Космические исследования, 2022, T. 60, № 5, стр. 377-383

1. ВВЕДЕНИЕ

Квазидвухлетние вариации различных проявлений солнечной активности (СА), параметров межпланетной среды и галактических космических лучей (ГКЛ) изучались на протяжении многих десятилетий [1, 2]. Это исследование является продолжением работ [1, 2], и здесь фазы квазидвухлетних вариаций (КДВ) анализируются за период 5 циклов солнечной активности. Квазидвухлетние вариации выделяются математическим избирательным фильтром, описанным в [1, 2]. Интерес к поведению фаз во времени связан с тем, что в работе [3] было проведено исследование квазипериодичностей в 5 циклах СА как в потоках КЛ, так и в параметрах солнечной активности и межпланетной среды. Были выявлены устойчивые сдвиги спектральных линий в сочетаниях четный-нечетный циклов СА (20–21 и 22–23). Квазидвухлетняя периодичность в четных и нечетных циклах различается по длительности примерно на 2 месяца. Это интерпретировалось как проявление 22-летнего цикла в длительности периодичностей, особенно ярко выраженной в квазидвухлетней вариации.

Поскольку в данной работе делается вывод о долготной стабильности областей на Солнце, ответственных за квазидвухлетнюю вариацию, то рассмотрим современные представления в этом направлении.

В работе [4] проведен анализ данных групп солнечных пятен за последние 120 лет и показано, что солнечные пятна как в северном, так и в южном полушариях образуются предпочтительно на двух постоянных активных долготах, разделенных на 180°. При этом в системе отсчета Кэррингтона активные долготы непрерывно мигрируют по фазе относительно меридиана Кэррингтона с переменной скоростью. Тем не менее, они остаются квазижесткой структурой. Авторы считают, что миграция активных долгот определяется изменениями средней широты солнечных пятен и дифференциального вращения. Две активные долготы периодически чередуются.

В работе [5] по данным о солнечных пятнах Гринвичской обсерватории за 1879–2003 гг. (12–23-й циклы) выделены четыре активные долготы, соответствующие в среднем кэррингтоновским долготам ~0°, ~90°, ~180°, ~270°. В течение всего времени жизни зоны интенсивного пятнообразования вращаются как твердотельные образования, что свидетельствует о том, что их источник лежит в основании конвективной зоны. При этом, как правило, одновременно наблюдается лишь пара антиподальных активных долгот, отстоящих друг от друга на ~180° (на гелиодолготах ~90° и ~270° или ~180° и ~0°), хотя в течение некоторого времени могут одновременно существовать и 3 или очень редко даже все четыре активные долготы. В каждом из четырех секторов активных долгот выявлены квазидвухлетние вариации со средними периодами ~30 оборотов (~2.4 года), изменяющимися во времени в интервале от 20 до 40 оборотов (от ~1.5 до 3 лет).

В работе [6] было изучено долготное распределение наиболее активных зон пятен на фотосфере по данным о солнечных пятнах за 12 солнечных циклов (циклы 12–23) отдельно для северного и южного полушарий и всей солнечной сферы. При анализе долготновременных гистограмм было выявлено шесть активных долгот (>0°, ~90°, ~135°, ~180°, ~270° и <360°), из которых три (~90°, ~180° и ~270°) наблюдаются наиболее часто для всего проанализированного набора данных. Время жизни и долготный разброс активных долгот пятен составляют 3–5 оборотов Кэррингтона и 20°–30° долготы Кэррингтона соответственно. Обнаружено, что активные долготы солнечных пятен следуют определенной долготной схеме в течение эволюции 11-летнего солнечного цикла. В начале солнечного цикла они появляются в основном вокруг двух долгот ~0 градусов и ~270° в широтном поясе 30°–40°, но в солнечном цикле они имеют тенденцию быть устойчивыми вокруг двух долгот ~90° и ~270°, которые являются антиподальными.

В работе [7] рассмотрен вопрос о существовании на Солнце “активных долгот” и их связи с крупномасштабным полем Солнца и фоновыми полями. Были исследованы наблюдения площадей активных областей пятен по Гринвичским наблюдениям с 1874 г., крупномасштабных магнитных полей с 1976 г. и фоновых полей с 1996 г. Авторы показали существование активных долгот, вращающихся с кэррингтоновским периодом и существующих 15–20 оборотов. При этом активные долготы для групп с большими площадями выражены гораздо более четко. Показано, что глобальный солнечный диполь вращается со скоростью несколько более быстрой, чем кэрринготоновская система (средний оборот 27.1621 дня, то есть на 0.1132 дня меньше, чем кэррингтоновский период). Показано, что фоновое магнитное поле меняется с долготой. Долготные изменения слабого и сильного магнитного поля коррелируют, при этом “долготная картинка” не сохраняется во времени.

В работах [8–10] был проведен обширный объем исследований по проблеме активных долгот. С использованием Гринвичских данных о ежедневных значениях площадей солнечных пятен за 1879–2004 гг. (12–23 циклы) был введен новый индекс солнечной активности S_CR, который рассчитывался для каждой группы солнечных пятен суммированием ежедневных значений их площадей за кэррингтоновский оборот. Кэррингтоновская долгота каждой группы пятен в данном обороте фиксировалась для того дня, когда ее площадь была наибольшей. Выявлены активные долготы как в северном, так и южном полушариях Солнца и показано, что зоны активных долгот состоят из набора отдельных зон формирования пятен. При этом установлено, что наиболее мощные и долгоживущие проявления активности довольно устойчивы и вращаются жестко с кэррингтоновским периодом T = 27.3 дней. Ширина зон пятнообразования по гелиодолготе составляет ~20°–30° и в течение всего времени жизни меняется незначительно. В зонах активных долгот изучались квазидвухлетние вариации с помощью спектрально-временного анализа последовательностей S_CR, рассчитанных для каждого из секторов активных долгот северной и южной полусферы. Автор показал, что квазидвухлетние вариации S_CR представляют собой на самом деле набор из нескольких вариаций с дискретными периодами в диапазоне от 8 до 38 оборотов (0.6–0.9, 1.05–1.35, 1.5–2.0, 2.1–2.6 лет). Несмотря на неустойчивость локализации зон активных долгот на таком большом интервале времени, хорошо заметна 4-х зональная структура в распределении S_CR по гелиодолготе, соответствующая 4-м интервалам гелиодолгот: 60°–140°, 140°–240°, 240°–340° и интервале от 340° одного оборота до 60° последующего.

В этой статье был использован обширный материал за 1958–2020 гг.: среднемесячные значения интенсивности ГКЛ в стратосфере (Мурманск, на рис. 1 обозначен как МУР, остаточное давление 50 г см^–2, данные Долгопрудненской научной станции Физического института Российской академии наук (ФИАН)) [11]; данные о нейтронной компоненте (Москва, на рис. 1 как МОСНМ) (http://www.wdcb.ru/stp/data/cosmic.ray/Neutron- Monitors (monthly_values)); интенсивность среднего магнитного поля Солнца как звезды (модуль, |СМП|, 1969-2020) и углы наклона гелиосферного токового слоя (ψ) (http://wso.stanford.edu); интенсивность межпланетного магнитного поля (ММП, |H|, 1965-2020); геомагнитная активность (Ap-индекс) (https://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html).

Рис. 1.

Частотные спектры квазидвухлетних волн. Пунктир – уровни 95 и 99% значимости.

2. АНАЛИЗ ДАННЫХ

Анализ проводился следующим образом. Квазидвухлетние вариации, полученные после фильтрации (на рис. 2–7 являются средними панелями), обрабатывались спектральным анализом для определения наибольшей спектральной составляющей по амплитуде. На рис. 1 показаны эти спектры. Эти спектры представляют собой сложный набор спектральных компонент.

Рис. 2.

Для данных по потокам космических лучей в стратосфере (Мурманск). Средняя панель – квазидвухлетняя вариация, выделенная математическим избирательным фильтром. Нижняя панель – спектральная составляющая с максимальной амплитудой из спектра этой вариации (1.7 года, базовая синусоида). Верхняя панель – фазовые сдвиги между КДВ и базовой синусоидой (положительные значения – КДВ опережает, отрицательные – отстает).

На рис. 2–7 показаны КДВ различных используемых данных и спектральная составляющая для них с максимальной амплитудой (квазидвухлетний период около 1.7 года (20.5 месяцев), расположена под графиком соответствующей КДВ, на рис. 2–7 нижняя панель). Эта спектральная составляющая (синусоида) далее рассматривалась как базовая. Относительно этой основной синусоиды были рассчитаны фазовые сдвиги максимумов амплитуд квазидвухлетних вариаций.

Рис. 3.

То же, что и на рис. 2, но для данных о нейтронной компоненте космических лучей в Москве.

Рис. 4.

То же, что и на рис. 2, но для данных об Ap-индексе.

Рис. 5.

Как и на рис. 2, но для данных о среднем магнитном поле Солнца.

Рис. 6.

То же, что и на рис. 2, но для данных о межпланетном магнитном поле.

Рис. 7.

То же, что и на рис. 2, но для данных о наклоне гелиосферного токового слоя.

Необходимо сравнивать фазы этих синусоид с фазами параметров КДВ на тех временных интервалах, где амплитуды КДВ превышают 1/4 максимальной амплитуды, т.е., где КДВ однозначно идентифицируется надежно. Фазовые сдвиги показаны в табл. 1.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Из таблицы видно, что для всех используемых данных фазы квазидвухлетних вариаций сохраняются в течение многих десятилетий с незначительными отклонениями. Это указывает на долготную устойчивость областей Солнца, ответственных за квазидвухлетнюю вариацию.

Наше исследование квазипериодичностей [3] в потоках КЛ за пять циклов СА, а также в параметрах солнечной активности и межпланетной среды позволило выделить устойчивые сдвиги спектральных линий в частотных спектрах (в частности, для квазидвухлетних вариаций) в четно-нечетных комбинациях циклов СА (20–21 и 22–23). Несомненно, этот эффект отражается в фазовых сдвигах квазидвухлетних вариаций.

В работах [1–3] показана хорошая связь КДВ КЛ со средним магнитным полем Солнца (в работах [12–15] СМП называют общим магнитным полем Солнца). В СМП, как видно из рис. 5, хорошо проявляется КДВ. Хорошо известно, что СМП определяется крупномасштабными полями (КМП) Солнца. Как показано в работах [12–15] основной вклад в СМП вносят КМП. Вклад активных областей с сильными полями незначителен из-за малой площади по сравнению с невозмущенными областями.

Крупномасштабные поля и секторная структура солнечных магнитных полей определяют структуру и динамику активных долгот [8, 9]. Активные области концентрируются к границам секторной структуры магнитных полей на Солнце и тем сильнее, чем более мощные явления рассматриваются [16]. Наиболее яркие явления происходят в области активных долгот, и это должно приводить к тому, что нейтральная линия крупномасштабного магнитного поля Солнца проходит по активным долготам на поверхности Солнца [8, 9]. Квазидвухлетние вариации проявляются в зонах активных долгот.

В [10] проведен спектрально-временной анализ для каждого из секторов активных долгот и построены СВАН-диаграммы. Для этого использовался индекс S_CR, который рассчитывался для каждой группы солнечных пятен суммированием ежедневных значений их площади за кэррингтоновский оборот. Показано, что КДВ представляют собой набор из нескольких вариаций с дискретными периодами в диапазоне 0.6–2.6 лет.

Также в [10] проведен автокорреляционный анализ данных для каждого из 4-х секторов активных долгот. Анализ показал, что в каждом секторе активных долгот присутствует вариация с периодом около 2.4 года. Также проведен кросскорреляционный анализ каждой из 2-х пар антиподальных долгот. Отмечается, что в течение значительной части времени сдвиг коэффициента кросскорреляции пар активных долго близок к нулю, что свидетельствует о том, что вариации происходят в фазе.

По современным представлениям [5] в нижней части конвективной зоны в переходном слое между конвективной и лучистой зоной, в так называемом тахоклине, действует глубинное динамо, которое создаeт глобальное магнитное поле, которое всплывая, определяет всю структуру поля на поверхности.

В работах [17, 18] также показано, что появление нового магнитного потока на поверхности Солнца вызвано всплытием из глубины конвективной зоны не только сильных магнитных полей в активных областях, но и более слабых полей на больших площадях.

Поскольку КДВ проявляют стабильность фаз (и долготную устойчивость областей Солнца, ответственных за квазидвухлетнюю вариацию) в течение нескольких циклов СА, как показано в данной работе, это приводит к заключению, что КДВ обусловлены глубинными процессами в основании конвективной зоны Солнца, т.е. в тахоклине, где вращение происходит твердотельно.