Закономерности роста фоновых магнитных полей Солнца

Аннотация

Работа посвящена исследованию цикличности широтного распределения скорости роста и убывания суммарных магнитных потоков слабых магнитных полей. В качестве наблюдательного материала использованы синоптические карты напряженности продольного вектора магнитного поля Солнца, полученные в обсерватории Китт Пик (США) с 1 января 1977 г. по 30 сентября 2003 г. Построенные из них широтные распределения скорости роста суммарных магнитных потоков разной напряженности и их эволюция в течение трех солнечных циклов были сопоставлены с аналогичным распределением суммарных мощностей вращения с разными периодами, относительными числами и площадями пятен.

Полученные результаты позволяют сформулировать единую картину развития солнечных циклов слабых и сильных магнитных полей. Новый цикл начинается с роста слабых магнитных полей напряженностью 0–200 Гс на широтах 20°–25° в обеих полусферах. Происходит это за год до минимума активности, определяемого по пятнам. Через 2 года скорость роста суммарного магнитного потока, который начинает распространяться к экватору и полюсам, достигает максимума. Этот процесс совпадает с началом роста сильных магнитных полей солнечных пятен на соответствующих широтах и формированием зон с устойчивым вращением. В дальнейшем росту площадей пятен соответствует спад скорости роста, а затем и убывание потоков слабых магнитных полей.

В свете теории динамо полученные результаты свидетельствуют, что генерация сильных и слабых магнитных полей происходит вблизи дна конвективной зоны, а наблюдаемые различия в их поведении определяются взаимодействием всплывающих магнитных трубок различной напряженности с турбулентными движениями плазмы внутри Солнца.