Sankt-Peterburg, Russian Federation
This paper considers a longitude distribution of sunspot groups over 1982–2013, using data from the National Geophysical Data Center (Boulder, USA). The space-time distribution of sunspot groups is analyzed in coordinate sectors calculated from heliographic longitudes of the groups. A longitude extent of a coordinate sector is compared to the average size of one active region (30–40°). Then, in each coordinate sector, evolutionary activity of sunspot groups is summarized according to Malde classification indices throughout the observation period. The longitude distribution of large sunspot groups made in such a way does not reveal anticorrelation between Northern and Southern hemispheres in sunspot cycle 23.
sunspot cycle, active longitudes, classification values after Malde, coordinate sector, postdictors of active regions
ВВЕДЕНИЕ
Проблеме долготной неоднородности в распределении солнечной активности (СА) по поверхности Солнца с конца XIX столетия, после обнаружения этого явления [Wolfer, 1897], посвящено большое количество работ. Систематические исследования явления длительного превышения активности в отдельных долготных интервалах, названного активными долготами, с 1960-х гг. проводились в Пулковской обсерватории [Витинский, 1960; 1971]. Согласно определению Ю.И. Витинского, долготный интервал на Солнце, в котором в течение продолжительного времени (несколько лет) СА существенно выше, чем в других долготных интервалах, называется активной долготой. Ансамбль солнечных пятен, составляющих активную долготу, характеризуется свойствами, которые могут быть отличны от свойств отдельных пятен. Так, скорость вращения активных долгот близка к кэррингтоновской, в то время как скорость вращения отдельных пятен подчиняется закону дифференциального вращения. Исследования [Иванов, 1986; Плюснина, 1992; Ерофеев, 1997] показали, что большинство солнечных пятен на протяжении 11-летнего цикла сосредоточено внутри образований, вращающихся с периодами, близкими 27 и 28 сут.
Скорость вращения активных долгот в настоящее время является предметом дискуссии. В работе [Кичатинов, Олемской, 2005] утверждается, что для 12-17 циклов (1880-1944 гг.) единственной выделенной с достаточной долей достоверности активной долготой был интервал с ансамблем пятен, расположенным в северном полушарии в нечетных циклах СА. Период вращения этих активных долгот был несколько выше 28 сут. В работе [Плюснина, 2003] на основании традиционного определения активных долгот и более чем 150-летнего ряда наблюдений солнечных пятен было показано, что последовательность всплесков активности, наблюдаемых в каждом солнечном цикле, обнаруживает период вращения, близкий кэррингтоновскому. Пространственно эти всплески активности расположены внутри образований, показывающих вращение с периодами, близкими 27 и 28 сут. Качественно они представляют собой наиболее мощные всплески активности мод вращения солнечных пятен с периодами ~27-28 сут.
Время жизни активных долгот, как было отмечено выше, может достигать времени нескольких солнечных циклов. В качестве минимального интервала, необходимого для выделения активных долгот, целесообразно выбирать продолжительность цикла СА не менее 5-6 лет. Наиболее развитой в настоящее время теорией объяснения СА с присущими ей свойствами 11-летней цикличности и изменения широты зоны пятнообразования на протяжении цикла является теория солнечного динамо. Традиционные осесимметричные приближения динамо-теории не объясняют долготной анизотропии в распределении солнечных пятен. Явление активных долгот обнаружено и на других звездах солнечного типа [Jetsu, 1996]. Как и на Солнце, активные долготы на звездах часто бывают разнесены примерно на 180°. Иногда наблюдаются переключения мощности с одной долготы на другую. Это явление, обнаруженное на звездах, было названо «флип-флоп».
Для объяснения активных долгот привлекают понятие реликтового магнитного поля Солнца, вмороженного в лучистое ядро и проникающего в конвективную зону. Впервые на возможность существования на Солнце реликтового поля было указано в статье [Cowling, 1945]. Отмечалось, что время омического затухания крупномасштабного поля лучистой зоны сравнимо с возрастом Солнца. Наиболее крупномасштабная составляющая этого поля должна сохраниться до наших дней. Такие представления получили развитие в работах [Benevolenskaya et al., 1999; Kitchatinov et al., 2001]. Согласно [Kitchatinov et al., 2001], реликтовое магнитное поле — результат действия первичного динамо-механизма — было захвачено из окружающей конвективной оболочки формирующимся лучистым ядром Солнца на ранних стадиях его эволюции. Реликтовое поле неосесимметрично, содержит значительную полоидальную компоненту, а его напряженность составляет десятые доли гаусс. В течение 11-летнего цикла СА реликтовое поле складывается с магнитным полем, которое генерируется солнечным динамо. В результате смены полярностей магнитного поля от цикла к циклу по закону Хейла результирующее полоидальное поле может усиливаться или ослабляться. В соответствии с этим генерируется разное по величине тороидальное поле и амплитуды следующих друг за другом 11-летних циклов чередуются по высоте [Мордвинов, Плюснина, 2001].
В работе анализируется долготное распределение групп солнечных пятен на основе наблюдательной программы Национального центра геофизических данных (NGDC, Боулдер, США). Показано различие в долготном распределении групп в зависимости от размеров пятен, составляющих эти группы. Всестороннее изучение долготной неоднородности на Солнце является задачей, актуальной с точки зрения прогноза геоэффективности солнечных процессов.
1. Astaf’eva N.M. Wavelet analysis: Theory grounds and examples of applications. Uspekhi fizicheskikh nauk. [Physics-Uspekhi (Advances in Physical Sciences)]. 1996, vol. 166, iss. 11, pp. 1145-1170 (in Russian).
2. Benevolenskaya E.E., Hoeksema J.T., Kosovichev A.G., Scherrer P.H. The interaction of new and old magnetic fluxes at the beginning of solar cycle 23. The Astrophys. J. 1999, vol. 517, iss. 2, pp. 163-166. DOI:https://doi.org/10.1086/312046.
3. Cowling T.G. On the Sun´s general magnetic field. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1945, vol. 105, p. 166. DOI:https://doi.org/10.1093/mnras/105.3.166.
4. Erofeev D.V. The relationship between kinematics and spatial structure of the large-scale solar magnetic field. Solar Phys. 1997, vol. 175, iss. 1, pp. 45-58. DOI: 10.1023/ A:1004981317538.
5. Ivanov E.V. On space-time distribution of faculae and sunspots. Solnechnye dannye. Byul. [Solar Data Bulletin] 1986, no. 7, p. 61 (in Russian).
6. Jetsu L., Pohjolainen S., Pelt J., Tuominen I. Is the longitudinal distribution of solar flares nonuniform? Astron. Astrophys. 1996, vol. 318, pp. 293-307.
7. Kitchatinov L.L., Olemskoi S.V. Active longitudes of the sun: the rotation period and statistical significance. Pis’ma v Astronomicheskii Zhurnal [Astron. Lett.]. 2005, vol. 31, iss. 4, pp. 280-284. DOI:https://doi.org/10.1134/1. 1896072 (in Russian).
8. Kitchatinov L.L., Jardine M., Collier Cameron A. Pre-main sequence dynamos and relic magnetic fields of solar-type stars. Astron. Astrophys. 2001, vol. 374, pp. 250-258. DOI: 10.1051/ 0004-6361:20010729.
9. Malde K.I. „Klassifikationswerte“, eine neue Messung der Sonnenaktivitat? Sonne. Jahrg. 9. 1985, no. 36, pp. 159-163.
10. Mordvinov A.V., Plyusnina L.A. Cyclic changes in solar rotation inferred from temporal changes in the mean magnetic field. Solar Phys. 2000, vol. 197, iss. 1, pp. 1-9. DOI:https://doi.org/10.1023/A:1026559227059.
11. Mordvinov A.V., Plyusnina L.A. Coherent structures in the dynamics of the large-scale solar magnetic field. Astronomicheskii Zhurnal [Astron. Rep.]. 2001, vol. 45, iss. 8, pp. 652-658. DOI: 10.1134/ 1.1388930 (in Russian).
12. Plyusnina L.A. Two-level structure of elements of the Sun’s large-scale magnetic field rotation. Issledovaniya po geomagnetizmu, aeronomii i fizike Solntsa [Res. on Geomagnetism, Aeronomy and Solar Physics]. Novosibirsk: Nauka.1992, vol. 99, pp. 138-144 (in Russian).
13. Plyusnina L.A. Climatic and ecological aspects of solar activity. Trudy VII Pulkovskoi mezhdunarodnoi konferentsii po fizike Solntsa [Proc. VII Pulkovo International Conference on Solar Physics]. Saint Petersburg, 2003, p. 353 (in Russian).
14. Rybak, A.L. The Malde classification index and long-term changes in average sunspots features. Geomagnetism and Aeronomy. 2015, vol. 55, iss. 7. pp. 884-886. DOI:https://doi.org/10.1134/S00 16793215070208.
15. Vitinskii Yu.I. On the peculiarities in longitudinal distribution of solar activity. Izvestiya GAO RAN [Trans. of the Pulkovo Observatory of RAS]. 1960, no. 163, pp. 96-105 (in Russian).
16. Vitinskii Yu.I. Solar activity morphology. Moscow, Nauka Publ., 1966, p. 199 (in Russian).
17. Vitinskii, Yu. I. Centers of activity and their active longitudes. Izvestiia GAO RAN [Trans. of the Pulkovo Observatory of RAS]. 1971, no. 189-190. pp. 10-22 (in Russian).
18. Wolfer A. Publ. Sternv. Eidg. Polytechn. Zurich, 1897, vol. 1, p. 1.
19. URL: ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUN-SPOT_REGIONS (accessed April 5, 2016).
