Различные режимы всплытия активных областей на Солнце

Аннотация

Мы исследовали режим всплытия 14-ти активных областей (АО). Для 12-ти АО использованы данные о продольной составляющей магнитного поля, полученные с помощью Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту космической станции Solar Dynamic Observatory (SDO). Для остальных АО, использовались данные Michelson Doppler Imager (MDI), полученные спутником Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Все АО всплывали на видимой стороне солнечного диска. Мы вычисляли производную по времени, R(t), от суммарного беззнакового магнитного потока АО, т. е. скорость всплытия. Показано, что режим всплытия не универсален: в каждой АО имеет место свой процесс всплытия с уникальным временным профилем функции R(t). При этом можно идентифицировать два основных типа всплытия. Первый тип – регулярное всплытие с квази-постоянным поведением производной потока в течение
1–3 дней и довольно низкой средней за это время величиной производной: <R(t)> = 0.57±0.22 • 1022 максвелл в день. Второй тип можно описать как ускоренное всплытие, характеризующееся длинным (более одного дня) интервалом быстрого нарастания производной до довольно больших величин порядка 0.92±0.29 • 1022 максвелл в день. После этого интервала следует короткий (порядка трети суток) интервал с постоянной производной, сменяющийся монотонным уменьшением функции R(t). Первый тип событий можно ассоциировать со всплытием магнитных трубок с квазипостоянным потоком, который проходит через фотосферу с квази-постоянной скоростью подъема. Такие события можно объяснить действием глобального динамо, генерирующего тороидальные трубки глубоко в конвективной зоне. События второго типа можно интерпретировать как свидетельство работы подфотосферного турбулентного динамо, генерирующего дополнительный поток (за счет турбулентных движений плазмы) по мере всплытия трубки.