения от солнечных геоэффективных явлений через солнечный ветер распространяются в гелиосфере, воздействуют на магнитосферы планет, их спутников, комет и вызывают значительные отклонения от фонового, спокойного состояния практически всех слоев атмосфер рассматриваемых объектов. Агентами, вызывающими эти возмущения, являются:

– корональные выбросы вещества, являющиеся следствием активных взрывных процессов во вспышечных событиях;

– высокоскоростные потоки солнечной плазмы, следующие за ударной волной от вспышечных событий или выходящие из областей с открытой конфигурацией магнитного поля – корональных дыр.

Заметное уменьшение количества и мощности активных явлений на Солнце и, соответственно, фоновых и средних характеристик структур солнечного ветра привело к значительным изменениям состояния и реакции на воздействие всех составляющих ОКП.

Полная цепочка возмущений от отдельного большого вспышечного события представляет собой три отдельных этапа воздействия, которые последовательно реализуются в ОКП и оцениваются в пятибалльной шкале оценки интенсивности в максимуме события (https://www.swpc.noaa.gov/noaa-scales-explanation). Сначала, в момент развития геоэффективного вспышечного события, ОКП облучается потоком электромагнитного излучения (R1–5: электромагнитный удар, оценка по рентгеновскому классу вспышечного события). Затем через временной промежуток от нескольких минут до 10 ч (в зависимости от энергии и локализации источника на Солнце) в ОКП приходят потоки солнечных заряженных частиц (S1–5: корпускулярный удар – солнечное протонное событие, оценка по максимальной интенсивности потока солнечных протонов с Е ≥ 10 МэВ). Наконец, через 17–96 ч в ОКП приходят потоки плазмы повышенной скорости, плотности и температуры (G1–5: плазменный удар, оценка по наибольшему значению геомагнитного Кр-индекса), вызывая возмущения в геомагнитном поле – магнитные бури. Заметим, что возмущения от выбросов солнечных волокон и высокоскоростные потоки из корональных дыр вызывают в ОКП только магнитные возмущения до малых магнитных бурь (G1), за исключением отдельных случаев взаимодействия в межпланетной среде возмущений двух и более источников.

Воздействие вспышечного электромагнитного излучения на ионосферу в СЦ24 оказалось значимо меньше, что определило и пониженные значения полного электронного содержания [16], и снижение критической частоты слоя foF2, и изменения других общих характеристик ионосферы. Спорадический нагрев земной атмосферы значимо уменьшился, что привело к еще большему загрязнению ОКП (неблагоприятный режим очистки низких орбит от космического мусора), и удлинению срока жизни космических аппаратов. Хорошей иллюстрацией этого явилось падение китайской орбитальной станции, запущенной в сентябре 2011 г. В марте 2016 г. у станции отказала телеметрия, и расчеты, основанные на средних (за циклы эпохи повышенной СА) изменениях параметров атмосферы, показали, что она войдет в плотные слои и упадет на Землю в конце 2017 г. Однако низкая вспышечная активность продлила этот срок до апреля 2018 г.

Повышение радиационной опасности внутри магнитосферы обеспечивается ростом фона галактических космических лучей, который достиг минимума к середине 2015 г. и начал уверенно расти, приближаясь к рекордным значениям 2009 г., что, несмотря на падение уровня вспышечной активности, явилось причиной повышения радиационного фона в стратосфере на 18% (внешний радиационный пояс). В то же время на высотах полетов гражданской авиации фон практически не повысился (https://spaceweatherarchive.com/2019/12/).

Величина фона высокоэнергичных частиц в спокойное время в рассматриваемом цикле менялась от значений 7 × 10^–4 см^–2 с^–1 ср^–1 МэВ^–1 вблизи минимума текущего цикла 2009–2010 гг. до значений 3.5 × 10^–4 см^–2 с^–1 ср^–1 МэВ^–1 в конце 2013 г. вблизи максимума цикла, тогда как в 23-м цикле этот параметр менялся от значений 5 × × 10^–4 см^–2 с^–1 ср^–1 МэВ^–1 вблизи минимума 1996–1997 гг. до значений 3 × 10^–4 см^–2 с^–1 ср^–1 МэВ^–1 в 2001–2003 гг. вблизи максимума цикла [17].

Количество солнечных протонных событий (Е_pr > 10 МэВ) значительно снизилось [18]: 96 против 149 в СЦ23, 127 в СЦ22, 146 в СЦ21 и 144 в СЦ20, особенно умеренных (S2) – 11 – и больших (S3) – 4. Очень больших (S4) не наблюдалось; количество возрастаний на нейтронных мониторах (вспышки в космических лучах – GLE-события) катастрофически упало – всего 2 (табл. 5). Полный флюэнс протонов >10 MeV в течение первых 2100 дней 23-м цикле СА в 4.4 выше, чем за такой же период 24-го цикла [19]. Рисунок 5 представляет солнечное протонное событие от мощных вспышек сентября 2017 г.

Геомагнитный Ap-индекс достиг минимума в октябре 2009 г., спустя 10 мес. после минимума СЦ23 в числах Вольфа. Максимум среднемесячных значений Ap-индекса в СЦ24 отмечен в сентябре 2017 г. (18.1), с промежуточными пиками в марте 2015 г. (16.3), марте 2012 г. (16.1) и в сентябре 2015 г. (15.8). В июне 2015 г. сглаженное значение Ар*-индекса впервые в цикле превысило 10 (http://legacy-www.swpc.noaa.gov/ftpdir/weekly/Ap.gif).

Значительное снижение числа вспышечных событий привело к уменьшению числа обычно более сильных спорадических геомагнитных возмущений, что может быть объяснено сильно упавшей геоэффективностью корональных выбросов вещества, угловая ширина которых для событий одинаковой скорости распространения, по сравнению с СЦ23, заметно увеличилась [12]. Уменьшение числа рекуррентных малых магнитных бурь, связанных с высокоскоростными потоками корональных дыр, вероятно, можно объяснить, во-первых, заметным уменьшением величины магнитного поля в корональных дырах, что сказалось на характеристиках связанных с ними высокоскоростных потоков, во-вторых, изменением практически всех параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля и, как следствие, характеристик магнитосферы. Соответственно, сильно выросло число периодов спокойных геомагнитных условий.

В табл. 6 приводятся сведения об умеренных (41 < Ар < 69), больших (70 < Ар < 99) и очень больших (Ар > 100) магнитных бурях в системе геомагнитного Ар-индекса и соответствующих этим бурям максимальным значениям геомагнитных индексов Аа и Dst; об активных явлениях на Солнце, источниках этих магнитных бурь. В целом геоэффективность солнечных вспышечных явлений и корональных дыр весь цикл оставалась аномально низкой: за 11 лет развития цикла по геомагнитному индексу Ар зарегистрированы только две очень большие магнитные бури и семь больших магнитных бурь.

Сравнение количества магнитных бурь в первых СЦ эпох пониженной СА СЦ12 и СЦ24, которое можно провести только в системе геомагнитного индекса Аа, привело к достаточно неожиданному результату: если число магнитных бурь класса G1 практически не изменилось (78 против 71), то число спорадических магнитных возмущений значительно разнится – магнитных бурь класса G2 было 43/24, G3 – 11/3, G4 – 3/3 и G5 – 3/0 [20]. Таким образом, экстремальных магнитных бурь в СЦ24 класса G5 не было, что впрямую указывает на то, что в первую эпоху пониженной СА фоновые значения общего магнитного поля были выше, и вследствие этого должны быть выше и значения магнитных полей вспышечных активных областей [20].

Остановимся кратко на характеристиках и особенностях развития наиболее вспышечно-активных групп пятен текущего цикла СА (по выбору автора). В данной статье для характеристики группы пятен (AR) используется ее порядковый номер в системе Службы Солнца NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) США, гелиокоординаты AR, время прохождения центрального меридиана (СМР), максимальная площадь группы (Sp в мдп) и вспышечный потенциал AR, который включает:

– вспышечный индекс XRI (X-ray region index) группы пятен, введенный П. Мак-Интошем, который рассчитывается по сумме вспышечных событий рентгеновских классов Х (10^–4 вт/м²) и М (10^–5 вт/м²), где вспышки класса Х дают единицы, а вспышки класса М дают десятые доли. Наибольший индекс XRI за все время наблюдения Солнца в данном диапазоне электромагнитного излучения (с 1970 г.) получили три группы пятен: AR6659 июня 1991 г. (>86.5), AR 10486 октября 2003 г. (>62.56) и AR5395 марта 1989 г. (>55.5). Знак больше (>) означает, что в данной активной области осуществились вспышечные события, чей рентгеновский класс (Х) превышал верхний порог насыщения фотометра, измерявший поток мягкого рентгеновского излучения на космическом аппарате, что запирало на некоторое время прибор.

– количество солнечных вспышек по рентгеновским классам X и M, где нижний индекс дает количество вспышек данного класса, а верхний индекс дает рентгеновский класс самой большой вспышки серии данного класса.

Первые большие вспышечные события осуществились уже в феврале 2010 г. Сначала в AR11045 (N24L253; CMP 17,9.02.2010, Sp = 420 мдп, XRI = = 1.52; M86.4 + C24), которая появилась в центральной области Солнца 6.02 и сразу же, в процессе всплытия, стала производить вспышки среднего класса (М < 5), которых за 48 ч 7–8.02 осуществилось 7 и одна большая (М6.4).

11 февраля 2011 г. на видимом диске Солнца образовалась AR11158 (S19L034, СМР 13,8.02.2011, Sp = 620 мдп; XRI = 3.59; X12.2 + + M66.6). Скорость всплытия последовательных магнитных потоков была столь велика, что уже 15.02 площадь группы пятен стала большой (Sp ≥ ≥ 500 мдп), а магнитная конфигурация центральной части стала предельно усложненной, что привело к периоду вспышечного энерговыделения: 13.02 в группе пятен произошла первая большая (М ≥ 5) вспышка класса M6.6, а 15.02 – первая в текущем цикле вспышка класса Х2.2. Всего же за 69 ч 13–16.02 в активной области реализовались три больших и пять вспышек средних баллов. Последняя большая вспышка (М6.6) осуществилась 18.02. AR11261 (N16L330, СМР 01,4.08.2011, Sp = 390 мдп; XRI = 2.71; M59.3 + + C36) вышла на видимый диск 25.07 группой пятен среднего размера, но всплытие нового магнитного потока 2.08 привело к осуществлению 3–4.08 двух больших вспышек классов М6.0 и М9.3, возмущения от которых вызвали в ОКП солнечное протонное событие 4–6.08 и умеренную магнитную бурю 5–7.08. Вторая группа пятен AR11263 (N17L301, СМР 03,5.08.2011, Sp = 720 мдп, XRI = 7.67, X16.9 + M3 + C33) к 7.08 выросла в категорию большой и 8–9 августа за 13 ч выдала одно из самых мощных вспышечных событий СЦ24 – вспышку класса Х6.9 – и две вспышки среднего балла. В ОКП эти вспышечные события вызвали два малых протонных события. В сентябре 2011 г. период осуществления больших солнечных вспышек связан с AR11283 (N12L224, СМР 05, 7.09.2011 Sp = 230 мдп; XRI = 5.60; X22.1 + M5 + + С13). Новый всплывающий магнитный поток 4.09 привел к тому, что 6–8.09 за 61 ч осуществились четыре значимые вспышки, в том числе две – класса Х2.1 (6.11) и Х1.8 (7.11). КВВ от этих солнечных вспышек вызвали в ОКП умеренную магнитную бурю 9–10.09, начавшуюся с прихода двойной межпланетной ударной волны, отразившейся в двух последовательных внезапных импульсах геомагнитного поля 9.09 – SI/1243UT и SI/1250 UT. 21 сентября на видимый диск вышла группа пятен AR11302 (N13L280, СМР 28, 7.09.2011, Sp = = 1300 мдп; XRI = 8.73; X21.9 + + M177.4 + С32) и уже 22–25.09 прямо у восточного лимба за 66 ч зарегистрировано пять больших вспышек – Х1.4 (22.9), Х1.9, М7.1 и М5.4 (24.9), М7.4 (25.09), – которые, тем не менее, вызвали в ОКП малое протонное событие и умеренную магнитную бурю.

В появившемся из-за восточного лимба 13 января 2012 г. долготном комплексе активных областей, образованного двумя группами пятен AR11401 (N15L212, СМР 21,0.01.2012, Sp = 540 мдп; XRI = 0.37; M31.7 + С19) и AR11402 (N28L211, СМР 21,2.01.2012, Sp = 630 мдп; XRI = 2.89; X11.7 + M28.7 + С9), 19.01 осуществилась очень длительная по времени (>6 ч) вспышка М3.2, которая вызвала в ОКП малую магнитную бурю 22.01 и протонное событие малой интенсивности. Вспышки классов М8.7 23.01 и Х1.7 27.01 стали источниками второго (S3 – 3900 ч/cм²·с·ср) и пятого (S2 – 740 ч/cм² с ср) по потоку частиц солнечных протонных событий СЦ24. Необходимо отметить, что подавляющее большинство больших и очень больших по интенсивности протонных событий происходят во время вспышек, которые осуществляются в комплексах активных областей [21], конфигурация магнитного поля которых, по-видимому, способствует обильному выходу солнечных протонов в межпланетное пространство. Следующий период очень высокой вспышечной активности в марте 2012 г. связан с комплексом активных областей, который составили AR11429 (N18L301, СМР 09, 1.03.2012, Sp = = 1270 мдп; XRI = 11.92; X25.4 + M148.4 + С32), и AR11430 (N19L319, СМР 08,0.03.2012, Sp = 200 мдп; XRI = 1.3; X11.3 + С3). Первая группа пятен 5–7.03 за 46 ч произвела две большие вспышки класса Х и 10 вспышек класса М. Последней была двойная вспышка Х5.4 + Х1.3 (7.03), которая захватила оба компонента комплекса и стала источником самого большого по потоку (S3 – 4340 ч/cм² с ср) протонного события СЦ24. Кроме того, быстрый корональный выброс вещества от этого вспышечного события вызвал в ОКП 7–9.03 длительную большую магнитную бурю (Dst –145 nT). В основном компоненте комплекса 9–10.03 за 38 ч осуществились две большие вспышки баллов М6.3 и М8.4. Наконец, 13.03 на W59 осуществилась большая протонная (S2 – 390 ч/cм² с ср) вспышка класса М7.9. В июле 2012 г. в группе пятен AR11515 (S16L205; СМР 3,2.07.2012; Sp = = 900 мдп; XRI = 8.5; X11.1 + M306.9 + С72) со 2.07 начался период осуществления больших вспышек (5), который продлился 73 ч. Эта серия вспышек вызвала в ОКП два малых (S1) протонных события 7 и 9.07 и две малых магнитных бури 9 и 10.07. В это же время 7.07, появились первые пятна AR11520 (S16L084; СМР 12, 2.07.2012; Sp = 1460 мдп; XRI = 2.93; X11.4 + M57.7 + С26). Уже на второй день ее площадь превысила 1000 мдп, а 12 июля достигла максимальных значений. Она и произвела две большие вспышки 12 (Х1.4) и 19 (M7.7) июля, обе протонные (S1 и S2). Последняя серия больших вспышек в 2012 г. (М9.0, М5.0, Х1.8) осуществилась за 57 ч 20–23.10 г. при выходе на видимый диск группы пятен AR11598 (S10L113;СМР 27,1.10.12; Sp = 420 мдп; XRI = 3.33; X11.8 + M39.0 + С25).

В мае 2013 г. у восточного лимба за 57 ч 13–15.05 в группе пятен AR11748 (N12L294, CMP 20,0.05.2013, Sp = 310 мдп, XRI = 9.96; X43.2 + + M53.2 + С19) осуществилась серия из четырех больших вспышек классов Х1.7, Х2.8, Х3.2 и Х1.2. Такая концентрация вспышечных событий балла Х достаточно редкое событие, однако эта серия вспышек вызвала в ОКП лишь малое протонное событие. Детальный анализ ситуации в этом случае невозможен, так как вся подготовка этих событий происходила за восточным лимбом. Наибольшая концентрация больших вспышек в 2013 г. наблюдалась в последней декаде октября – первой декаде ноября и связана с тремя группами пятен:

– AR11875 (N07L027, CMP 23,1.10.2013; Sp = = 790 мдп; XRI = 6.53; X22.3 + M125.1 + С57) – всплытие значимого нового магнитного потока началось 22.10 и привело к первому периоду вспышек 23–24.10 (5 вспышек средних баллов за 14 ч), вслед за которым с 26.10 следующее всплытие привело к осуществлению 28–29.10 за 44 ч двух больших вспышек баллов Х1 и Х2.3. Вспышечная активность этой группы пятен принесла в ОКП два малых протонных события.

– В AR11882 (S09L291, CMP 30,5.10.2013, Sp = = 390 мдп, XRI = 9.96; X22.1 + M114.4 + С9) обе большие вспышки (Х1.7, Х2.1) произошли 28.10, когда группа пятен была на видимом диске всего 2 сут., поэтому их воздействие на ОКП ограничилось только излучением, но при заходе за западный лимб Солнца вспышка среднего класса М1.8 вызвала в ОКП малое протонное событие.

– AR11890 (S10L113, CMP 8,8.11.2013; Sp = = 950 мдп; XRI = 7.38; X33.3 + M53.8 + С46) – два вспышечных периода осуществились в центральной зоне. Первый (Х3.3) пришелся на пик развития группы пятен 5–6.11 – одна большого и три среднего класса за 28 ч, – и основной – 4 вспышечных события (два Х1.1 и два средних) – осуществился 8 – 10.11 за 48 ч.

В январе 2014 г. группа пятен AR11944 (S09L100, CMP 7,8.01.2014; Sp = 1560 мдп; XRI = = 3.08; X11.2 + M77.2 + C44) появилась на диске Солнца 1.01 большой, относительно спокойной, в которой до 7.01 осуществилось всего пять вспышек средних баллов. Однако 05.01 к северо-востоку от ведущего пятна проявилось всплытие значимого нового магнитного потока и 7.01 за 8 ч осуществились две большие вспышки: первая, класса М7.2, произошла во внутреннем пространстве группы пятен, а вторая, класса Х1.2 осуществилась к юго-западу от большого ведущего пятна и вызвала в ОКП третье по величине в СЦ24 большое (S3 – 1000 ч/cм2·с·ср) протонное событие. В последней декаде февраля практически на восточном лимбе в выходящей группе пятен AR11990 (S13L110, CMP 02,6.02.14; Sp = 250 мдп; XRI = 5.13; Х14.9 + М21.2 + С6) 25.02 осуществилась 4-я по интенсивности мягкого рентгена вспышка класса Х4.9, которая дала начало умеренного (S2 – 97 ч/cм²·с·ср) очень длительного протонного события, длившегося до 10.03. Вспышечная активность отмечена на высоком уровне 10–11.06, когда в небольшой группе пятен AR12087 (S18L156, CMP 16,2.06.2014; Sp = 220 мдп; XRI = 6.76; Х32.2 + М83.9 + С29) за 22 ч осуществились три большие вспышки классов Х2.2, X1.5 и X1.0.

Наиболее значительным событием СЦ24 стало прохождение по видимому диску в октябре 2014 г. гигантской, самой большой за последние 20 лет вспышечно-активной группы пятен (рис. 3) [22], большие вспышечные события в которой, кроме электромагнитного воздействия, не оказали заметного влияния на ОКП. AR12192 (S13L248, CMP 23,5.10.14, Sp = 2750 мдп; XRI = 20.45, X63.1 + + M358.9 + С73) вышла на видимый диск Солнца 17.10. Первая большая вспышка класса Х1.1 осуществилась уже 19.10, следующая (Х1.6) 22.10, а с 26 по 28.10 за 38 ч произошли 6 больших вспышек (26.10 – Х2.0 и Х1.0; 27.10 – М7.1, М6.7 и Х2.0; 28.10 – М6.6). Главной особенностью этих больших вспышечных событий стало практически полное отсутствие значимых геоэффективных корональных выбросов вещества, из-за чего эта активная область практически не дала возмущений ни в корпускулярном излучении, ни в геомагнитном поле. Это прямо говорит о том, что крупномасштабное магнитное поле этой гигантской группы пятен было очень сильным и его магнитная конфигурация была закрытой, представляя собой простую биполярную структуру, внутри которой по линии раздела полярностей и происходили большие вспышечные события, но, по мнению автора, выделенной во вспышках энергии было недостаточно, чтобы корональные выбросы вещества могли выйти за пределы этой структуры. Понимание этого результата может объяснить уникальную для достоверного ряда СЦ ситуацию, которая сложилась на фазе роста СЦ18, когда прохождение по видимому диску Солнца и вспышечная активность экстремальных (> 4000 мдп) по площади групп пятен, наибольшая из которых в марте 1948 г. имела площадь 6140 мдп, практически не вызывало в ОКП больших магнитных возмущений.

Через 1.5 года после начала фазы минимума (апрель 2016 г.) в сентябре 2017 г., на третьем обороте в спокойной небольшой группе пятен AR12673 (S08L117, CMP 03,8.09.2017, Sp = 1060 мдп, XRI = 18.97, X59.3 + M278.1 + C54) с 3.09 начали последовательно всплывать новые быстрые магнитные потоки, первый из которых уже к 4.09 увеличил площадь группы пятен почти в четы-ре раза, а к 8.09 она выросла до максимального значения. Как неоднократно бывало в СЦ24, менее чем через сутки после начала процесса, уже 4.09 произошло первое длительное (≥10 ч) вспышечное событие (оптический бал 3В), включавшее в себя четыре рентгеновских всплеска среднего класса М и большой всплеск М5.5. В процессе взаимодействия новых магнитных потоков с собственным магнитным полем активной области (6–8.09) осуществились четыре больших всплеска класса Х (Х2.2, Х9.3 – одна вспышка оптического балла 2В, Х1.7 – 6.09, Х1.3 – 7.09) и шесть больших всплесков класса М (рис. 4). Всплытие следующего нового магнитного потока (9–10.09) привело еще к одной большой вспышке класса Х8.2 (10.09). Таким образом, в этой активной области произошли два самых мощных вспышечных события СЦ24 – Х9.3 и Х8.2. Этот период высокой вспышечной активности вызвал в ОКП 4 солнечных протонных события умеренной (S2) интенсивности (рис. 5), которые продолжались с 4 по 15.09. Кроме того, возмущения от них вызвали одну очень большую (G4 ‒ рис. 6) и две малые магнитные бури. Надо отметить, что появление такой экстремально вспышечной активной области в фазе минимума СЦ (–2 года от минимума) не редкое явление. В предшествующем СЦ23 подобные высокоактивные группы пятен были отмечены в сентябре 2005 г. (–3 года) и в декабре 2006 г. (‒2 года). Но этот цикл был особый, переходный между эпохами повышенной и пониженной СА, и могло сложиться впечатление, что это особенность переходных периодов. Однако и в 21-м цикле (эпоха повышенной СА) такие группы пятен наблюдались в апреле и мае 1984 г. (–2 года). Для эпохи пониженной СА у нас пока нет статистики, так как СЦ24 – первый цикл наступившей эпохи, но эта закономерность, как видим, выполняется.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Закончившийся в декабре 2019 г. СЦ24, длительность которого составила полные 11 лет, впервые в полной мере дал нам возможность детально исследовать начальный цикл эпохи пониженной СА. Его ход развития и характеристики полностью вписались в характерные границы изменения средних и граничных параметров семейства низких СЦ, слегка их изменив (см. табл. 1). Он развивался по сценарию, типичному для достоверных низких СЦ, по которому наиболее мощные вспышечные события обычно происходят на фазе спада цикла и более редко на фазе роста.

Характеристики СЦ24 вместе с СЦ23 (переходный) показали, что фоновые значения общего магнитного поля Солнца, ответственные за эпохи СА, полностью определяют качество процесса пятнообразования в конвективной зоне Солнца, влияя на средние параметры, количество, темп развития и вспышечную производительность групп пятен и областей с открытым в межпланетное пространство магнитным полем – корональных дыр. Переход к эпохе пониженной СА в СЦ24 значимо изменил условия реализации солнечных вспышечных событий, образования и выхода из Солнца агентов, ответственных за распространение возмущений в перестроившейся межпланетной среде. По мере развития СЦ24 стало понятно, что

– сравнительно небольшое уменьшение (примерно вдвое) фоновых значений общего магнитного поля Солнца в СЦ24 привело к уменьшению величин магнитных полей, как средних для Солнца, так и всех без исключения активных явлений на Солнце. Эта же динамика непосредственно сказалась и на физических условиях распространения солнечной плазмы в межпланетном пространстве, понизив геоэффективность всей цепочки переноса возмущения через солнечный ветер (источник на Солнце – агенты переноса – реакция ОКП), уровень которой стал значимо меньше, по сравнению с тем, что мы наблюдали в СЦ космической эры – эпохе повышенной СА. Следствием наблюдаемого дефицита вспышечно-активных областей стало уменьшение числа сильных спорадических геомагнитных возмущений, больших протонных событий, а очень больших и экстремальных вспышечных событий не наблюдалось.

– Таким образом, согласно сценарию СА по достоверному ряду наблюдений, Солнце вступило в период осуществления малых и средних циклов, который должен продлиться первые три четверти XXI века (5 циклов – ~55 лет) – эпоху пониженной СА. Внутри эпох СА, на данной статистике, работают все наблюдательные правила и закономерности развития СЦ, нарушение правила Гневышева-Оля возможно только в переходный период, что и произошло в СЦ 22–23. Отсюда следует, что следующий СЦ25 будет циклом средней величины (W* ~ 120 ± 10 или в системе V2 → W * ~ 145 ± 15). Исходя из наблюдательных характеристик циклов первой эпохи пониженной СА (табл. 1) и устойчивости сценария развития солнечной цикличности, можно с достаточной долей уверенности дать прогноз, что последующие четыре СЦ будут поочередно циклами средней и низкой величины.

– Сравнение количества магнитных бурь в первых СЦ эпох пониженной СА (СЦ12 и СЦ24), которое можно провести только в системе геомагнитного индекса Аа, привело к достаточно неожиданному результату: разница в количестве спорадических магнитных возмущений и, особенно, отсутствие экстремальных магнитных бурь в СЦ24 впрямую, по мнению автора, указывает на то, что в первую эпоху пониженной СА, во всяком случае в СЦ12, фоновые значения общего магнитного поля были несколько выше. Это обеспечило более благоприятные условия для осуществления геоэффективных солнечных вспышечных событий за счет мощности и/или сложности процесса энерговыделения.

– На данной статистике работающий сценарий СЦ по достоверному ряду наблюдений Солнца дает основание считать, что солнечное динамо работает в двух режимах, обеспечивающих эпохи пониженной и повышенной СА (∆Т ~ 50–55 лет – 5 СЦ), между которыми реализуются переходные периоды (∆Т ~ 17 лет ~ 1.5 СЦ), во время которых общее магнитное поле Солнца меняет режим пятнообразовательной активности к соответствующей эпохе.

– Ослабление режима выноса солнечных магнитных полей привело к значительному падению их фоновой интенсивности в межпланетном пространстве и ОКП (внешний радиационный пояс) и, соответственно, к значимому росту радиационного фона галактических космических лучей на всем протяжении цикла, а не только в эпоху минимума. Это обстоятельство закрывает возможность длительных полетов в открытом космосе и обитаемых станций на поверхности Луны с длительным сроком пребывания одной команды.

– Спорадический нагрев земной атмосферы заметно уменьшился, что привело к возросшему уровню загрязнения ОКП (неблагоприятный режим очистки низких орбит от космического мусора) и другим, возможно, неблагоприятным последствиям.

– Геоэффективность высокоскоростных потоков солнечного ветра из корональных дыр заметно упала, что выразилось в некотором уменьшении числа рекуррентных, малых геомагнитных возмущений (малых магнитных бурь и суббурь), а количество периодов со спокойной и слабовозмущенной геомагнитной обстановкой значительно выросло.