Цикл солнечной активности в потоках солнечного ветра Н.А.Лотова, К.В.Владимирский, В.Н.Обридко ИЗМИРАН

РАССМАТРИВАЕМЫЕ ВОПРОСЫ 1.Методы изучения солнечного ветра вблизи Солнца. 2.Корреляционные диаграммы структуры потока: Источники и типы потоков (таблицы). 4.Физический критерий в распознавании границ эпохи в солнечном цикле. 5.Результаты отождествления эпох солнечного цикла: - по числам Вольфа Rz; - по корреляционным диаграммам R in =F(|B R |). 6. Заключение.

В анализе использованы три группы независимых экспериментальных данных: радиоастрономические наблюдения рассеяния радиоволн на околосолнечной плазме, по экспериментам на крупных радиотелескопах РАН, ФИАН, г. Пущино; напряженность и конфигурация магнитного поля в солнечной короне, вычисленные по зеемановским наблюдениям на поверхности Солнца в Солнечной обсерватории Дж.Вилкокса, Стенфордский университет, США; изображения белой короны Солнца, полученные на коронографе LASCO KA SOHO

Исследование процессов формирования потоков солнечного ветра основано на использовании двух новых методов, разработанных в последние годы: Локализация в околосолнечном пространстве границ переходной, трансзвуковой области солнечного ветра, R in, Rout, по данным экспериментов массового зондирования околосолнечной плазмы. Знание пространственного расположения границ R in, R out позволяет визуализовать струйную структуру потока в труднодоступной для изучения, близкой к Солнцу области: R 10–40 Rs. Метод корреляционного анализа структуры потоков и их источников в солнечной короне. В результате этого в солнечном ветре удается различить потоки различного типа.

Примеры радиальной зависимости рассеяния радиоволн по данным наблюдений различных источников в 2007 г. 2 (R) R/Rs 3C2, O; 3C5, 3C154, O; 3C133, 3C144 R/Rs 2 (R) 3C275, O; 3C279, 3C228, O Источники

Метод корреляционного анализа структуры потоков и их источников в солнечной короне Диагностика потоков солнечного ветра основана на изучении корреляционной диаграммы зависимости расположения внутренней границы переходной области солнечного ветра R in от напряженности магнитного поля на поверхности источника |B R |, R=2.5R S : R in =F(|B R |).

Корреляционная диаграмма зависимости границы R in от напряженности магнитного поля в короне B R, данные гг.

Корреляционные диаграммы зависимости R in от напряженности магнитного поля B R в период гг. 2007

Таблица 1. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), г. зона между стримером и темной областью или очень слабый стример замкнутые, очень низкие петли или слабый стример слабое магнитное поле некоррелирован- ная компонента, наиболее мед- ленные потоки 6 o окрестность стримера смешаннаяслабое и среднее магнитное поле медленный поток5 стримерывысокие петлислабое магнитное поле медленный поток4 Δ локальные КД или окрестность КД, или между двумя лепестками стримера открытые силовые линии слабое магнитное поле быстрый поток3 слабое диффузное свечение низкие петли в очень сильном магнитном поле сильное магнитное поле быстрый поток2 крупные КД или полярные КД открытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Таблица 2. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), 2003 г. зона между стримером и темной областью замкнутые низкие петли в слабом магнитном поле или слабый стример слабое магнитное поле наиболее мед- ленные потоки, некоррелирован- ная компонента 6 o окрестность стримера смешаннаяслабое и среднее магнитное поле медленный поток5 стримерызамкнутые высокие петли слабое магнитное поле медленный поток4 слабое диффузное свечение замкнутые низкие петли в очень сильном магнитном поле сильное магнитное поле быстрый поток3 Δ окрестность КДоткрытые силовые линии слабое магнитное поле быстрый поток2 открытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Таблица 3. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), 2004 г. o слабое диффузное свечение смешаннаяслабое магнитное поле медленный поток4 стримеры или слабое диффузное свечение замкнутые силовые линии, низкие петли слабое магнитное поле медленный поток3 Δ слабое диффузное свечение: одиноч- ные КД или вблизи стримера открытые силовые линии в слабом магнитном поле слабое магнитное поле быстрый поток2 крупные КДоткрытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Таблица 4. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), 2005 г. между стримером и экваториальной КД высокие петли магнитного поля сильное магнитное поле наиболее мед- ленные потоки 6 0 смесь петельных структур разного масштаба окрестность стримера петли разной высоты, в том числе высокие магнитное поле средней величины медленный поток5 o между стримером и экваториальной КД петли магнитного поля более высокие слабое магнитное поле медленный поток4 окрестность стримера петли невысокие или смешанная структура магнит- ного поля слабое магнитное поле медленный поток3 Δ вблизи нулевой линии стримера открытые силовые линии очень слабое магнитное поле быстрый поток2 полярные корональные дыры открытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Таблица 5. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), 2006 г. петля от нейтральной линии до экватора КД вытянутая петля магнитного поля среднее магнитное поле медленный поток5 o между стримером и КД более высокие петли магнитного поля слабое магнитное поле медленный поток4 окрестность стримера или между стримером и экваториальной КД петли или смешанная структура магнитного поля магнитное поле слабое или среднее медленный поток3 Δ окрестность нулевой линии, возможно в разрыве между токовыми слоями открытые силовые линии очень слабое магнитное поле очень быстрый поток 2 полярные КД или их периферия открытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Таблица 6. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм R in = F(|B R |), 2007 г. o окрестность стримера: темная область смешаннаяслабое и среднее магнитное поле медленный поток4 стримеры высокие петли слабое магнитное поле медленный поток3 КД вблизи экватораоткрытые силовые линии слабое и среднее магнитное поле быстрый поток2 полярные КДоткрытые силовые линии сильное магнитное поле быстрый поток1 Обозначе- ния Структура белой короны Структура магнитного поля Напряженность магнитного поля |B R | Тип потока

Эволюция потоков, связанных со стримерами, в ходе солнечного цикла Зависимость общей интенсивности глобального магнитного поля I Br (черная кривая) и относительного числа солнечных пятен R Z (синяя кривая) от времени. Видно, что максимумы IBr и R Z не совпадают. Эволюция потоков солнечного вера определяется крупномасштабным магнитным полем

Корреляционные диаграммы периода гг. Совокупность корреляционных диаграмм иллюстрирует ход эволюции потоков в цикле солнечной активности. Эпоха максимума солнечной активности гг. Структура потока по сравнению с предыдущим периодом усложняется. Возникает ранее неизвестная некоррелированная компонента, у которой корреляционная взаимосвязь R in =F(|B R |) вообще отсутствует. Резко возрастает наклон компоненты у стримеров. Эпоха спада солнечной активности гг. Исчезает некоррелированная компонента потока. Наклон компоненты стримеров убывает. Структура потока остается сложной. Возникают две новые, ранее неизвестные компоненты. Одна из них имеет необычный вид: корреляционная связь R in =F(|B R |) возрастает при усилении магнитного поля |B R |. Это означает, что скорость потока убывает при усилении напряженности магнитного поля. Начало эпохи солнечного минимума гг. Связано с весьма значительным упрощением структуры потока. Вместо наблюдавшейся в 2005 г. структуры с 6 компонентами, в солнечном ветре остается только 3.

Заключение Новые методы изучения солнечного ветра позволили значительно расширить представления о структуре потоков. Вместо прежних характеристик: быстрой и медленной компонент потока, в солнечном ветре установлено существование потоков 10 различных типов. Тип потока определяется структурой магнитного поля в источнике – в солнечной короне. В цикле солнечной активности происходят существенные изменения в соотношении солнечных магнитных полей разных масштабов. Эти изменения формируют эволюцию общей интенсивности глобального магнитного поля I Br (t), которая отличается от зависимости Rz(t) – чисел Вольфа, полученной по данным лишь об одной его компоненте. Установлен физический критерий, определяющий временные интервалы эпох в солнечном цикле. Этот каритерий связан с моментами фундаментальной перестройки корреляционной диаграммы R in =F(|B R |), когда в корреляционной диаграмме исчезают потоки предыдущей эпохи, а им на смену приходят потоки нового типа. Последовательность корреляционных диаграмм R in =F(|B R |), полученных в период гг., позволяет определить годы перестройки корреляционных диаграмм: 2000, 2004, 2006 гг. и интервалы эпох 23-го солнечного цикла: - эпоха максимума: гг. - эпоха спада: гг. -начало эпохи минимума 2006 г.

Цикл солнечной активности в потоках солнечного ветра Н.А.Лотова, К.В.Владимирский, В.Н.Обридко ИЗМИРАН РАССМАТРИВАЕМЫЕ ВОПРОСЫ Метод корреляционного анализа структуры потоков и их источников в солнечной короне Корреляционная диаграмма зависимости границы Rin от напряженности магнитного поля в короне BR, данные гг. вставить Корреляционные диаграммы зависимости Rin от напряженности магнитного поля BR в период гг. Таблица 1. Структура потоков солнечного ветра по данным корреляционных диаграмм Rin= F(|BR|), г. Заключение