Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 2, стр. 100-150

2.1. Данные наблюдений в линиях He I 10830 и He II 304 и методы их анализа

Исследование свойств хромосферы над пятнами выполнено на большом внезатменном коронографе Лио (БВК) Саянской солнечной обсерватории (ССО) Института солнечно-земной физики СО РАН (ИСЗФ СО РАН). Основные инструментальные характеристики БВК приведены в [68]. Для проведения хромосферных наблюдений использовались установка с узкополосным интерференционно-поляризационным фильтром (ИПФ) для спектральных и фильтровых наблюдений в линиях He I 10830 и Hα и дифракционный спектрограф [69]. Ширина пропускания ИПФ для линии He I 10830 – 0.3 Å, для линии Hα – 0.46 Å. Ширина входной щели спектрографа составляла 0.1 мм, что соответствует случаю наблюдений с широкой щелью, т.е. инструментальный вклад в искажение данных спектральных наблюдений в этом случае можно считать несущественным.

За период с 2002 по 2005 г. на БВК проведены наблюдения верхней хромосферы в линии Не I 10830. Были получены спектрограммы и изображения нескольких групп солнечных пятен, которые перед началом анализа подверглись предварительной обработке, в том числе, выполнено исправление данных наблюдений за рассеянный свет (детали см. в [70–72]). Исключение рассеянного света разделяется на два этапа: сначала исключается “постоянная составляющая рассеяния”, затем – вклад “эффекта дрожания”, вызванный, преимущественно, турбулентными движениями в земной атмосфере. С использованием этого метода были изучены свойства верхней хромосферы над пятнами в линиях ИК-триплета Не I 10830. В работах [28, 70] можно найти более детальное описание этого метода. В качестве исследуемых параметров, характеризующих свойства верхней хромосферы над солнечными пятнами, выбраны эквивалентная ширина основного W₁₀₈₃₀ и слабого W₁₀₈₂₉ компонентов ИК-триплета Не I 10830, их глубина G₁₀₈₃₀ и G₁₀₈₂₉, их полуширина H₁₀₈₃₀ и H₁₀₈₂₉, а также отношения этих величин, определяемых над тенью солнечных пятен.

В исследованиях свойств атмосферы над пятнами в переходной области и в нижней короне в линии He II 304 для сравнения результатов исследования использовались данные с нескольких инструментов. В качестве исследуемого параметра выбран контраст в линии He II 304 (C₃₀₄) над тенью солнечных пятен, который определялся как отношение среднего значения интенсивностей в линии λ 304 Å в тени исследуемого пятна и участка спокойной области на диске Солнца вблизи наблюдаемой группы пятен. Получение качественных данных в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне возможно только при проведении внеатмосферных наблюдений и сопряжено с большими погрешностями, связанными с чувствительностью регистрирующей аппаратуры в этом диапазоне. По этой причине было принято решение использовать данные с нескольких инструментов, что позволило выявить общие характерные особенности поведения линии He II 304 над тенью пятен по всем использовавшимся данным и, таким образом, качественно исключить вклад инструментальных погрешностей. В работе использовались данные наблюдений солнечной атмосферы в канале He II 304 с разных космических обсерваторий (КО): данные инструмента SPIRIT, установленного на космическом аппарате CORONAS-F [73], инструмента Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT, [74]) на борту Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) и одного из телескопов Atmospheric Imaging Assembly (AIA, [75]) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO). Выполнялась предварительная обработка данных наблюдений тени пятен в He II 304 Å, которая включала процедуры вычитания кадра темнового тока, исправление исходных изображений за плоское поле, исключение некоторых дефектов изображений и совмещение изображений, полученных с разных инструментов и др. В работе использовались данные наблюдений CORONAS-F за период 2002–2005 гг., данные SOHO/EIT за 2002–2007 гг. и данные SDO за период 2010–2013 гг. Данные за период 2002–2007 гг. соответствуют фазе спада 23 цикла СА, а период наблюдений 2010–2013 гг. соответствует фазе роста и максимума 24 солнечного цикла.

Для анализа были отобраны солнечные пятна, наблюдавшиеся вблизи центра солнечного диска в АО без ВП на интервале времени ±3 ч от момента получения каждого изображения АО, использованного для анализа в исследуемых спектральных линиях. Кроме этого, отбирались солнечные пятна, которые на момент наблюдения находились не далее, чем в 30° от центрального меридиана. В качестве дополнительного условия требовалось, чтобы тень всех пятен была отчетливой и ярко выраженной, круговой или эллиптической формы. Для отобранных одиночных пятен полутень должна полностью охватывать тень пятна. В некоторых случаях для сравнения кроме солнечных пятен исследовались поры и малые пятна с вырожденной полутенью с хорошо развитой тенью с круговой или близкой к ней симметрией. Исследовались значения параметров в линиях ИК-триплета Не I 10830 и He II 304 над тенью солнечных пятен в зависимости от площади их тени S, выраженной в миллионных долях видимой полусферы (МДП). Уже первые детальные исследования магнитных свойств одиночных пятен (см. монографию [14] и цитируемую там литературу) показали, что существует связь между величиной поля B в тени пятна и площадью его тени S, согласно которым, в среднем, с ростом площади тени величина поля также увеличивается. Сравнение зависимостей B(S) и зависимостей параметров линий He I 10830 и He II 304 в тени пятен от площади их тени S позволило нам связать свойства солнечной атмосферы над пятнами разной площади с величиной магнитного поля в них.

Для определения площади тени пятна S и контраста С₃₀₄ непосредственно в тени пятна использовались совмещенные изображения в континууме и в канале He II 304. Площадь солнечных тени пятен определялась по изображениям в континууме на длине волны λ5000 Å КО Transition Region and Coronal Explorer (TRACE, [76]) и по изображениям на длине волны λ6767.8 Å инструмента Michelson Doppler Imager (MDI, [77]) на борту КО SOHO. При обработке данных с телескопов AIA в канале He II 304 для определения S использовались данные Helioseismic and Magnetic Imager (HMI, [78]) на борту SDO. На изображениях в континууме определялась граница “тень-полутень” в каждом исследуемом пятне. Площадь тени пятна S определялась как площадь области пятна в пределах этой границы. Затем область тени солнечного пятна на изображении в континууме проецировалась на предварительно совмещенное с изображением в континууме изображение в линии He II 304. Значения интенсивности на участке изображения He II 304 в пределах тени пятна использовались для определения среднего значения контраста в линии в тени исследуемого пятна С₃₀₄ = (〈I_S〉/〈I₀〉) − 1, где 〈I_S〉 – среднее значение отсчетов интенсивности в пределах тени пятна 〈I_S〉 = Σi_S/N, N – число пикселей, i_S – интенсивность в каждом пикселе в пределах тени пятна, 〈I₀〉 – усредненное значение интенсивности в спокойной области на Солнце вблизи исследуемой группы пятен [28, 70].

2.2. Результаты исследования атмосферы над тенью солнечных пятен по данным наблюдений в спектральных линиях He I 10830 и He II 304

На рис. 1 представлена зависимость эквивалентной ширины основного W₁₀₈₃₀ и слабого W₁₀₈₂₉ компонентов ИК-триплета He I 10830 от площади тени S солнечных пятен. Первое, что обращает на себя внимание − зависимости W₁₀₈₃₀(S) и W₁₀₈₂₉(S) разделяются на две отдельные ветви для ведущих/одиночных и замыкающих солнечных пятен. Из рисунка также видно, что с ростом S для двух типов пятен параметры W₁₀₈₃₀ и W₁₀₈₂₉ увеличиваются [28]. Для пор и малых солнечных пятен с вырожденной полутенью и площадью S < 20 МДП не удается выявить изменение эквивалентной ширины от их площади.

Рис. 1.

Зависимость эквивалентной ширины основного W₁₀₈₃₀(S) и слабого W₁₀₈₂₉(S) компонентов ИК-триплета He I 10830 от площади S солнечных пятен и пор. Обозначения: 1 – одиночные и ведущие солнечные пятна, и малые пятна, расположенные далеко от границы раздела полярностей; 2 – замыкающие пятна; 3 – поры и солнечные пятна с вырожденной полутенью; 4 – поры, по которым осуществлялось определение функции рассеяния точки.

Анализ наблюдений верхней хромосферы над пятнами в линиях ИК-триплета Не I 10830 позволил сделать еще несколько важных выводов [28, 70]. Так, в среднем, поведение отношения эквивалентной ширины компонентов исследуемого ИК-триплета гелия (W₁₀₈₃₀/W₁₀₈₂₉)(S) аналогично поведению отношения глубины компонентов ИК-триплета (G₁₀₈₃₀/G₁₀₈₂₉)(S). Выявлено, что зависимость отношения (W₁₀₈₃₀/W₁₀₈₂₉)(S) в среднем различается для ведущих/одиночных и замыкающих пятен. По характеру зависимости (W₁₀₈₃₀/W₁₀₈₂₉)(S) сделан вывод, что хромосфера над порами и малыми солнечными пятнами с вырожденной полутенью S = 6–16 МДП является оптически тонкой. Можно считать, что с ростом площади S (S > 16 МДП) оптическая толщина слоя атомов ортогелия He I, находящихся в состоянии 2³S [79], увеличивается, причем быстрее над замыкающими пятнами по сравнению с ведущими. А полуширина H₁₀₈₃₀(S) основного компонента λ 10830 Å увеличивается с ростом площади S как для ведущих/одиночных пятен, так и для замыкающих пятен, что, предположительно, может быть объяснено увеличением величины магнитного поля в тени пятен с ростом их площади.

Были также оценены значения яркости тени пятен в ИК-диапазоне от их площади. Получена обратно пропорциональная зависимость между этими параметрами, где при больших значениях площади S > 40 МДП относительная яркость тени пятен принимает значения N = 0.28 ± 0.04, что близко к теоретическому пределу для ИК-континуума 0.32, указанному в работе [8].

Далее приведем результаты анализа наблюдений атмосферы над пятнами в переходной области и в нижней короне в канале He II 304 инструментом EIT/SOHO. На рис. 2 показан график зависимости контраста C₃₀₄ отдельно над тенью ведущих/одиночных и замыкающих пятен в зависимости от площади их тени, построенный по данным SOHO/EIT. Видно, что значения C₃₀₄ также разделяются на две независимые ветви: для ведущих/одиночных пятен и замыкающих пятен. При этом выявить изменение контраста C₃₀₄ от площади пятен не удалось. Как и для случая поведения эквивалентной ширины компонентов ИК-триплета He I 10830, для пор и малых солнечных пятен с вырожденной полутенью с площадью S  < 10 МДП не удалось выявить каких-либо закономерностей в изменении параметра контраста C₃₀₄. По данным наблюдений CORONAS-F тени ведущих/одиночных пятен получены схожие результаты в поведении параметра C₃₀₄: также не выявлено зависимости значений этого параметра от площади пятен, в среднем, оно составило ~7.5.

Рис. 2.

Зависимость значений контраста в линии He II 304 над тенью солнечных пятен C₃₀₄ от площади их тени по данным SOHO/EIT: 1 – для замыкающих пятен C_304-F, 2 – для ведущих C_304-L и одиночных пятен C_304-S, 3 – для пор и малых пятен с вырожденной полутенью C_304-p.

По данным SDO/AIA контраст в λ304 Å над тенью ведущих/одиночных и замыкающих пятен также различается, и в обоих случаях его значение слабо меняется в зависимости от S. При этом средние значения контраста в λ304 Å для двух групп пятен оказались заметно больше по сравнению с результатами анализа данных CORONAS-F и SOHO/EIT. Возможные причины этого обсуждаются в [70].

Проведенный выше анализ показал, что свойства солнечной атмосферы, наблюдаемой в спектральных линиях He I 10830 и He II 304 над тенью пятен ведущих/одиночных и замыкающих солнечных пятнах, различны, а значит, магнитные свойства тени ведущих и замыкающих пятен также различаются.

3.1. Данные и методы анализа свойств магнитного поля в тени солнечных пятен

Исследование свойств и динамики магнитного поля в тени солнечных пятен проводилось с использованием векторных измерений поля инструментом HMI обсерватории SDO. Пространственное разрешение ПЗС-матрицы магнитографа HMI составляет 0.5$''$, временное разрешение в процессе векторных измерений поля – 12 минут. Для решения проблемы π-неопределенности поперечного компонента магнитного поля использовался метод, предложенный в работе [80]. Так, например, погрешности измеряемых величин инструментами SDO предоставлены разработчиками на сайте¹¹, где в свободном доступе находятся файлы ошибок (*_err.fits) для измеряемых параметров магнитного поля за все интересующие нас периоды наблюдений (см. также работу [82]). Использование файлов с оценками погрешностей измерения величины параметров магнитного поля в тени некоторых рассмотренных нами пятен показало, что эта погрешность не превышает 50–70 Гс.

В данном разделе приводятся результаты анализа следующих характеристик магнитного поля в тени пятна: 1) минимального угла α_min между вектором магнитного поля B и положительной нормалью n к поверхности Солнца; 2) среднего в пределах тени пятна угла 〈α〉; 3) максимального B_max и среднего значения 〈B〉 модуля магнитной индукции в тени пятна. Способ определения угла α между B и n показан на рис. 3, где угол α_min – наименьший из всех углов в точках измерения поля в тени пятна. Заметим, что если магнитное поле в точке измерения имело отрицательную полярность, т.е. если поле в этой точке направлено к Солнцу, угол α определялся из соотношения α = 180° − α_mes, где α_mes – измеренный угол между B и n.

Рис. 3.

Иллюстрация анализируемого угла α между вектором магнитного поля B и положительной нормалью к поверхности Солнца n в точке измерения поля в тени пятна в разные моменты времени, т.е. при разных положениях пятна на диске Солнца до и после прохождения центрального меридиана. Вектор n_u – положительная нормаль к тени пятна, которая может не совпадать с n.

Практически угол α находился из соотношения cos(α) = |B_r|/B, где B_r – радиальный компонент поля, B – модуль магнитной индукции. Величина B_r определялась с использованием характеристик магнитного поля, измеряемых HMI: модуля магнитной индукции B, угла наклона вектора магнитного поля к лучу зрения δ и азимута ψ, т.е. угла, измеряемого в плоскости неба против часовой стрелки от столбцов ПЗС-матрицы к поперечному компоненту поля, получающемуся при проецировании вектора B на плоскость неба. Для определения параметров B, δ и ψ в пределах тени пятен использовались изображения Солнца с этими параметрами, ближайшие по времени к моментам получения изображений Солнца в континууме.

Величина B_r находилась из соотношения, связывающего ее с компонентами поля в декартовой системе координат (X, Y, Z) с началом в центре солнечного диска, где оси 0X, 0Y расположены в плоскости неба, ось 0Y направлена к северному полюсу: B_r = B_xX + B_yY + B_zZ = B sin(δ)cos(ψ + + 90°)X + B sin(δ)sin(ψ + 90°)Y + B cos(δ)Z. Ось 0Z перпендикулярна плоскости неба и направлена к Земле. Разницей между плоскостью эклиптики и плоскостью экватора мы пренебрегали. Предполагалось, что луч зрения перпендикулярен плоскости неба во всех точках в пределах солнечного диска. Угол δ между B и 0Z варьируется в диапазоне [0°; 180°], угол ψ, отсчитываемый в плоскости неба от оси 0Y против часовой стрелки, меняется в диапазоне [0°; 360°].

Значение угла α варьируется от пятна к пятну. Для оценки состоятельности гипотезы об асимметрии магнитных трубок, связывающих тени пятен, преимущественно изучались свойства магнитно-связанных пятен, т.е. ведущие и замыкающие пятна, тени которых соединялись силовыми линями магнитного поля. Отдельно рассматривались одиночные пятна. Примеры таких пятен показаны на рис. 4. Отметим, что для анализа отбирались солнечные пятна с преимущественно круговой или эллиптической структурой тени, а также с отсутствием ярко выраженной динамики пятен в каждой из исследуемых активных областей на протяжении времени ±6 ч с момента получения данных, используемых для анализа. Из выборки исключали вращающиеся пятна и/или существенно смещающиеся друг относительно друга магнитно-связанные пятна. Дополнительно отбирали пятенные группы, в которых в указанный период времени не наблюдалось ВП: солнечных вспышек, эрупций волокон, формирования КВМ.

Рис. 4.

Левая и центральная панели – примеры магнитно-связанных пятен, правая панель – пример силовых линий поля, выходящих из одиночного пятна.

Силовые линии магнитного поля находились из расчетов поля над поверхностью Солнца в потенциальном приближении с помощью оригинальной программы, опирающейся на использование Bd-технологии в рамках модели “потенциальное поле – поверхность источника” [83]. Расчеты поля проводились по данным инструмента SOLIS (NSO) с пространственным разрешением 1$''$. Предварительно для устранения влияния слабых полей данные SOLIS усреднялись в пределах площади на поверхности Солнца размером ∼1°, что соответствует пространственному разрешению ~16.7$''$. Вследствие недостаточного пространственного разрешения, возникшего в результате проведенных нами расчетов магнитного поля, к магнитно-связанным пятнам мы отнесли также пары пятен, для которых основания силовых линий поля из тени одного пятна (например, ведущего) попадали не точно в тень замыкающего пятна, а заканчивались рядом, в полутени или в ближайшей окрестности этого пятна. Расчеты поля с использованием Bd-технологии позволили определить значения длины участка силовой линии – из вершины силовой линии до основания в ведущем пятне l_L и от вершины до основания в замыкающем пятне l_F, что позволяет количественно оценить асимметрию силовых линий поля.

3.2. Результаты исследования величины магнитной индукции в тени ведущих и замыкающих солнечных пятен в зависимости от площади их тени

Отметим, что ранее зависимости между величиной магнитного поля B и площадью тени S не изучались отдельно для магнитно-связанных ведущих и замыкающих пятен. Впервые это было сделано в наших работах [29–31], где мы сравнили B_max с S отдельно для ведущих и замыкающих пятен. Так, в работе [31] было проведено исследование свойств тени отобранных 40 пар магнитно-связанных ведущих и замыкающих пятен и 29 одиночных пятен. На рис. 5 приводится связь B_max и 〈B〉 с площадью тени пятна S отдельно для ведущих и замыкающих пятен и пор. Также нами были сопоставлены средние значения 〈B〉 с S в ведущих и замыкающих пятнах (см. рис. 5б,г). Каждый график на рис. 5 содержит две линии регрессии: непрерывная линия описывается логарифмической функцией B_max= A + B ln(S), пунктирная линия – зависимостью B_max= A + + BS/(S + C). Такими же функциями описывается и связь 〈B〉 с S. Видно, что линия регрессии, описываемая логарифмической функцией, хорошо аппроксимирует рассеяние точек на графике. Линия регрессии, описываемая второй формулой A + BS/(S + C), “похожа” на формулу из работы [25], но имеет и важное отличие: при S → 0 величина B_max (а также 〈B〉) не стремится к 0, а принимает постоянное значение. На рис. 5а,в видно, что самое большое значение B_max, соответствующее максимальным значениям площади тени, составило ~3000 Гс для ведущих пятен и ~2700 Гс для замыкающих пятен. Самые маленькие значения поля, наблюдавшиеся в пятнах B_max ∼ 1300 Гс, т.е. пятен и пор со значениями поля меньше 1000 Гс не обнаружено. Отметим, что первоначально в анализировавшейся выборке было три солнечных пятна с B_max > 4500 Гс. Мы исключили эти события из рассмотрения, т.к. они сильно отклоняются от основного рассеяния точек. Предполагаем, что они формируют особую ветвь зависимости B_max(S) для больших пятен с S > 60 МДП, или, что более вероятно, связаны с погрешностью измерений инструментом HMI сильных полей.

Рис. 5.

Зависимость величины магнитного поля в тени солнечных пятен от их площади: (а) максимум магнитной индукции в тени ведущих пятен B_max-L(S_L); (б) среднее магнитное поле в тени ведущих пятен 〈B_L〉(S_L); (в) максимум магнитной индукции в тени замыкающих пятен B_max-F (S_F); (г) среднее значение магнитной индукции в замыкающих пятнах 〈B_F〉(S_F).

Из рис. 5 можно сделать еще несколько выводов. Так, в большинстве случаев (∼73%) максимум магнитной индукции в тени ведущих пятен больше, чем в замыкающих. Кроме того, при больших значениях площади тени как ведущих, так и замыкающих пятен магнитное поле относительно слабо зависит от площади. В этом случае можно говорить о “квазинасыщении” зависимости B_max(S). Очень важно именно пороговое значение, при котором начинается насыщение кривой на графике. В формуле B(S) из [25] это значение составило 66 МДП, что соответствует радиусу тени пятна 8000 км. Согласно нашим оценкам, пороговые значения для ведущих пятен составляют ~25 МДП, а для замыкающих – ~10 МДП, что соответствует радиусам 5000 и 3100 км соответственно. Если предположить, что квазинасыщение начинается, когда площадь S сопоставима с глубиной тени, то наши результаты, в среднем, согласуются с оценками в работе [63], в которой взята за основу концепция “неглубокого” пятна. С такой интерпретацией получается, что замыкающие пятна не только имеют меньшее магнитное поле по сравнению с ведущими пятнами, но, возможно, являются еще и менее глубокими структурами.

Мы также сравнили средние значения магнитной индукции 〈B〉 с S в ведущих и замыкающих пятнах. Было обнаружено, что для зависимости 〈B〉(S) различие между ведущими и замыкающими пятнами более выражено, чем для зависимости B_max(S). Это означает более сильное уменьшение поля от центра ядра тени к ее границе в замыкающих пятнах, чем в ведущих.

Сравнение зависимостей величины магнитного поля в тени ведущих и замыкающих пятен от площади их тени было проведено также в статье [84] по данным наблюдений Mount Wilson Observatory за период 1917–2013 гг., т.е. по большой выборке солнечных пятен, наблюдавшихся в разных циклах СА (рис. 6).

Рис. 6.

График рассеяния напряженности магнитного поля и логарифма площади тени и пор пятна для ведущего (слева) и замыкающего (справа) пятен; показаны наилучшие линии регрессии.

L. Van Driel-Gesztelyi и K. Petrovay [84] при сравнении зависимостей B(S) для ведущих и замыкающих пятен пришли к следующим выводам: 1) корреляция между площадью и напряженностью поля примерно на 20% сильнее для пятен и пор ведущей полярности; 2) наклон линии регрессии больше для пятен и пор ведущей полярности. L. Van Driel-Gesztelyi и K. Petrovay [84] объяснили полученные ими результаты различием числа пор и пятен малой площади и более слабыми полями ведущей и замыкающей полярности. Если сравнить число пор и пятен малой площади и со слабыми полями, то намного большее число точек данных приходится на пятна и поры замыкающей полярности магнитного поля, что, в итоге, и уменьшает наклон линии регрессии. Действительно, даже в одной АО число пятен и пор замыкающей полярности всегда больше, и они, как правило, имеют меньшие размеры в сравнении с пятнами и порами ведущей полярности. Кроме этого, на рис. 6 видно, что пятна большой площади и величиной поля B > 2500 МДП имеют, преимущественно, ведущую полярность.

К сожалению, в работе [84] рассматривались ведущие и замыкающие пятна без выделения в особую группу магнитно-связанных пятен, что не позволяет выполнить полное сравнение полученных результатов из работы [84] с вышеперечисленными результатами, опубликованными в [29–31]. Однако следует отметить некоторые различия в полученных результатах. Так, в [29–31] при исследованиях свойств магнитно-связанных пар пятен удалось выявить, что в тени пятен близкой площади, но разной полярности, значения B_max и 〈B〉 принимают бóльшие значения в ведущих пятнах по сравнению с замыкающими. Большой разброс значений на рис. 6 может быть связан, в том числе, с тем, что в работе [84] L. Van Driel-Gesztelyi и K. Petrovay не отбирали АО с группами пятен без ВП. Как будет показано ниже, магнитные свойства пятен АО, где наблюдались такие взрывные процессы, как солнечные вспышки и формирование КВМ, и АО без ВП отличаются. Отличия в магнитных свойствах пятен могут появляться и при изучении “динамичных” пятен, т.е. с явно-выраженным вращением и движением в пределах группы пятен, а также при исследовании солнечных пятен в так называемых магнитных комплексах активности (МКА), т.е. в АО, связанных силовыми линиями магнитного поля. В следующем разделе приведен пример МКА, в котором часть силовых линий из тени ведущего пятна одной АО может уходить в область замыкающей полярности близко расположенной АО.

3.3. Сравнительный анализ свойств тени магнитно-связанных ведущих и замыкающих солнечных пятен

Рассмотрим более подробно полученные зависимости между B_max и между 〈B〉 отдельно в ведущих и замыкающих пятнах, а также сопоставим B_max-L с B_max-F и 〈B_L〉 с 〈B_F〉 в пятнах двух типов (рис. 7). Из рис. 7а следует, что между B_max-L и 〈B_L〉, а также между B_max-F и 〈B_F〉 существует сильная корреляция в обоих типах пятен. Это означает, что характер “расходимости” силовых линий магнитного поля в ведущих и замыкающих пятнах слабо зависит от величины B_max в них. На первый взгляд кажется странным, что связь между величиной поля в ведущих и замыкающих пятнах оказалась относительно слабой. Если два пятна соединены магнитной трубкой, то, с учетом сохранения магнитного потока в такой трубке, B_max-L и B_max-F в таких пятнах должны быть однозначно связаны. Однако, как уже говорилось выше, концепция магнитной трубки не точна и употребляется в рамках настоящего обзора только для краткости изложения. Весь магнитный поток из ведущего пятна в большинстве случаев не может “попасть” в одно замыкающее пятно, т.к., в среднем, площадь тени пятна и величина поля в ней в ведущем пятне больше, чем в замыкающем. Строго говоря, тесная связь характеристик поля в ведущем и замыкающем пятнах должна быть только в той части магнитного потока, который связывает два пятна. Но величины B_max и 〈B〉 мы определяем в пределах всей тени пятна, а не в пределах общей системы силовых линий, связывающих два пятна. Различие указанных характеристик поля во всей тени пятна и в пределах сечения магнитной трубки (т.е. части тени), связывающей ведущее и замыкающее пятна, является, по-видимому, одной из основных причин слабой корреляции между B_max-L и B_max-F, а также между 〈B_L〉 и 〈B_F〉. Косвенно существование нескольких систем силовых линий (“магнитных трубок”) в тени пятна подтверждается многоядерной структурой тени, когда отдельные ядра тени можно принять за основания отдельных магнитных трубок. Также эта гипотеза находит свое подтверждение при рассмотрении магнитных комплексов активности (см. в следующем разделе), на примере которых удалось показать, что одна часть силовых линий из ведущего пятна уходит в замыкающую область родной АО, а другая часть – в замыкающую часть соседней АО.

Рис. 7.

(а) Зависимость среднего значения поля 〈B_L〉 в пределах тени ведущего пятна от значений максимума магнитной индукции в ведущем пятне B_max-L (круги и непрерывная линия регрессии) и зависимость 〈B_F〉(B_max-F) (окружности и пунктирная линия регрессии); (б) графики зависимостей B_max-F(B_max-L) (закрашенные треугольники и непрерывная линия регрессии) и 〈B_F〉(〈B_L〉) (незакрашенные треугольники и пунктирная линия регрессии).

В работе [31] были также проанализированы магнитные свойства тени группы нескольких отобранных одиночных солнечных пятен, для которых среднее значение α_min-S = 2.57° меньше, чем α_min-L = 3.32° в тени ведущих пятен. Средний угол 〈α_S〉 в одиночных пятнах при усреднении по всей выборке составил 29.5°, среднее значение магнитной индукции 〈B_S〉 ~ 2800 Гс, средняя площадь 〈S_S〉 = 25.5 МДП. Это означает, что по сравнению с ведущими пятнами, где среднее значение поля составило 〈B_L〉 ~ 2400 Гс, а средняя площадь 〈S_L〉 ~ ~ 24 МДП, отобранные для анализа одиночные пятна характеризуются бóльшими значениями максимума магнитного поля и площади тени. Это согласуется с выводом работ [29, 31], согласно которым пятна с большими значениями поля и площади тени, в среднем, характеризуются меньшими значениями углов α_min. В одиночных пятнах также существует положительная корреляция между B_max-S и площадью тени пятна S_S. Оказалось, что и в одиночных пятнах существует, хоть и слабо выраженная, тенденция к отрицательной связи между α_min-S и B_max-S. Установлено существование отрицательной корреляции и между 〈α_S〉 и S_S с коэффициентом корреляции r = −0.66.

Сравнение зависимостей характеристик магнитного поля для одиночных пятен с аналогичными зависимостями для ведущих и, в меньшей степени, для замыкающих пятен свидетельствует о близости характера полученных зависимостей для пятен различных типов. Однако в тени одиночных пятен величина магнитного поля при тех же значениях α_min, что и для ведущих пятен многопятенной группы, больше, и в меньшей степени подвержена изменениям с увеличением минимального и среднего угла между силовой линией поля и нормалью в тени пятна, т.е. магнитное поле в одиночных пятнах более “компактно”.

В работах [29–31], по-видимому, впервые, в тени ведущих и замыкающих пятен были сопоставлены минимальные углы α_min-L и α_min-F, а также средние значения 〈α_L〉 и 〈α_F〉 углов наклона силовых линий поля (рис. 8). Оказалось, что α_min-L< < α_min-F в 78%, а 〈α_L〉 меньше 〈α_F〉 в 83% рассмотренных пар пятен. Похожий вывод о том, что магнитные трубки, соединяющие тени ведущих и замыкающих пятен, в большинстве случаев более радиальные в ведущих пятнах по сравнению с замыкающими, был сделан в работах [29, 30]. Заметим, что этот вывод не согласуется с результатами расчетов подъема магнитной трубки в конвективной зоне, где предполагается, что ноги трубки формируют наблюдаемые пятна противоположной полярности [53, 57], а также с результатом анализа положения линия раздела полярности (ЛРП) фотосферного поля в АО относительно ведущих и замыкающих пятен [85, 86]. Выше, во вводной части обзора, нами были приведены аргументы в поддержку нашего представления о том, что ведущие и замыкающие магнитно-связанные пятна не формируются ногами всплывающей из конвективной зоны магнитной трубки. Результаты работ [85, 86] были нами пересмотрены (см. ниже). Для группы пятен, которые удовлетворяют условию α_min-L< α_min-F, средний по выборке минимальный угол α в ведущих пятнах составляет 2.14°, средний по выборке минимальный угол для замыкающих пятен 10.17°, а их отношение равно 0.21. Для средних по выборке углов в ведущих и замыкающих пятнах имеем, соответственно, 〈α_{L_av}〉 = 30.45° и 〈α_{F_av}〉 = 38.29°, их отношение составляет 〈α_{L_av}〉/〈α_{F_av}〉 = 0.8.

Рис. 8.

(а) Зависимость между минимальными углами наклона линий поля в замыкающем α_min-F и в ведущем α_min-L пятнах. (б) Зависимость между средними углами 〈α_F〉 и 〈α_L〉 в ведущем и замыкающем пятнах.

Из рис. 8 также следует, что для пятен, удовлетворяющих условию α_min-L< α_min-F, существует положительная корреляция между α_min-F и α_min-L. Видно, что для пятен, у которых 〈α_L〉 < 〈α_F〉, между 〈α_F〉 и 〈α_L〉 также существует положительная корреляция. В среднем, в магнитно-связанных парах в ведущих пятнах углы α_min-L и 〈α_L〉 меньше, чем в замыкающих. Это также свидетельствует в пользу того, что поле в ведущих пятнах более радиально в сравнении с замыкающими пятнами, т.е. магнитная трубка, связывающая ведущее и замыкающее пятна, не является симметричной, а ее вершина смещена в сторону ведущего пятна.

Результаты работы [31] также показали, что для пятен обоих типов существует отрицательная корреляция между α_min и S: с ростом площади тени пятна угол α_min, а также 〈α〉 уменьшается, см. рис. 9а–г. При этом характер зависимостей для ведущих и замыкающих пятен различен. Существует также связь между отношением углов α_min-L/α_min-F и отношением площадей S_L/S_F ведущих и замыкающих пятен (рис. 9д), а также между отношением средних углов 〈α_L〉/〈α_F〉 и S_L/S_F (рис. 9е). Графики на рис. 9 демонстрируют, что существует тенденция связи между параметрами, описывающие магнитные свойства пятен каждого типа (ведущее/замыкающее), и между характеристиками асимметрии тени ведущих и замыкающих пятен. Таким образом, наш анализ показал, что существует заметная асимметрия в свойствах магнитного поля в магнитно-связанных ведущих и замыкающих солнечных пятнах.

Рис. 9.

Зависимости минимального угла наклона вектора магнитной индукции к положительной нормали α_min-L (а) и среднего угла 〈α_L〉 (в) в тени ведущего пятна в зависимости от площади их тени S_L. На панелях (б) и (г) – аналогичные зависимости для замыкающих пятен. На панелях (д) и (е) показано отношение минимальных углов в ведущих и замыкающих пятнах, а также средних значений углов в пределах тени пятен в зависимости от отношения площадей обоих типов пятен соответственно.

На этапе интерпретации полученных результатов возник вопрос: почему углы α_min-L и α_min-F не бывают равными нулю? Частично это можно объяснить погрешностью определения углов α. По нашим расчетам, опирающимся на сведения о погрешности в нахождении углов δ и ψ по данным HMI, точность определения α в тени пятен варьируется в диапазоне от нескольких десятых градуса до ~2°. Но найденные нами значения углов, особенно в замыкающих пятнах, могут существенно превышать 2°. Возможный ответ на поставленный вопрос дает работа [87], в которой приведены аргументы, что плоскости наблюдаемых теней солнечных пятен могут и не быть перпендикулярными радиальному направлению из центра Солнца n. В этом случае минимальный угол между направлением поля и нормалью к плоскости тени n_u может быть близок к 0°, но минимальный угол между направлением поля и нормалью к поверхности фотосферы будет составлять несколько градусов. Это означает, что угол α_min может также служить мерой наклона плоскости тени пятна к радиальному направлению, т.е. угла между n и n_u. Однако количественных оценок значений угла между n и n_u до сих пор выполнено не было, поэтому не известно, какие максимальные значения может принимать этот угол.

3.4. Уточнение асимметрии системы связанных силовых линий в биполярной группе

Как было сказано выше, в ряде теоретических работ утверждается, что угол наклона “ног” магнитной трубки, соединяющей ведущее и замыкающее пятна, меньше в замыкающем пятне по сравнению с ведущим, что не согласуется с нашим выводом в [29–31]. Кроме этого вопрос об асимметрии магнитной трубки, соединяющей пятна противоположной полярности поля, ранее был рассмотрен в работах [75, 76], где утверждается, что в большинстве случаев линия раздела полярностей (ЛРП) между соседними “холмами” фотосферного поля с противоположной полярностью была ближе к “холму”, полярность которого соответствовала замыкающему пятну. На основании этого результата авторы работ [85, 86] заключили, что характерным для магнитно-связанных пар пятен из ведущего и замыкающего пятен является условие α_min-L > α_min-F. Под “холмами” фотосферного поля в [85, 86] приняли униполярные области фотосферного поля с повышенными значениями напряженности магнитного поля, часто соответствующие солнечным пятнам и порам, но не всегда.

Чтобы разобраться с причинами возникшего противоречия, мы повторили эксперимент с анализом положения ЛРП между ведущим и замыкающим пятнами, используя отобранные нами 74 пары магнитно-связанных пары пятен [88]. При отборе магнитно-связанных пятен мы придерживались более “мягкими” критериями: основным требованием было отсутствие ВП в отобранных группах пятен на интервале наблюдений Δt = ±3 ч от момента получения инструментом HMI данных, использующихся нами в данном исследовании. При этом не устанавливались “жесткие” требования к форме пятна, смещению пятен, малым изменениям его площади (не более 7%) и структуры на указанном временном интервале Δt, как это было сделано в предыдущих исследованиях. При таком отборе магнитно-связанных пятен для большинства пар выполнялось условие α_min-L < α_min-F, но для ~30% от общего числа пара пятен, наоборот, α_min-L > α_min-F.

На рис. 10 показан пример магнитно-связанных пятен (а), где приведены два магнитно-связанных пятна и ЛРП между ними, полученная двумя способами: при усреднении B_r методом скользящего среднего на участке фотосферы [15 × 15] пикселей (б) и [50 × 50] пикселей (в). Для всех анализировавшихся пар пятен были найдены расстояния вдоль линий, соединяющих центры тени ведущих и замыкающих пятен, и расстояния от пятен до точки пересечения с ЛРП. Далее вычислялись параметры dL = dL_L/dL_F и AP_i = = dL/(dL + 1) как в работах [85, 86], где dL_L – расстояния от тени ведущего пятна до ЛРП, а dL_F – от тени замыкающего пятна до ЛРП.

Рис. 10.

a) Пример магнитно-связанных ведущего и замыкающего пятен на изображении в континууме обсерватории SDO; б) Фрагмент фотосферы с распределением радиального компонента поля B_r и изолиниями B_r = 0, полученными при усреднении B_r на участках размером [15 × 15] пикселей; в) То же, что на предыдущем рисунке, только усреднение B_r осуществлялось на участках размером [50 × 50] пикселей. Показаны “холмы” поля, соответствующие пятнам в континууме, и соединяющая их линия, пересекающая ЛРП.

Аналогично работе [85], в которой показано, что среднее значение 〈AP_i〉 = 0.574, мы построили гистограммы для распределения параметра AP_i (рис. 11). Именно на основании полученного значения 〈AP_i〉 в работе [85] был сделан вывод о том, что в большинстве случаев α_min-L > α_min-F. Однако наш анализ показал, что прямой связи между значениями 〈AP_i〉 и соотношением между α_min-L и α_min-F нет. Так, по нашим оценкам 〈AP_i〉 составило 0.503 для усреднения [50 × 50] пикселей и 〈AP_i〉 = = 0.47 для усреднения [15×15] пикселей. В отличие от выводов работ [85, 86], в 52.7% исследуемых нами пар пятен реализуется условие dL_L < < dL_F для усреднения по площадкам [50 × 50] пикселей и в 62.2% случаев – при усреднении по [15 × × 15] пикселей.

Рис. 11.

Гистограмма числа пар пятен в зависимости от значения параметра AP_i: а) для усреднения по участкам [50 × × 50] пикселей, б) по участкам [15 × 15] пикселей.

На рис. 12 показана связь отношения расстояния от ведущего пятна до ЛРП к расстоянию от замыкающего пятна до ЛРП с отношением углов наклона ног магнитной трубки в ведущем и замыкающем пятнах, связанных силовыми линиями магнитного поля. На основании полученных зависимостей приходится сделать вывод: когда α_min-L/α_min-F < 1, то dL может быть как меньше 1.0, так и больше. Другими словами, если α_min-L/α_min-F < < 1, то точка пересечения отрезка между пятнами и ЛРП может быть как ближе к ведущему пятну, так и дальше от него.

Рис. 12.

Зависимость dL от α_min-L/α_min-F: a) усреднение B_r по площадкам [50 × 50] пикселей; б) усреднение B_r по площадкам [15 × 15] пикселей; в) то же, что на панелях a, b, но для групп пятен β-конфигурации, где толстая линия – усреднение на площадках [50 × 50] пикселей, тонкая линия – [15 × 15] пикселей.

Если сравнить рис. 11 и рис. 12, то получается, что соотношение между расстоянием от ЛРП до пятен двух типов слабо связано с соотношением углов наклона α магнитной трубки к радиальному направлению из центра Солнца n. Этот вывод справедлив для всех отобранных нами для анализа пар пятен. Напомним, что в работах [85, 86] авторы отождествляли на магнитограммах “холмы” фотосферного магнитного поля, не сопоставляя их координаты с координатами солнечных пятен. Возможно, появившаяся несогласованность результатов в [85, 86] с полученными нами результатами связана именно с тем, что не все “холмы” магнитного поля соответствуют развитым пятнам или порам. Действительно, как показал наш анализ, на совмещенных изображениях АО в УФ‑континууме и магнитограммах не все униполярные области фотосферного поля с повышенными значениями поля B относительно фонового поля спокойных областей удается отождествить с солнечными пятнами и порами.

Как было сказано выше, в работе [88] магнитные свойства пятен определялись для пятен, удовлетворяющих как условию α_min-L < α_min-F, так и условию α_min-L > α_min-F, тогда как в работах [29–31] проанализированы магнитные свойства тени ведущих и замыкающих пятен только для пар пятен, в которых α_min-L < α_min-F. Оказалось, что такие зависимости, как α_min-L(S_L), α_min-F(S_F), B_max-L(S_L) и B_max-F(S_F) характеризуются одинаковыми тенденциями и близки количественно для двух рассмотренных случаев с разной асимметрией связывающего их магнитного поля (см. рис. 13).

Рис. 13.

Сравнение α_min-L(S_L) и α_min-F(S_F) в пятнах, удовлетворяющих условию α_min-L < α_min-F (a) и условию α_min-L > > α_min-F (б). Соответственно, на панелях (в) и (г) сравниваются зависимости B_max-L(S_L) и B_max-F(S_F), удовлетворяющих условиям α_min-L < α_min-F и α_min-L > α_min-F.

В то же время зависимость средних значений углов в тени пятна 〈α_L,F〉 от S_L,F и от среднего значения модуля магнитной индукции 〈B_L,F〉 оказалась различной для двух групп пятен (см. рис. 14). Ранее в работах [29–31] было показано, что в пятнах, удовлетворяющих условию α_min-L < α_min-F, существует слабая положительная корреляция между α_min-L и α_min-F, а также между 〈α_L〉 и 〈α_F〉.

Рис. 14.

Связь среднего угла наклона линий поля в пределах тени пятна 〈α_L,F〉 (a) и среднего значения магнитной индукции 〈B_L,F〉 (в) в тени пятна с площадью его тени S_L,F для случая α_min-L < α_min-F; (б) и (г) – зависимости, аналогичные зависимостям на (а) и (б), но для пятен, удовлетворяющих условию α_min-L > α_min-F.

Мы выяснили также, существует ли зависимость между B_max-L и B_max-F, а также между 〈B_L〉 и 〈B_F〉, отдельно в пятнах, удовлетворяющих условию α_min-L < α_min-F, и условию α_min-L > α_min-F (рис. 15). Выполненный анализ показал, что для двух рассмотренных случаев существует положительная корреляция между исследуемыми параметрами.

Рис. 15.

Связь B_max-L с B_max-F (a) и 〈B_L〉 с 〈B_F〉 (б) для пятен, удовлетворяющих условию α_min-L < α_min-F. Соответственно, на панелях в) и г) показаны аналогичные зависимости для пятен, удовлетворяющих условию α_min-L > α_min-F.

Можно предположить, что различие в поведении углов и значений магнитной индукции в тени исследуемых пятен для двух рассмотренных случаев связано с тем, что магнитные трубки, связывающие тени ведущего и замыкающего пятен при α_min-L < α_min-F, более асимметричны. В этом случае реализуются условия, когда вершина силовой линии, связывающей два типа пятен, смещена в сторону тени ведущего пятна.

В дополнение к описанным выше результатам, в работе [31] была изучена связь между контрастом С₃₀₄ в линии He II 304 и большинством исследуемых авторами данного обзора характеристик магнитного поля в тени магнитно-связанных пятен: α_min, B_max, 〈B〉 и магнитным потоком как в ведущих, так и в замыкающих пятнах. Таким способом мы планировали связать разницу в “накоплении” ионов гелия, излучающих в линии He II 304, над ведущими и замыкающими пятнами, с характеристиками магнитного поля в тени этих пятен. К сожалению, анализ показал практически полное отсутствие корреляции между контрастом С₃₀₄ и большинством исследуемых характеристик магнитного поля: значение линейных коэффициентов корреляции не превышало r ~ 0.2.

Корреляция также отсутствовала между асимметрией контраста излучения в линии He II 304 C_304-L/C_304-F и отношениями параметров магнитного поля в ведущих и замыкающих пятнах, в том числе, и с отношением средних углов. Возможно, это связано с погрешностью при определении нами контраста С₃₀₄ или параметров поля. Однако нельзя исключить и реальное отсутствие сильной связи С₃₀₄ с характеристиками поля в тени пятна α_min, B_max, 〈B〉, потому что все рассмотренные нами параметры поля зависят от площади тени S, а контраст С₃₀₄ хоть и отличается для ведущих и замыкающих пятен, но, в среднем, не зависит от S (см. раздел 2). Кроме этого, контраст С₃₀₄ и величина магнитного поля B измеряются на разных высотах, причем на высоте измерения C₃₀₄ магнитное поле над пятном, т.е. в нижней короне, может существенно отличаться от величины поля на уровне фотосферы.

Тем не менее мы можем говорить о том, что контраст С₃₀₄ реагирует на различие характеристик магнитного поля в тени ведущих и замыкающих пятен. Действительно, в среднем, контраст С₃₀₄ в замыкающих пятнах больше, чем в ведущих 〈С_304-F〉 > 〈С_304-L〉 (см. раздел 2). В то же время, в среднем, максимальное B_max и среднее 〈B〉 значения магнитного поля больше в ведущих пятнах по сравнению с замыкающими. Кроме этого, выше было показано, что, в среднем, α_{min-L <} α_min-F.

В то же время была обнаружена положительная корреляция между контрастом C_304-L и средним в пределах тени ведущего пятна углом 〈α_L〉. Корреляция между этими параметрами возрастает, если из анализа исключить пятна с C_304-L > 50 и пары пятен с C_304-L/C_304-F > 2 (см. рис. 16а). Это можно объяснить тем, что ведущие пятна, для которых реализуется условие C_304-L> 50, или магнитно-связанные пятна с C_304-L/C_304-F> 2 впоследствии оказались связаны c активными процессами в АО, например, с пятенными вспышками, нередко регистрируемыми в больших пятнах S > 40 МДП (см., например, [89]), или солнечными вспышками вблизи одного из магнитно-связанных пятен. Графики на рис. 16 получены для случая 〈α_L〉 < 〈α_F〉. Аналогичную корреляцию для замыкающих пятен обнаружить не удалось.

Рис. 16.

а) Контраст C_304-L в зависимости от среднего угла 〈α_L〉 для C_304-L больше 50 условных единиц; б) зависимость отношений C_304-L/C_304-F и l_L/l_F.

Для пар пятен с α_min-L < α_min-F и C_304-L/C_304-F < 2 также выявлена положительная корреляция между C_304-L/C_304-F и l_L/l_F, рис. 16б. Здесь l_L – длина силовой линии от ведущего пятна до вершины линии, а l_F – длина силовой линии от ее вершины до замыкающего пятна. В этом случае l_L и l_F были усреднены по всем силовым линиям, которые можно было провести между ведущим и замыкающим пятнами. Получается, в среднем, что, чем выше контраст в ведущем пятне или, наоборот, ниже в замыкающем, тем сильнее вершина силовой линии смещается в сторону замыкающего пятна. Но число магнитно-связанных пятен, в которых реализуется условие C_304-L/C_304-F < 1, составляет 75% от общего числа отобранных пар пятен.

4.1. Данные и методы анализа с целью исследования динамики пятен

Данный раздел посвящен исследованию вариации различных параметров магнитного поля в тени пятен на длительном интервале времени при их прохождении по диску Солнца, а также на этапах их формирования и исчезновения. Для анализа были отобраны несколько долгоживущих одиночных пятен, наблюдавшихся в АО в периоды отсутствия в них ВП. Для достоверного сопоставления значений исследуемых параметров в разные моменты времени осуществлялась коррекция значений площади тени пятен S, возникающих вследствие прохождения солнечных пятен по диску Солнца. Кроме этого на примере пары солнечных пятен были рассмотрены особенности динамики некоторых параметров магнитного поля и площади тени пятен на этапах их формирования и исчезновения.

Дополнительно с использованием программы построения силовых линий поля были отобраны близко расположенные на диске Солнца АО с группами пятен, связанными магнитными силовыми линиями. Представляет интерес рассмотреть, как изменяются свойства тени магнитно-связанных пятен по мере прохождения таких групп пятен по диску Солнца, когда наблюдается постоянная перестройка магнитного поля в “связанных” силовыми линиями АО. Напомним, что в предыдущих разделах были рассмотрены свойства магнитно-связанных пятен, наблюдаемых в пределах одной “компактной” АО. Это вызвано предположением, что свойства солнечных пятен могут различаться, если рассмотреть эти два случая, что может позволить объяснить различия вида зависимостей B(S), полученных разными авторами, например, если сравнивать результаты работ [29–31] и [84]. Предполагается, что наличие магнитной связи между пятнами из разных АО может приводить к перераспределению магнитного потока в двух группах пятен, часть которого “уйдет” в соседнюю область, что может привести к отличию значений углов α_min и 〈α〉 и магнитного поля B_max и 〈B〉, если их сравнивать с соответствующими значениями для магнитно-связанных пятнен такой же площади, но в “компактных” АО.

Детальное описание данных и методов обработки наблюдений, используемых в этой части работы, были изложены выше в разделе 3 (см. § 3.1). Дополнением является то, что параметры В_max, 〈В〉 и α_min определялись не только по данным SDO/HMI, но и с использованием Bd-технологии по данным SOLIS (NSO) [83], где значения В_max и угла α_min определялись в основании силовой линии магнитного поля. Из-за низкого пространственного разрешения данных и проводимых расчетов поля с помощью Bd-технологии, значения исследуемых параметров отличаются от соответствующих значений, полученных из данных вектор-магнитографа HMI. Этот факт не позволяет сопоставить значения исследуемых параметров, но дает возможность оценить двумя разными способами характер корреляции значений этих параметров. Кроме того, как уже говорилось выше, с помощью программы построения силовых линий поля можно определить длину участка силовой линии из ее вершины до основания в ведущем пятне l_L и до основания в замыкающем пятне l_F. Это позволит количественно оценить динамику асимметрии силовых линий поля, связывающих солнечные пятна разной полярности по мере прохождения пятен по диску Солнца. Значения площади тени пятен S определялись только по данным обсерватории SDO.

Поверх изображений видимой полусферы Солнца для ряда рисунков была нанесена сетка гелиографических координат. Гелиографические координаты пятен использовались для корректировки значений площади их тени S по мере прохождения их по диску Солнца.

4.2. Динамика изменений магнитного поля в одиночных пятнах по мере их прохождения по диску Солнца

Наблюдения за солнечными пятнами на длительном интервале времени, например, при их прохождении по диску Солнца показывают наличие заметных изменений со временем размеров, формы и других особенностей тени пятен. Например, в одной из самых ранних работ по этой теме [90] проанализировано изменение величины поля, а также площади тени в двух долгоживущих пятнах в течение времени их существования – 55 и 30 сут. Показано, что на разных этапах жизни пятен связь изменения в них магнитного поля и их площади носит разный характер. Оказалось, что в обоих случаях магнитное поле в тени пятна очень быстро нарастает до максимального значения, затем остается практически неизменным в течение большей части жизни пятна, и, наконец, затем, на этапе исчезновения пятна магнитное поле уменьшается до малых значений. Площадь пятна на начальном этапе его жизни быстро возрастает, а затем, достигнув максимального значения, сразу начинает монотонно уменьшаться.

До последнего времени многие особенности изменения магнитных свойств тени отдельных солнечных пятен – как одиночных, так и входящих в группы пятен, в период их эволюции от рождения до исчезновения, – оставались невыясненными. В работе [91] изучены вариации характеристик магнитного поля в тени одиночных солнечных пятен во время их прохождения по диску Солнца. Для большого числа одиночных пятен магнитные свойства их тени были исследованы от момента их возникновения до достижения установившихся значений магнитных характеристик и/или, наоборот, от этого момента до исчезновения на видимом диске Солнца. На примере четырех АО NOAA 11340–11343 рассмотрим, как изменяются свойства одиночных пятен по мере их прохождения по диску Солнца. Отобранные для анализа одиночные пятна не были связаны друг с другом силовыми линиями магнитного поля.

На рис. 17б–д приведены зависимости от времени в тени пятна значений B_max и площади тени S для двух одиночных пятен в АО 11 340 и 11 343 (см. рис. 17а). Моментам времени t соответствуют разные гелиографические координаты солнечного пятна по мере его прохождения по диску Солнца. Видно, что обе характеристики тени пятна меняются со временем, в среднем, довольно синхронно: чем меньше магнитное поле, тем меньше площадь пятна. Параметры B_max и S в тени пятен принимают максимальные значения почти одновременно.

Рис. 17.

(а) Одиночные пятна АО NOAA 11340–11343; (б) и (в) – зависимости S(t); (г) и (д) – B_max(t) для пятен АО NOAA 11340 и 11343, соответственно, при их прохождении по диску Солнца. Момент времени t = 0 соответствует 00:00:00 UT от 06.11.2011.

На рис. 18а показано изменение площади тени четырех рассмотренных пятен в зависимости от долготы L, а на рис. 18б–д приведены зависимости B_max и 〈B〉 от L для положений пятен только в пределах долготы [–70°; 70°] вследствие повышения вблизи лимба погрешности нахождения анализируемых параметров. Видно, что во всех случаях можно наблюдать особенности изменения магнитного поля и площади тени пятен на всех этапах их жизни. В деталях обнаруживаются заметные различия в вариациях B_max, 〈B〉 и S.

Рис. 18.

Зависимости параметров S, B_max и 〈B〉 от долготы L для пятен АО NOAA 11340–11343: (а) зависимости S(L), где 1 – NOAA 11342, 2 – NOAA 11340, 3 – NOAA 11341, 4 – NOAA 11343; (б) зависимости B_max(L) (1) и 〈B〉(L) (2) в пределах тени пятна NOAA 11342, (в) то же, что на графике (б), но для пятна NOAA 11343, (г) – для пятна NOAA 11340, (д) – для пятна NOAA 11341.

Также было исследовано поведение в тени пятен углов α_min и 〈α〉. В работах [29, 31] показано, что для выборки магнитно-связанных пар пятен, в среднем, чем больше S, 〈B〉 и B_max, тем меньше α_min. Особенности изменения α_min в зависимости от долготы пятна для АО NOAA 11340 и NOAA 11343 иллюстрируют рис. 19а и рис. 19г. Связь углов α_min с характеристиками тени пятен S и B_max в одиночных пятнах в процессе их эволюции оказалась более сложной (см. рис. 19б,в и 19д,е).

Рис. 19.

(а–в) Зависимости α_min(L), α_min(S) и α_min(B_max) для пятна NOAA 11340; (г–е) – для пятна NOAA 11343; (ж–и) – зависимости 〈α〉(L), 〈α〉(S) и 〈α〉(〈B〉) для АО NOAA 11340; (к–м) – то же, что на графиках (ж–и), но для пятна NOAA 11343.

Зависимость 〈α〉(〈B〉) на рис. 19и и 19м, в среднем, более монотонная, чем α_min(B_max). Видно, что с ростом 〈В〉 величина 〈α〉 уменьшается.

Как было показано выше, существует положительная корреляция между величиной магнитного поля B в тени пятна и ее площадью S (см. раздел 3). При этом сопоставление величины магнитного поля в тени пятна с площадью его тени осуществлялось в разных магнитно-связанных пятнах. Ниже приведем результаты сравнения B в тени с S для каждого из рассматриваемых одиночных пятен, но в процессе его эволюции, т.е. в разные моменты времени. Из рис. 20 видно, что для четырех рассмотренных пятен B_max в среднем растет с увеличением S, а полученные зависимости удовлетворительно описываются логарифмическим линиями регрессии. Эти зависимости оказались близки к ранее выявленной зависимости B_max(S) для ведущих пятен с S > 10 МДП из магнитно-связанных пар пятен.

Рис. 20.

(а–г) Зависимости B_max(S) для одиночных пятен NOAA 11340–11343; (д–з) – зависимости 〈B〉(S) для тех же пятен.

Выявлена также положительная корреляция между S и 〈B〉 для одиночных пятен NOAA 11340 – NOAA 11343, рис. 20д-з. Этот результат согласуется с аналогичными результатами, полученными для ведущих пятен из магнитно-связанных пар пятен [30, 31]. В то же время отметим, что связь 〈B〉 и S оказалась менее “сильной”, чем B_max и S.

Характер связи между α_min(S) (рис. 19б и 19д) и B_max(S) (рис. 20б и рис. 20г) для пятен NOAA 11340 и 11343 отличается от соответствующих зависимостей для этих параметров, полученных для ведущих пятен в работе [30, 31]. В то же время зависимости угла 〈α〉 в тени пятна от 〈B〉 и S (см. рис. 20д–з) аналогичны зависимостям, полученным ранее в нашей работе [30, 31] для ведущих пятен из магнитно-связанных пар пятен, где с ростом 〈B〉 и S угол 〈α〉 уменьшается. Напомним, что при построении соответствующих зависимостей в работах [30, 31] отбирались только магнитно-связанные пятна с отсутствием каких-либо активных процессов, в том числе вращения, смещения и изменения площади на интервале ±3 ч с момента наблюдения. В этом разделе рассматриваются пятна с динамикой площади тени, но в отсутствие ВП в АО, где эти пятна наблюдались. Другими словами, если приходится в процессе эволюции наблюдать изменения в характере поведения параметров тени солнечных пятен, как на рис. 19 и рис. 20, то они не могут использоваться для выявления возможности появления таких ВП как, например, солнечных вспышек в АО. Хотя изменения магнитного поля В, как видно на рис. 20, было значительным в процессе эволюции исследуемых пятен.

4.3. Динамика изменений магнитного поля в одиночных пятнах на этапе их зарождения и исчезновения

Как было сказано выше, при оценке свойств одиночных и магнитно-связанных пятен в предыдущем разделе речь шла о пятнах в АО без ВП, а также пятнах без различных трансформаций тени, например, связанных с вращением, смещением пятен, а также с резкими изменениями площади их тени на интервале ±3 ч от момента получения данных, использующихся в анализе. Однако при исследовании пятен по мере их движения по диску Солнца сложно, точнее, невозможно найти такие АО с пятнами, в которых вообще не наблюдались бы вспышки/микровспышки и т.д. Кроме этого во время возникновения и исчезновения пятна его тень может разнообразно трансформироваться, что отражается в вариациях магнитных и других свойств тени. Возможно, это должно повлиять и на динамику α_min, 〈α〉, B_max, 〈B〉 и S в одном пятне на этапах его возникновения и исчезновения.

Рассмотрим некоторые примеры изменения свойств тени пятен в периоды их рождения и исчезновения. Начнем с исчезновения пятна в АО NOAA 11232 (рис. 21). Видно, что, как и для АО NOAA 11340–11343, сохранилась положительная корреляция между магнитной индукцией и площадью тени. В относительно большом диапазоне долгот площадь тени пятна S (см. рис. 21б) меняется слабо, что привело к концентрации точек в верхних участках графиков на рис. 21в и 21г.

Рис. 21.

(а) Изображение видимой полусферы Солнца с одиночным пятном в АО NOAA 11232. (б) Зависимость S(L) по мере прохождения пятна по диску Солнца, построенная для диапазона долгот из интервала [–70°; 70°]; (в) и (д) – связь характеристик магнитного поля B_max с площадью тени S и углом α_min; (г) и (е) – зависимость 〈B〉(S) и 〈B〉(〈α〉).

Рассмотрим еще одно исчезающее пятно в АО NOAA 11309, которое иллюстрирует совершенно иной характер связи магнитной индукции с площадью тени и углами α_min и 〈α〉 (рис. 22). Практически исчезла связь между B_max и S, а также между 〈B〉 и S. Ожидаемым оказался только вид зависимости B_max(α_min), где с ростом угла α_min магнитная индукция B_max, в среднем, уменьшается. Но такой характер связи не проявился в зависимости 〈α〉(〈B〉), которая стала немонотонной. Чем может быть обусловлено столь заметное различие зависимостей, показанных на рис. 21 и рис. 22? Возможной причиной этого различия является присутствие в тени пятна NOAA 11309 моста, которого не наблюдалось в тени NOAA 11232, а также разный характер ВП в двух рассмотренных АО, по мере их прохождения по диску Солнца. Это значит, что следует более детально рассмотреть отличия в свойствах тени пятен в АО без ВП и в АО с ВП. Некоторые из этих вопросов обсуждаются в следующем разделе.

Рис. 22.

(а) Пятно АО NOAA 11309, (б) зависимость площади тени пятна S от долготы L, (в) и (г) – связь B_max и 〈B〉 от S, (д) – корреляция между B_max и α_min, (е) – связь 〈B〉 с 〈α〉.

Теперь рассмотрим зависимости, аналогичные приведенным на рис. 21 и рис. 22, но для небольшого солнечного пятна на этапах его формирования и исчезновения в АО NOAA 11249 (рис. 23a). На рис. 23б показано, как изменялась площадь пятна по мере прохождения его по диску Солнца на всех этапах его жизни, от возникновения до исчезновения. При отождествлении солнечного пятна в АО NOAA 11249 его площадь принимала минимальные значения S < 1 МДП, а максимальное значение в пятне составило B_max ~ ~ 700 Гс, что более характерно для пор. Этап исчезновения пятна по времени превышал этап формирования исследуемого солнечного пятна. Характер изменения S(L) на этих этапах также различен: с момента начала исчезновения пятна его площадь изменяется в сторону меньших значений, но не так быстро, как это наблюдалось на этапе формирования пятна.

Рис. 23.

(а) Изображение видимой полусферы Солнца с малым пятном в AО NOAA 11249. (б) Изменение площади тени пятна S по мере прохождения по диску Солнца в зависимости от долготы L. (в) Зависимость B_max(S). (г) Зависимость 〈B〉(S). (д) Зависимость B_max(α_min). (е) Связь между 〈B〉 и 〈α〉.

На рис. 23в и рис. 23г приведены зависимости B_max(S) и 〈B〉(S) на всем этапе жизни солнечного пятна. На рис. 23д и рис. 23е показаны зависимости B_max(α_min) и 〈B〉(〈α〉) на этапе всей жизни исследуемого солнечного пятна. В целом можно считать, что как для отдельного солнечного пятна на разных этапах его жизни, так и для разных пятен с разной площадью, выполняется условие: чем выше α_min, тем меньше величина максимума поля B_max. То же условие реализуется и для зависимости 〈B〉(〈α〉), если мы рассматриваем только одно пятно на разных этапах его жизни или разные пятна, различающиеся по площади. Однако корреляция между рассмотренными параметрами выше для магнитно-связанных пятен разной площади (см. раздел 3).

На рис. 24 показано изменение рассмотренных выше характеристик тени анализируемого пятна в АО NOAA 11249 только на этапе его формирования. Если сравнить рис. 24в и рис. 24г, то видно, что для исследуемого пятна существует положительная корреляция на всех этапах эволюции между значениями B_max и S и между 〈B〉 и S, а также отрицательная корреляция между B_max и α_min (см. рис. 24д и рис. 24е). Однако между 〈B〉 и 〈α〉 почти нет связи на этапе формирования солнечного пятна. Возможно, такое поведение исследуемых параметров магнитного поля в пятне и его площади связано с особенностями динамики на этапе его формирования: площадь S изменяется быстро, а перестройка магнитной конфигурации в АО NOAA 11249 “не успевает” за этими изменениями, в итоге наблюдаются скачки значений 〈B〉 и 〈α〉.

Рис. 24.

Зависимости характеристик тени пятна в АО NOAA 11249 на этапе его формирования: (а) S(L); (б) B_max(S); (в) B_max(α_min); (г) 〈B〉(S); (e) 〈B〉(〈α〉).

4.4. Магнитный комплекс активности

На примере одной группы пятен АО NOAA 11330 рассмотрим изменение со временем структуры магнитного поля этой АО и характеристик поля в тени образующих эту АО пятен при ее прохождении по диску Солнца [13, 92]. По мере приближения группы пятен к западному лимбу замыкающие пятна меняли структуру и исчезали. Оказалось, что характер магнитной связи между пятнами рассматриваемой группы существенно меняется со временем. Отличительной чертой выбранной для анализа АО являлось то, что она была магнитно-связана с соседней АО: часть силовых линий магнитного поля из пятна ведущей полярности в АО NOAA 11330 уходило в пятна/поры замыкающей полярности соседней АО NOAA 11325. АО NOAA 11330 и 11325 наблюдались в одном Северном полушарии Солнца. По мере прохождения АО NOAA 11325 по диску Солнца наблюдалось исчезновение пятен и пор, что привело, в свою очередь, к трансформации структуры магнитного поля и в анализируемой АО NOAA 11330. Мощных солнечных вспышек и формирования КВМ в этих двух АО не наблюдалось.

На рис. 25 показаны изображения фрагмента солнечного диска с группой пятен активной области NOAA 11330 по наблюдениям в период с 23.10.2011 по 02.11.2011. На эти изображения нанесены силовые линии, выходящие из тени ведущего пятна. Видно, что вблизи восточного лимба большая часть магнитного потока из тени ведущего пятна уходит в область замыкающих пятен АО NOAA 11325. В то же время силовые линии из самого восточного замыкающего пятна заканчиваются вблизи восточной границы тени ведущего пятна в АО NOAA 11330.

Рис. 25.

Динамика магнитного поля группы пятен NOAA 10330.

Со временем три замыкающих пятна в АО NOAA 11330 по мере их приближения к центральному меридиану объединились в одно пятно неправильной формы с многоядерной структурой тени. Видно, что восточные основания силовых линий из ведущего пятна приходятся на центральную часть замыкающего пятна. По мере прохождения группы пятен в АО NOAA 11330 по диску Солнца наблюдалось перераспределение магнитного потока, ранее связывавшего две АО: после 26.10.2011 уже не весь магнитный поток из тени ведущего пятна в АО NOAA 11330 уходит на северо-запад в соседнюю АО NOAA 11325, часть потока выходит из восточной части тени пятна к самому восточному замыкающему пятну этой группы. После 28.10.2011 между ведущим и замыкающими пятнами возникает сильная магнитная связь: основания практически всех силовых линий, выходящих из тени ведущего пятна, заканчиваются близко от центрального восточного замыкающего пятна, т.е. у самого восточного замыкающего пятна. Силовые линии из всех трех замыкающих пятен заканчиваются вблизи восточной границы тени ведущего пятна группы NOAA 11330.

Как можно видеть на рис. 25а–в, магнитная конфигурация рассматриваемой группы пятен довольно сложная. Выше уже отмечалось, что значительная часть силовых линий из ведущего пятна уходит в сторону замыкающих пятен соседней расположенной на более высоких широтах группы пятен NOAA 11325. Эту ситуацию можно рассматривать как существование в период 23–26 октября 2011 г. сильной магнитной связи между АО NOAA 11330 и 11325, а сами эти активные области можно отнести, по-видимому, к одному комплексу активности. Заметим, что в термин “комплекс активности” разные авторы вносят разный смысл (см., например, [3, 65, 66] и цитируемую там литературу). В наших исследованиях под комплексом активности мы понимаем группы магнитно-связанных активных областей, т.е. каждая АО этой группы соединена силовыми линиями магнитного поля, по крайней мере, с еще одной соседней АО. Далее по тексту магнитно-связанные АО будем называть “магнитным комплексом активности” (МКА). Структура группы пятен в АО NOAA 11325 в период с 23.10.2001 по 26.10.2011 претерпела значительные изменения, в результате которых 26.10.2011 в этой группе наблюдалось только одно солнечное пятно правильной формы с хорошо выраженной полутенью. В АО NOAA 11325 после 26.10.2011 такие объекты АО, как пятна и поры, перестали наблюдаться на изображениях в континууме. С момента исчезновения высокоширотной группы пятен NOAA 11325 наблюдается изменение структуры группы пятен NOAA 11330. В то же время магнитная конфигурация группы при этом не изменяется вплоть до ее регистрации вблизи западного лимба и остается βγ, как в момент выхода группы пятен на восточном лимбе. Также не удалось после 26.10.2011 выявить общую для двух АО структуру магнитного поля, т.е. начиная с этого момента можно говорить об исчезновении магнитного комплекса активности из АО NOAA 11330 и 11325. Этот пример показал, что использование расчетов магнитного поля в солнечной атмосфере в потенциальном приближении может оказаться эффективным инструментом для выделения комплексов активности как группы магнитно-связанных АО. Возможно, такой подход позволит выделить магнитно-связанные АО в отдельный класс комплексов активности со своими особенностями в свойствах солнечных пятен в них.

Динамичное изменение магнитной связи двух АО NOAA 11330 и 11325 по мере их прохождения по диску Солнца повлияло также и на свойства солнечных пятен, входящих в эти АО. Так, АО NOAA 11330 с 23.10.2011 по 25.10.2011 содержит одно солнечное пятно неправильной многоядерной структурой тени. После разрушения магнитного комплекса активности 26.10.2011 в области замыкающей полярности в АО NOAA 11330 наблюдается несколько мелких пятен замыкающей полярности; форма замыкающих пятен неправильная, пятна близко расположены друг к другу, имеют сложную структуру полутени (иногда общую). С 28.10.2012 в замыкающей части этой группы пятен наблюдаются пятна малой площади преимущественно правильной формы с хорошо развитой или вырожденной полутенью, а также поры. На рис. 25г–е хорошо удается выделить магнитно-связанные пары из ведущих и замыкающих пятен.

Заметим, что 28 октября 2011 г. севернее группы пятен NOAA 11330 над ее замыкающей частью и относительно близко к ней появляется новая АО NOAA 11333. При этом магнитную связь между группами пятен NOAA 11330 и NOAA 11333 выявить не удалось, т.е. группа NOAA 11330 продолжает оставаться магнитно-изолированной. По мере приближения к западному лимбу площадь тени замыкающих пятен группы NOAA 11333 уменьшается, а 31.10.11 эти пятна на диске Солнца уже не разрешались. Параллельно наблюдалась перестройка магнитного поля и в АО NOAA 11330. Восточные основания силовых линий из ведущего пятна по-прежнему приходятся на области, в пределах которых ранее наблюдались замыкающие пятна. И, наконец, 02.11.2011, когда ведущее пятно оказалось вблизи западного лимба, силовые линии из его тени начали отклоняться к западу от пятна. Это, по-видимому, означает, что магнитное поле в области замыкающих пятен перестроилось, и замыкающие пятна окончательно исчезли. В то же время нельзя исключить, что такое поведение силовых линий может быть связано с искажениями рассчитанного поля вблизи лимба. В итоге после прекращения существования магнитного комплекса активности наблюдалось постепенное исчезновение всех групп пятен в АО на этих долготах.

Рассмотрим теперь, как при этом ведут себя другие характеристики в пятнах АО NOAA 11330 по данным SOLIS. Как и для совокупности разных пятен (см. выше), для одних и тех же ведущих и замыкающих пятен существует положительная корреляция между α_min-L и α_min-F (рис. 26а). По мере движения от восточного лимба к центральному меридиану углы α_min-L и α_min-F в ведущем и замыкающем пятнах меняются слабо, но при этом α_min-L < α_min-F. После прохождения центрального меридиана α_min-L и α_min-F начинают резко возрастать, что косвенно говорит и об увеличении величины магнитного поля в пятнах в этот период, при этом, до исчезновения замыкающих пятен продолжает выполняться условие α_min-L < α_min-F. Как и для магнитно-связанных пятен в АО без ВП (см. раздел 3), в тени пятен МКА наблюдается обратная корреляция между B_max и α_min (рис. 26б–в), но при анализе исчезающего МКА, даже если сравнивать с эволюционными изменениями в одиночных пятнах (рис. 19), характер зависимости α_min(B_max) оказывается другим. Параметр α_min“не успевает” за изменениями магнитного поля B_max. Возможно, этот результат может быть полезным для отождествления МКА на диске Солнца без построения силовых линий поля.

Рис. 26.

(а) Связь между α_min-L и α_min-F с линией тренда α_min-L = 8.2exp(α_min-F/18.3), R² = 0.96. (б) Зависимость α_min-F от B_max-F c линией тренда α_min-F = 10.97 + 96exp(B_max-F/53.6), R² = 0.97. (в) Зависимость α_min-L от B_max-L c линией тренда α_min-L = 272.3exp(B_max-L/183.3), R² = 0.8_.. Расчеты выполнены по данным SOLIS.

Что касается динамики углов α_min и величины поля B в тени пятен в АО NOAA 11330, то в ведущем пятне α_min-L – до 25.10.2011, а в замыкающем α_min-F – до 26.10.2011 возрастают; затем эти углы резко уменьшаются (рис. 27а). B_max-L нарастает со временем до 28.10.2011, а B_max-F растет только до 25.10.2011. Достигнув максимума, B_max-L и B_max-F резко уменьшаются со временем (рис. 27в). Существует также корреляция между значениями поля в ведущем и замыкающем пятнах, рис. 27б. Начиная с 25.10.2011, B_max-F и 28.10.2011 B_max-L резко уменьшаются.

Рис. 27.

Особенности магнитного поля в пятнах АО 11330 при ее прохождении по диску Солнца: (а) зависимости для α_min-L и α_min-F от времени t с линиями тренда α_min-L = 334.35 – 26.02t + 0.51t² и α_min-F = 754.71 – 57.06t + 1.09t²; (б) связь между B_max-F и B_max-L с линией тренда B_max-F = –4705.3 + 16.2· B_max-L – 0.01· (B_max-L)²; (в) зависимости для B_max-F и B_max-L от времени t с линиями тренда B_max-L = –7177.8 + 571·t – 10.4·t² и B_max-F = –7836.11 + 651.9·t – 12.8t²; (г) связь асимметрии силовой линии из ведущего пятна l_L/l_F с отношением углов α_min-L/α_min-F; в среднем, R² ~ 0.9. Расчеты выполнены по данным SOLIS.

Наконец, отметим, как изменялась асимметрия силовой линии, определяемая как отношение длины силовой линии магнитного поля из ее вершины к основанию в ведущем пятне l_L к соответствующей длине силовой линии до основания в замыкающем пятне l_F. Это отношение l_L/l_F соответствовало различию α_min-L и α_min-F до перехода активной области через центральный меридиан, т.е. неравенству α_min-L/α_min-F < 1 соответствует соотношение l_L/l_F < 1, рис. 27г. После 28.10.2011 соответствие между l_L/l_F и α_min-L/α_min-F стало для некоторых моментов времени обратным. При этом магнитная трубка, связывающая ведущее и замыкающее пятна после разрушения МКА, возможно, стала более симметричной, в то время как при наличии магнитной связи между АО NOAA 11330 и 11325 вершина магнитной трубки была смещена к ведущему пятну исследуемой АО.

До этого момента мы рассмотрели, как изменяются параметры магнитного поля в тени пятен магнитного комплекса активности из двух АО NOAA 11330 и 11333 с привлечением данных S-OLIS. Низкое разрешение данных SOLIS и выполненные по ним расчеты магнитного поля позволили нам оценить только характер динамики значений параметров магнитного поля. С другой стороны, мы смогли выявить изменение асимметрии силовых линий поля в МКА по мере прохождения его по диску Солнца. Можно предположить, что выявленная нами динамика магнитных свойств солнечных пятен в АО NOAA 11330 связана с одновременной перестройкой магнитного поля в МКА.

Попытаемся теперь оценить изменение параметров магнитного поля в тени солнечных пятен АО NOAA 11330 по данным SDO/HMI. Одной из задач исследования являлось сопоставление результатов наблюдений SOLIS и SDO/HMI. Для оценки динамики величины магнитного поля в тени исследуемых пятен рассмотрим изменения средних значений поля 〈B〉 и угла 〈α〉 между силовой линией и положительной нормалью к поверхности Солнца по данным SDO/HMI, которые по своим значениям близки к данным SOLIS. На рис. 28 показано, как изменялись параметры 〈B_L〉 и 〈α_L〉 в тени ведущего солнечного пятна и 〈B_F〉 и 〈α_F〉 в тени замыкающего пятна по мере их прохождения по диску Солнца. Сравнение рис. 27 и рис. 28 позволяет заметить сходство в характере изменений исследуемых параметров поля в зависимости от долготы L.

Рис. 28.

Вариации площади тени ведущего и замыкающего пятен и параметров магнитного поля α_min-L, α_min-F, B_max‑F и B_max-L в тени пятен АО NOAA 11330 при ее прохождении по диску Солнца в зависимости от долготы L: (а) зависимость 〈α_L〉(L) для ведущего пятна; (б) 〈B_L〉(L); (в) зависимость S(L); (г–и) – те же зависимости, что на панелях (а–в), но для замыкающего пятна.

До исчезновения магнитно-связанной группы NOAA 11333, т.е. до прохождения МКА центрального меридиана, где L = 0°, значения 〈α_L〉 медленно уменьшались, а S_L и 〈B_L〉, наоборот, монотонно увеличивались. Однако после “разрушения” МКА 〈B_L〉, S_L продолжают слабо расти, но при этом 〈α_L〉 не уменьшается, как следовало бы ожидать, а резко растет до очень высоких значений ~75°. Схожий характер поведения отмечен и для 〈α_F〉, однако 〈B_F〉 и S_F уменьшаются. В замыкающем пятне, которое было связано силовыми линиями магнитного поля с ведущим пятном в этой группе, но не было связано пятнами соседней АО, поведение всех исследуемых параметров 〈B_F〉, S_F и 〈α_F〉 соответствует поведению одиночных пятен, рассмотренных ранее. Если сравнить характер изменения 〈B〉, S и 〈α〉 в замыкающем пятне АО NOAA 11330 и в магнитно-связанных пятнах разной площади, то они очень близки: угол 〈α〉 растет, когда магнитное поле 〈B〉 и площадь S падают. Отличающееся от этого поведение значений исследуемых параметров магнитного поля в тени ведущего пятна в АО NOAA 11330, возможно, как раз связано с наличием магнитной связи с пятнами в замыкающей части соседней АО NOAA 11333.

Благодаря проведенным исследованиям свойств солнечных пятен при их прохождении по диску Солнца удалось выявить, что свойства тени магнитно-связанных пятен разной площади (см. разделы 2 и 3) в отсутствие динамических процессов могут отличаться от свойств пятен, претерпевающих различные преобразования, например, резкие изменения формы или площади их тени и т.д. Наибольшие различия в поведении параметров магнитного поля выявлены в тени пятен, которые находятся на этапах формирования или исчезновения, а также при перестройке магнитной связи с другими пятнами в группе или в соседней АО. Все эти факторы могут приводить к разбросу значений параметров магнитного поля и площади солнечных пятен, как это наблюдается для зависимости B(S) в [84], которая отличается от соответствующих зависимостей, выявленных для магнитно-связанных пятен в [29–31].

5.1. Данные и методы анализа

Были исследованы временные зависимости параметров α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t) в тени пятен в АО с ВП разной мощности на интервале t = = ±6 ч от их начала. Определение характеристик магнитного поля в тени солнечных пятен осуществлялось по данным векторных измерений поля инструментом SDO/HMI. Проблема π-неопределенности направления поперечного компонента магнитного поля решалась с помощью метода, предложенного в работе [80].

Для анализа были отобраны групп пятен, в которых наблюдалось формирование КВМ типа “гало”, связанных с солнечными вспышками. Отдельно рассмотрены магнитные свойства пятен в группах с быстрыми КВМ с линейной скоростью ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ ≥ 1300 км/с и с медленным КВМ с ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ ≤ ≤ 600 км (см. [81] и каталог КВМ типа “гало” https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/HALO/).

Всего было отобрано четыре АО с группами пятен. В качестве примера АО с быстрым КВМ мы рассмотрим АО NOAA 11429 в период времени 07.03.2012. Скорость КВМ для этого случая составила ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ ≥ 1825 км/с, интенсивность рентгеновской вспышки, связанной с КВМ, характеризуется баллом Х5.4, начало в 00:02 UT. В качестве примера АО c медленным КВМ мы отобрали АО NOAA 12146 в период 22.08.2014. Скорость медленного КВМ ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ ≥ 600 км/с. КВМ сопровождался солнечной вспышкой рентгеновского балла С2.2 (начало в 10:13 UT). Отдельно была рассмотрена АО с группой пятен, в которых наблюдалась мощная солнечная вспышка рентгеновского класса Х1.6 (начало в 14:02 UT) без инициации КВМ – АО NOAA 12192 в период 22.10.2014. Дополнительно мы рассмотрели АО с группой пятен без ВП – АО NOAA 12686 в период 28.10.2017. В этой АО в рассмотренный период были выявлены изменения площади пятен, а также их смещение друг относительно друга.

Как было отмечено выше, в тени солнечных пятен для всех отобранных для анализа АО мы построили зависимости α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t) в интервале времени Δt ~ 12 ч, середина которого была близка времени начала вспышки. Для АО без ВП в качестве аналога момента начала вспышки был условно выбран момент времени, соответствующий середине интервала Δt.

Все отобранные АО с группами пятен наблюдались вблизи центральной области солнечного диска, т.е., преимущественно, в пределах около [±200; ±200] угл. сек. по долготе ΔL и широте ΔB относительно центра диска Солнца, с целью уменьшения вклада погрешности измерения параметров магнитного поля в тени исследуемых пятен.

Анализ свойств КВМ на этапах их формирования и начального движения осуществлялся по данным многоволновых наблюдений инструмента AIA обсерватории SDO http://jsoc.stanford.edu/ajax/exportdata.html. Определение гелиографических координат солнечных пятен для их отождествления в отобранных группах пятен, а также для точного определения площади их тени осуществлялось по изображениям Солнца в континууме по данным SDO.

Определение характеристик солнечных вспышек, связанных с КВМ, осуществлялось по данным космической обсерватории GOES, представленных на сайте данных RHESSI (http://sprg.ssl.berkeley.edu/~tohban/browser/).

Влияние ВП на параметры поля в тени отобранных пятен в каждой из исследуемой АО оценивалось по виду зависимостей α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t), включая метод наложения эпох.

В данном разделе также обсуждаются особенности колебаний параметров α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉 [95]. Были рассчитаны спектры мощности колебаний параметров магнитного поля для всех анализируемых групп пятен, как в течение всего рассматриваемого периода наблюдений Δt = 12 ч, так и за периоды длительностью 6 ч до и после начала вспышки (в АО со вспышками). Отметим, что изучению колебаний параметров магнитного поля с периодами от десятков минут до десятков часов (долгопериодические колебания) посвящено множество работ с привлечением различных данных с разных инструментов (магнитограммы, карты скоростей, микроволновые изображения, фотогелиограммы и т.д.) [49], однако чаще в них обсуждаются колебания только одного параметра – B_max.

Построение спектров мощности колебаний параметров магнитного поля проиллюстрируем на примере АО NOAA 11429 с мощной вспышкой X5.4 в 00:02 UT и быстрым КВМ c ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ = 1825 км/сек и АО NOAA 12686 без ВП. В тени каждого пятна в этих АО были построены спектры мощности колебаний параметров магнитного поля за периоды наблюдений Δt₁ = 12 ч (ALL), Δt₂ = 6 ч (BFL) до начала ВП и Δt₃ = 6 ч (AFL) после начала ВП. Всего для АО NOAA 11429 было построено 60 спектров колебаний исследуемых параметров для отдельных пятен группы в тени 20 отобранных для анализа солнечных пятен, и 6 спектров мощности – для 2 пятен в АО NOAA 12686. Далее интенсивность колебаний на разных частотах в каждом пятне на каждом из интервалов наблюдений нормировалась на максимальное значение, т.е. приводилась к 1.0. На рис. 29 приведены примеры таких нормированных спектров мощности колебаний α_min для отдельных пятен в АО NOAA 12686 и NOAA 11429. Даже на примере отдельных пятен видно, что характер распределения частоты колебаний α_min различается: для пятен в АО без ВП более вероятны долгопериодические колебания на частотах, соответствующих периодам от ~1 ч и выше, а для пятен АО с мощными ВП – менее 1 ч. Отметим, что спектры мощности параметров магнитного поля для пятен одной АО различаются, но некоторые частоты f совпадали или были близки. Возможно, что некоторые появляющиеся частоты колебаний параметров магнитного поля в тени пятен следует отождествлять с вероятностью протекания ВП в АО.

Рис. 29.

Спектры мощности колебаний α_min: (а) и (б) в тени пятна ведущей и замыкающей полярности в АО NOAA 12686 без ВП (см. на рис. 31а пятно ведущей полярности с условным номером 2 и пятно замыкающей полярности с условным номером 1), (в) и (г) – в АО NOAA 11429 с мощной вспышки и быстрым КВМ (см. на рис. 37а пятно ведущей полярности с условным номером 1 и пятно замыкающей полярности с условным номером 2).

Далее усреднением амплитуды колебаний на каждой частоте во всех пятнах получали “спектры колебаний АО” для всех исследуемых параметров магнитного поля. Дополнительно весь диапазон значений интенсивности колебаний A для каждого спектра мощности АО был разделен на диапазоны с надежной (A > 20%) и ненадежной (A < < 20%) идентификацией мощности колебаний. На рис. 30 приведены результирующие “спектры колебаний АО” NOAA 12686 и NOAA 11429.

Рис. 30.

“Спектры колебаний АО” для параметра α_min для АО NOAA 12686 (а) и АО NOAA 11429 (б).

Таким же способом были построены “спектры колебаний АО” с группами пятен NOAA 12192 с источником мощной солнечной вспышкой X1.6 в 14:02 UT и NOAA 12146 с источником вспышки C2.2 в 10:13 UT и медленным КВМ ${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ = 600 км/сек.

5.2. Динамика параметров магнитного поля в тени пятен в активных областях с разным видом активных процессов

Начнем с анализа поведения характеристик поля в тени пятен в АО, где в течение длительного времени (более суток) не наблюдалось вспышек и КВМ, – событие 28.10.2017 г. в АО NOAA 12686 (рис. 31). Были получены зависимости от времени исследуемых параметров магнитного поля на произвольно выбранном интервале Δt = 12 ч. В АО NOAA 12686 наблюдалось два долгоживущих солнечных пятна: солнечное пятно с неправильной формой тени и частично вырожденной полутенью и малое солнечное пятно с исчезающей тенью, которое по завершению интервала Δt на изображениях в континууме отождествлялось как пора, но время жизни и величина магнитного поля больше соответствовали тени малых солнечных пятен. Оценим изменение поведения исследуемых параметров относительно середины выбранного временного интервала.

Рис. 31.

(а) Изображение АО NOAA 12686 в континууме с условной нумерацией пятен; (б) и (г) зависимости α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t) в тени пятна с номером 1; (в) и (д) те же зависимости, что и на панелях (б) и (г), но для пятна с номером 2.

Из рис. 31б,в следует, что значения α_min и 〈α〉 хаотически меняются со временем на всем интервале наблюдений, и через 6 ч после начала наблюдений существенных изменений в характере поведения углов не наблюдается. Похожая динамика наблюдалась и в изменениях параметров B_max и 〈B〉 со временем (рис. 31г,д). Такое поведение зависимостей α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t) отождествили как “эволюционное”, поскольку характеристики магнитного поля в тени пятен могут существенно меняться со временем и без воздействия ВП (для одиночных пятен см. результаты работы [91]).

На рис. 32 представлены зависимости от времени параметров магнитного поля в тени пятен в АО NOAA 12686, полученные методом наложения эпох. Видно, что в момент t = 0 резкого изменения характера поведения всех параметров не наблюдается. Такое поведение параметров магнитного поля со временем можно использовать далее для отождествления “эволюционных” изменений в АО, т.е. не связанных с ВП.

Рис. 32.

Полученные методом наложенных эпох зависимости параметров магнитного поля, усредненные по всем пятнам в АО NOAA 12686: (а) для зависимости α_min(t), (б) B_max(t), (в) α_min(t) и (г) для зависимости 〈B〉(t). Вертикальная линия (t = 0) соответствует середине выбранного промежутка времени.

Теперь рассмотрим влияние на характеристики магнитного поля в тени солнечных пятен в АО NOAA 12192 от 22.10.2014 с мощной солнечной вспышкой рентгеновского класса X1.6 в 14:02 UT, но без формирования КВМ. В АО NOAA 12192 на интервале ±Δt = 6 ч от начала солнечной вспышки наблюдалось множество пятен (более 20), 10 из которых мы отождествили как солнечные пятна различной площади тени. Площадь тени каждого из отобранных пятен на интервале наблюдений 12 ч изменялась слабо. Для каждого из пятен были построены зависимости α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t). Оказалось, что, несмотря на балл солнечной вспышки, наблюдается только слабое изменение поведения исследуемых параметров поля на фоне хаотических изменений.

Проиллюстрируем поведение исследуемых параметров поля на зависимостях α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t), полученных в тени двух пятен средней и малой площади (рис. 33). На рис. 33б показано влияние ВП на перечисленные параметры поля. Видно, что после хаотического изменения α_min до начала вспышки наблюдался его спад с последующим медленным, в среднем, нарастанием этого угла. В то же время средний угол 〈α〉 практически не реагирует на начало вспышки. На рис. 33в, наоборот, наблюдается плавное увеличение α_min после начала вспышки. На рис. 33г,д представлены зависимости B_max(t) и 〈B〉(t) для этих же пятен: в поведении B_max и 〈B〉 со временем t не наблюдается отклика на ВП. Заметим, что до начала вспышки угол α и величина поля В меняются разным способом, а после начала вспышки “просматривается” обратная корреляция между α_min и B_max.

Рис. 33.

(a) Изображение в континууме АО NOAA 12192 от 22.10.2014 с условной нумерацией пятен; (б) зависимость α_min(t) и 〈α〉(t) в тени пятна с номером 1; (в) зависимости от времени углов α_min и 〈α〉 в тени пятна с условным номером 2 в исследуемой АО; (г) B_max(t) и 〈B〉(t) в тени пятна 1; (д) B_max(t) и 〈B〉(t) в тени пятна 2. Момент начала солнечной вспышки отмечен на графиках вертикальной линией с указанием балла вспышки и времени ее начала по всемирному времени.

Оценим влияние ВП на все отобранные пятна в исследуемой АО с мощной вспышкой, используя метод наложения эпох. Согласно рис. 34 вспышка X1.6 заметно влияет на характер поведения параметров. В среднем, медленное уменьшение B_max и 〈B〉 до начала вспышки сменяется относительно быстрым изменением этих параметров. В среднем, значения минимального α_min и среднего 〈α〉 углов, а также максимальной величины поля B_max до момента начала вспышки принимают меньшие значения, чем после ее начала, а для 〈B〉 – обратная ситуация.

Рис. 34.

Полученные методом наложенных эпох зависимости параметров магнитного поля, усредненные по всем пятнам в АО NOAA 12192: (а) для зависимости α_min(t), (б) B_max(t), (в) α_min(t) и (г) для зависимости 〈B〉(t). Вертикальная линия (t = 0) соответствует середине выбранного промежутка времени.

На рис. 35 показаны примеры изменения параметров магнитного поля со временем для события с медленным КВМ и слабой вспышкой C2.2 в АО NOAA 12146 (см. рис. 35). В АО NOAA 12146 на выбранном интервале Δt = 12 ч, наблюдались всего два пятна разной площади: одно пятно с правильной формой тени и развитой полутенью и малое пятно с вырожденной полутенью. Поры исключены из анализа, т.к. их время жизни 12 ч. Влияние ВП на ход зависимостей параметров α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉 со временем t на рис. 35 неясно, скорее всего, слабое. В тени исследуемых солнечных пятен после начала вспышки не наблюдались заметные изменения ни в поведении углов α_min и 〈α〉, ни в поведении величины поля B_max и 〈B〉. Кажущиеся на первый взгляд значительными изменения величины поля в тени малого пятна по нашим оценкам не превышают ~10% от среднего значения 〈B_max〉 на выбранном интервале наблюдений в 12 ч.

Рис. 35.

(a) Изображение АО NOAA 12146 в континууме с условной нумерацией пятен; (б) и (г) зависимости от времени α_min(t), 〈α〉(t), B_max(t) и 〈B〉(t) в тени пятна с номером 1; (в) и (д) те же зависимости, что на рисунках (б) и (г), но в тени пятна с номером 2. Момент начала солнечной вспышки отмечен на графиках вертикальной линией с указанием балла вспышки и времени ее начала по всемирному времени.

Однако использование метода наложенных эпох (рис. 36) показало, что характер поведения исследуемых параметров в периоды времени до и после вспышки различается. Так, значения α_min и 〈α〉, в среднем, больше после начала вспышки, чем до ее начала, и, наоборот, B_max и 〈B〉, в среднем, больше до начала вспышки. С момента начала вспышки С2.2 в 10:13 UT наблюдается кратковременный скачок значений α_min и 〈α〉 и B_max в сторону бóльших значений на интервале Δt ~ ~ 16 мин, и после небольшой временной задержки ~10 мин выявлен скачок для 〈B〉. Наиболее интересен характер изменения α_min до и после начала вспышки, так, в среднем, α_min до начала вспышки растет, а после изменяется слабо.

Рис. 36.

Усредненные по всем пятнам АО NOAA 12146 значения параметров α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉, полученные методом наложения эпох, где за t = 0 принят момент начала вспышки С2.2 в 10:13 UT.

Разнообразие и интенсивность отклика поведения параметров магнитного поля α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉 на солнечную вспышку и формирование КВМ особенно велики для событий с быстрыми КВМ и мощными вспышками. Обсудим некоторые особые проявления влияния ВП на поведение параметров магнитного поля в тени пятен. На рис. 37–40 показано несколько наиболее ярких примеров изменения поведения α_min и 〈α〉 после начала вспышки для события от 07.03.2012 в АО NOAA 11429. Всего было отобрано для анализа 20 солнечных пятен разной площади. Оказалось, что в некоторых пятнах рассматриваемой АО ВП не оказывает заметного влияния на характер поведения на α_min и 〈α〉 в их тени (см. рис. 37б), но таких пятен немного, как правило, они наблюдались на удаленном расстоянии ~ 100$''$ от места солнечной вспышки. Для большинства пятен после начала вспышки наблюдаются существенные по интенсивности и разнообразные по характеру изменения поведения углов α_min и 〈α〉, а также B_max и 〈B〉.

Рис. 37.

(а) Изображение АО NOAA 11429 в континууме; (б) зависимости α_min(t), 〈α〉(t) для тени солнечного пятна с условным номером 3 на панели (а); (в) зависимости В_max(t) и 〈B〉(t) в тени этого же солнечного пятна. Начиная с 18:00 UT, на каждом временном интервале Δt = 3 ч приведены значения 〈α_min〉, т.е. значения α_min, усредненные в пределах этого промежутка времени.

Наибольшее влияние ВП оказал на угол α_min в тени малого пятна и развитого пятна неправильной формы тени, которые были расположены вблизи к ЛРП в АО и области инициации КВМ. Вспышка Х-класса наблюдалась с координатами ~ [–450; 380] угл. сек., центр фронтальной структуры КВМ на начальном этапе формирования имеет приблизительно такие же координаты.

Приблизительно за ~ 120 мин в тени одного из пятен группы площадью S ~ 25 МДП (см. рис. 38б) до начала солнечной вспышки наблюдалось увеличение α_min до “не характерно” высоких значений в сравнении с наблюдаемыми значениями в магнитно-связанных пятнах в АО без ВП (см. раздел 3, рис. 13 и его описание [96]). А в период Δt ~ ±30 мин от момента начала вспышки t₀ выявлено резкое уменьшение α_min до значений, которое ~120 мин наблюдалось в магнитно-связанных пятнах близкой площади, в отсутствие ВП. На рис. 38б можно видеть, что до начала связанной с формированием КВМ солнечной вспышки параметр α_min, в среднем, принимал значения ~7°, а после начала солнечной вспышки – α_min ~ ~ 3.5°, т.е. в два раза меньше. Для параметра 〈α〉 (рис. 38б) был выявлен монотонный рост значений до момента начала вспышки. Далее, спустя ~30 мин с момента начала вспышки Х5.4 в 00:02 UT, наблюдался резкий рост значений 〈α〉 на 5° с последующим выходом на “плато”, где 〈α〉 ≈ 28°. Из рис. 38б видно, что параметры α_min и 〈α〉 в тени исследуемого солнечного пятна ведут себя по-разному. В то же время заметим, что для других пятен указанной АО характеры поведения со временем α_min и 〈α〉 в тени пятен близки.

Рис. 38.

(a) Изображение исследуемой АО 11429 в континууме с выделенным для исследования солнечными пятнами; динамика параметров αmin и 〈α〉 для пятна большей площади (б) и для пятна малой площади (в). Момент начала солнечной вспышки отмечен на графиках вертикальной линией с указанием балла вспышки и времени ее начала по всемирному времени.

В другом пятне малой площади S ~ 4 МДП (рис. 38в) после начала вспышки наблюдался, наоборот, резкий скачок значений α_min в сторону больших значений: до начала солнечной вспышки α_min ≈ 10°, а после ее начала – α_min = 25°. Возможно, в пятнах разной площади на ВП следует ожидать разного отклика в поведении зависимости α_min(t). Похожий результат обсуждался в работе [97].

Что касается влияния ВП на вариации параметров B_max и 〈B〉 в тени исследуемых пятен со временем, то в пятне с большей площадью до начала связанной с КВМ солнечной вспышки B_max и 〈B〉 увеличились до ~2200 Гс примерно за 2 ч до ее начала. Затем наблюдалось уменьшение B_max и 〈B〉, значения которых на момент начала вспышки Х5.4(00:02) составили ~2000 Гс (см. рис. 39). Спустя примерно 30 мин после начала вспышки B_max и 〈B〉 резко увеличиваются, достигая значений ~2150 и 1650 Гс соответственно. Для пятна малой площади наблюдалось почти монотонное увеличение В_max и 〈B〉 на всем интервале наблюдений. Следует особо подчеркнуть тот факт, что изменения величины поля на ~10% от максимальной величины на выделенном интервале времени наблюдаются в тени многих пятен, в том числе в группах пятен без ВП.

Рис. 39.

Зависимости B_max(t), 〈B〉(t) для тени солнечных пятен в АО 11429, отмеченных на рис. 38а, здесь (а) для пятна большей площади, (б) для пятна малой площади.

Рассмотрим также, как изменялись параметры поля в других пятнах группы в АО NOAA 11429. На рис. 39 показан пример слабого влияния ВП на α_min и, одновременно, заметного влияния на B_max.

На рис. 40 показан пример разного характера изменения α_min и B_max после начала солнечной вспышки в одном и том же пятне. Слабое, в среднем, изменение со временем α_min и 〈α〉 до начала вспышки сменяется небольшим резким увеличением этих углов примерно в момент начала вспышки с последующим более плавным увеличением в течение ~3 ч, и, далее, с выходом на плато. В_max в среднем слабо меняется до начала вспышки и резко возрастает в момент начала вспышки, а затем плавно уменьшается до конца выбранного промежутка времени. 〈B〉 меняется со временем, в среднем, примерно, как В_max, но без заметного резкого скачка в начале вспышки.

Рис. 40.

(а) Изображение исследуемой АО 11429 в континууме с выделенным для исследования пятном: (б) α_min(t) и 〈α〉(t); (в) В_max(t) и 〈B〉(t) в тени выделенного пятна.

Еще в нескольких пятнах группы выявлены похожие характеры изменения α_min и 〈α〉 со временем, хотя интенсивность изменения двух типов углов была разной. В развитых пятнах группы, наблюдавшихся вдали от ЛРП, выявлены, в основном, хаотические изменения относительно среднего значения на всем интервале наблюдений в 12  ч. Наш предварительный анализ показал, что наиболее сильные и резкие изменения α_min и 〈α〉 происходят в тени пятен с минимальными размерами и/или в солнечных пятнах, наиболее близкорасположенных к месту возникновения ВП. Кроме этого, на особенности поведения α_min и 〈α〉 после начала ВП может также влиять близость пятна к ЛРП фотосферного магнитного поля.

На рис. 41 с использованием метода наложенных эпох получены зависимости от времени параметров магнитного поля, усредненных по всем отобранным пятнам АО NOAA 11429. Видно, что для всех рассмотренных параметров поля в тени пятен отчетливо наблюдается влияние ВП на их поведение после начала вспышки.

Рис. 41.

Полученные методом наложенных эпох зависимости от времени α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉, усредненные по всем пятнам АО NOAA 11429, t = 0 – момент начала вспышки X5.4 в 00:02 UT.

Суммируя полученные результаты, можно сказать, что ВП процессы на Солнце могут приводить к заметному изменению поведения со временем параметров магнитного поля α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉 в тени солнечных пятен. Выявлено отличие в характере поведения параметров магнитного поля в тени пятен в АО с разными видами ВП. Как показано выше, наиболее выражено влияние ВП на динамику параметров магнитного в тени пятен во время событий, связанного с инициацией быстрых КВМ (${{{v}}_{{{\text{lin}}}}}$ ≥ 1300 км/с) и мощных солнечных вспышек рентгеновского М- и Х-класса.

В разных солнечных пятнах в одной и той же АО характер поведения каждого из рассмотренных параметров магнитного поля после начала ВП существенно различается. Оказалось, значения магнитного поля B_max в тени пятен в АО с различными видами ВП значительно отличаются от тех, что удалось выявить в тени магнитно-связанных пятен в АО без ВП (см. рис. 13 и описание к нему).

5.3. О долгопериодических колебаниях параметров магнитного поля, выявленных в тени солнечных пятен в активных областях с взрывными процессами и без

Из всех вышеприведенных примеров видно, что изменения параметров магнитного поля в тени пятен со временем носят колебательный характер. Напомним, временное разрешение данных векторных наблюдений SDO составляет 12 мин, а период наблюдений составляет 12 ч, поэтому мы можем говорить только о колебаниях значений исследуемых параметров поля с периодами не менее 12 мин и не более 6 ч, т.е. о долгопериодических колебаниях. Изучению долгопериодических колебаний B_max в солнечных пятнах посвящено множество работ с привлечением данных с разных инструментов, таких как магнитограммы, карты скоростей, микроволновые изображения, фотогелиограммы и т.д. Следует отметить работу [98], где перечислены работы, посвященные этому вопросу. Отметим, что оценок характера колебаний углов α_min и 〈α〉 в тени пятен до сих пор никто не проводил. Ниже приведены результаты анализа спектров мощности колебаний α_min и 〈α〉, а также B_max и 〈B〉 в тени пятен в АО с различными проявлениями ВП, выполнено сравнение спектров мощности, как в каждом пятне, так и во всей АО.

Отметим, что для всех рассмотренных АО основная часть спектра колебаний сосредоточена преимущественно в диапазоне частот от ~0.05 до 0.4–0.5 мГц. Спектры мощности для обоих типов углов для интервалов времени до и после начала вспышки визуально кажутся различающимися, но сопоставлять их сложно, поэтому в статье их все не приводим. Чтобы надежнее провести сравнение спектров колебаний в разных событиях, были составлены таблицы периодов колебаний в диапазоне минут и часов для всех исследуемых параметров магнитного поля – α_min, 〈α〉, B_max и 〈B〉 (см. рис. 42–45).

Рис. 42.

Выявленные периоды колебаний значений параметра α_min на “спектрах колебаний АО”, исследуемых в работе, где ALL – спектр колебаний α_min на Δt₁ = 12 ч, BFL – для периода Δt₂ = 6 ч до начала ВП, AFL – для периода Δt₂ = = 6 ч (BFL) после начала ВП; ярким цветом закрашены ячейки, соответствующие периодам, значения интенсивности которых на “спектре колебаний АО” превышали 20%.

Напомним, что временное разрешение векторных измерений магнитного поля инструментом SDO/HMI составляет 12 мин, а длина периода наблюдений составила 12 ч, поэтому мы можем говорить только о существовании долгопериодических колебаний от T ~ 15 мин до T ~ 6 ч. На “спектрах колебаний АО” удалось выделить некоторые периоды колебаний T параметров магнитного поля, которые совпадали или были близки для всех рассмотренных АО. Так, начиная с периодов колебаний исследуемых параметров от 15 мин до 1 ч, мы выделили отдельные гармоники на спектрах мощности АО с шагом ~5 мин. Далее, преимущественно, наблюдались периоды в 1.2, 1.5, 2, 2.4, 3, 4 и 6 ч. Для пятен в АО без ВП, как было сказано выше, вместо момента начала вспышки бралась середина интервала наблюдений в 12 ч. Сравнивая рис. 42–45, можно обнаружить, что существуют периоды колебаний параметров магнитного поля, которые наблюдаются преимущественно в АО с ВП, а есть периоды, которые наблюдаются во всех исследуемых АО.

Рис. 43.

То же, что на рис. 42, но для 〈α〉. Обозначения см. в подписи к рис. 42.

Рис. 44.

То же, что на рис. 42, но для B_max. Обозначения см. в подписи к рис. 42.

Рис. 45.

То же, что на рис. 42, но для 〈B〉. Обозначения см. в подписи к рис. 42.

Рассмотрим более подробно рис. 42–45. На рис. 42 показана таблица с закрашенными ячейками, которые отображают выявленные периоды колебаний параметра α_min, наблюдавшихся на “спектрах колебаний АО” для всех отобранных для анализа групп пятен. Справа от таблицы приведена соответствующая информация по АО. Вверху приведены значения выявленных периодов колебания в минутах (м) и часах (ч). Для каждого события в таблице отведено по 3 строки с закрашенными ячейками, где верхняя соответствует периодам колебаний параметра α_min на интервале наблюдений 12 ч, средняя – интервалу наблюдений в 6 ч до начала вспышки, нижняя строка ячеек – интервалу наблюдений в 6 ч после начала вспышки. Закрашенные ячейки соответствуют определенному периоду колебания параметра α_min на “спектре колебаний АО”.

Для АО NOAA 12686, в которой не наблюдалось ВП, за момент начала вспышки принята середина интервала наблюдений в 12 ч. Определять периоды колебаний T параметров магнитного поля для этой АО каждые 6 ч отдельно не представляет физического смысла. Это сделано только для оценки достоверности определяемых Т. Действительно, часть отождествленных периодов Т на “спектрах колебаний АО” NOAA 12686 выявлена на всех временных интервалах наблюдений, в первую очередь, речь идет о Т ~ 1.5 ч и Т ~ 40 мин. Особо следует отметить период Т ~ 6 ч, который не удалось выявить на “спектрах колебаний АО” с ВП.

Для колебаний α_min довольно отчетливо просматривается увеличение вклада меньших периодов (или высоких частот) в АО с быстрым КВМ и мощной вспышкой по сравнению с АО, в которой не наблюдались ВП. Как можно видеть из рис. 43, в АО без ВП для значения параметра α_min наблюдались преимущественно периоды от 1.2 ч и выше, т.е. значения параметра α_min в АО без ВП изменяются на бóльших временных масштабах. Солнечные пятна в таких АО можно отнести к более “стабильным”, чем пятна в АО, где наблюдались мощная вспышка и начальный этап формирования КВМ. Следует отметить также, что для АО с отождествленным местом-источником формирования КВМ выявлены периоды Т ~ 2.4 ч и Т ~ 45 мин, которые не отождествляются для АО без ВП и АО с источником мощной вспышки, тогда как периоды Т ~ 40 ч и Т от ~1 до 1.5 ч наблюдаются на “спектрах колебаний АО” для всех анализируемых групп пятен. Можно считать, что силовые линии поля и/или ось магнитной трубки, выходящей из пятна, испытывает колебания угла наклона по отношению к положительной нормали к поверхности Солнца. Кроме этого, характер колебаний оси магнитной трубки в этом случае зависит от вида активного процесса, наблюдающего в исследуемой группе пятен: чем выше рентгеновский балл вспышки и скорость сформировавшегося КВМ, тем больше частота колебаний α_min.

Для параметра колебаний 〈α〉 такая особенность на “спектрах колебаний АО”, как для α_min, не наблюдается (см. таблицу на рис. 43). Выявлены и существенные отличия, например, присутствие в колебаниях параметра 〈α〉 длинных периодов от 1 ч до 6 ч, которые наблюдаются не только для всего расчетного промежутка 12 ч, но, преимущественно, и на промежутке времени до начала вспышки. Период T = 6 ч выявлен только для событий с мощными солнечными вспышками. Однако как для параметра α_min, так и для 〈α〉, можно видеть, что характер их поведения различен, если сравнивать разные события или, если сравнивать “спектры колебаний АО” на интервалах наблюдений до и после вспышки. Но, как и для параметра α_min, спектр мощности колебаний 〈α〉 может меняться после начала солнечной вспышки.

Поскольку параметр 〈α〉 демонстрирует разброс углов наклона силовых линий магнитного поля в тени пятна, то, как уже было сказано выше, можно отождествить этот параметр с поперечным сечением магнитной трубки с основанием в пятне. Тогда полученные результаты по колебаниям параметра 〈α〉 следует интерпретировать как сменяющие друг друга фазы расширения и сжатия магнитной трубки, выходящей из тени пятен. Другими словами, кроме периодически изменяющихся углов наклона оси магнитной трубки относительно положительной нормали к поверхности Солнца n, наблюдаются периодические изменения сечения магнитной трубки, связывающей тени пятен. Как было показано в п. 5.2, очень редки случаи, когда параметры α_min и 〈α〉 изменяются в противофазе, чаще наблюдается обратный эффект. Например, когда α_min увеличивается, то силовые линии поля как бы “прижимаются” к солнечной поверхности, при этом увеличивается значение 〈α〉, т.е. увеличивается отклонение силовых линий магнитного поля относительно оси магнитной трубки. А когда магнитное поле более радиально по своей структуре в АО, то и поперечное сечение магнитной трубки становится меньше.

Такие характеристики магнитного поля, как B_max и 〈B〉, также подвержены влиянию ВП и характер колебаний значений этих параметров, так же, как и для α_min и 〈α〉, зависит от вида ВП. Однако их отклик на взрывной процесс в среднем более слабый, чем отклик α_min и 〈α〉, но нередко характер изменения B_max и 〈B〉 после начала вспышки также существенно отличается от поведения α_min и 〈α〉. Это иллюстрируют рис. 44 и рис. 45.

На рис. 45 приведена таблица с выявленными периодами колебаний для параметра B_max на “спектрах колебаний АО”, отобранных нами для анализа. На первый взгляд характер колебаний близок к тому, что мы наблюдали для α_min и 〈α〉, однако особо выделяется событие с мощной вспышкой X1.6 в 14:02 UT в АО NOAA 12192, где было выявлено самое большое число периодов колебаний B_max от 6 ч до периодов Т в несколько десятков минут и меньше. В то время, как параметр α_min реагирует на выделение энергии в АО с мощной вспышкой и быстрым КВМ, параметр B_max по характеру колебаний оказался более “чувствительным” к мощным взрывным процессам без формирования КВМ. Получается, что при мощных солнечных вспышках (рентгеновский балл М и Х) изменения B_max наблюдаются на меньших временных масштабах, чем в АО без ВП, где преимущественно наблюдаются периоды 1 ч и выше. Периоды T < 45 мин хоть и присутствуют на “спектрах колебаний АО” без ВП, но соответствующие им частоты имеют меньшую интенсивность (см. графики на рис. 41а,б), чем для АО с источником мощной рентгеновской вспышки. Возможно, колебания параметра B_max могут быть полезны как дополнительный критерий для оценки вероятности прогноза мощных солнечных вспышек в группах пятен.

В завершение рассмотрим “спектры колебаний АО” для средних значений поля в пределах тени пятна – 〈B〉. Как и для параметра B_max, большее число периодов колебаний 〈B〉 выявлено для события с мощной солнечной вспышкой без формирования КВМ. Однако необходимо отметить и отличия: для АО без ВП и ВО с источником медленного КВМ и слабой вспышкой C2.2 значения парамера 〈B〉 изменяются преимущественно на бóльших временных масштабах, чем для событий с мощными ВП. Возможно, этот факт можно использовать для прогноза и отождествления групп пятен с областями-источниками медленных КВМ, к которым по результатам современных наблюдений относят и так называемые КВМ типа “стелс” (например, в работе [99] обсуждаются изменения поведения со временем величины магнитного поля в тени солнечных пятен в АО с областью источником стелс-КВМ).

Из представленных выше результатов можно сделать важный вывод: изменение со временем параметров магнитного поля α_min, α_mean, B_max и B_mean в тени пятна носит колебательный характер и зависит от вида активности и свойств ВП, наблюдаемых в группах пятен. Спектр мощности колебаний параметров поля содержит долгопериодические составляющие с периодами от десятка минут до 4−6 ч. Кроме этого, следует отметить, что спектры мощности колебаний параметров магнитного поля различаются в отдельных пятнах, а характер этих колебаний различен, если рассматривать отдельно периоды наблюдений до и после начала солнечной вспышки. В АО без ВП значения исследуемых параметров магнитного поля изменяются, преимущественно, на больших временных масштабах от 1 ч и выше. В то время как в АО с различными ВП на спектрах мощности колебаний параметров α_min, α_mean, B_max и B_mean были выявлены длиннопериодические колебания Т < 1 ч.