Поперечные градиенты продольного магнитного поля в активных областях с разным уровнем вспышечной продуктивности: различные подходы к вычислению, динамика и вероятные критические значения

Авторы

  • Юрий Фурсяк ФГБУН “Крымская астрофизическая обсерватория РАН”, Научный, 298409, Крым

DOI:

https://doi.org/10.34898/izcrao-vol118-iss3-pp39-57

Ключевые слова:

Солнце, магнитные поля, активные области, солнечная активность

Аннотация

Основной задачей исследования является анализ величины и динамики поперечной
составляющей градиента продольного магнитного поля в активных областях (АО) с различным
уровнем вспышечной продуктивности. В работе использованы данные о пространственном распределении на уровне фотосферы Солнца Bz-компоненты вектора магнитного поля, предоставляемые инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO). Для анализа отобраны 13 АО: 6 областей с низкой активностью и 7 с высокой, из них две области с дополнительным всплытием магнитного потока. Мониторинг каждой из областей осуществлялся на протяжении 3–5 суток в пределах 30–35 гелиографических градусов относительно центрального меридиана. Рассмотрены два подхода к вычислению градиента продольного магнитного поля – современный, требующий магнитографических данных высокого пространственного разрешения, и классический. Для каждого подхода определены параметры, характеризующие градиент продольного магнитного поля в АО. Для современного подхода это средняя по АО величина поперечной составляющей градиента продольного магнитного поля < ∇⊥Bz >, для классического подхода – максимальное значение поперечной составляющей градиента продольного магнитного поля совокупности пар пятен в АО (max(∇⊥Bz)). Динамика выбранных параметров сопоставлена с уровнем вспышечной продуктивности АО. Показано, что: 1. Существуют пороговые значения параметров, характеризующих градиент продольного магнитного поля АО. Для величины < ∇⊥Bz > критическое значение равно 0.08 Гс км-1, а для параметра max(∇⊥Bz) – 0.115 Гс км-1. 2. Первые мощные вспышки рентгеновских классов М и выше наблюдаются в АО через 23–25 часов после превышения вышеуказанными параметрами соответствующих критических значений.

Скачивания

Данные скачивания пока недоступны.

Библиографические ссылки

Abramenko V.I., 2016. Turbulent and multi-fractal nature of solar magnetism (Dr. Sci. thesis). Nauchny. (In Russ.)

Altyntsev A.T., Banin V.G., Kuklin G.V., Tomozov V.M., 1982. Solar Flares, M.: Nauka. (In Russ.)

Baranovskii E.A., Stepanov V.E., 1959. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 21, pp. 180–189. (In Russ.)

Bruns A.V., Nikulin N.S., Severnyi A.B., 1965. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 33, pp. 80–85. (In Russ.)

Gershberg R.E., 2015. Solar-Type Activity in Main-Sequence Stars, Simferopol’: Antikva. (In Russ.)

Gopasyuk S.I., Ogir’ M.B., Severnyi A.B., Shaposhnikova E.F., 1963. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 29, pp. 15–67. (In Russ.)

Zvereva A.M., Severnyi A.B., 1970. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 41–42, pp. 97–157. (In Russ.)

Ioshpa B.A., Mogilevskii E.I., 1965. Soln. aktivnost’, no. 2, pp. 118–130. (In Russ.)

Ioshpa B.A., Obridko V.N., 1965. Soln. dannye, no. 3, pp. 54–58. (In Russ.)

Ikhsanov R.N., Platonov Yu.P., 1967. Solnechnye dannye, № 11, pp. 78–89. (In Russ.)

Kuznetsov D.A., Kuklin G.V., Stepanov V.E., 1966. Rezul’taty nablyudenii i issledovanii v period MGSS, iss. 1, pp. 80–87. (In Russ.)

Kotov V.A., 1970. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 41–42, pp. 67–88. (In Russ.)

Nikulin N.S., 1967. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 36, pp. 76–86. (In Russ.)

Nikulin N.S., Severnyi A.B., Stepanov V.E., 1958. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 19, pp. 3–19. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1956. Astron. zhurn., iss. 33, pp. 74–79. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1957. Astron. zhurn., iss. 34, pp. 684–693. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1958. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 20, pp. 22–51. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1960. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 22, pp. 12–41. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1965. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ., vol. 33, pp. 3–33. (In Russ.)

Severnyi A.B., 1988. Some Problems of Solar Physics, M.: Nauka. (In Russ.)

Smol'kov G.Ya., Maksimov V.P., Prosovetskii D.V., Uralov A.M., Bakunina I.A. i dr., 2011. Solnechno-zemnaya fizika, iss. 18, pp. 74–78. (In Russ.)

Abramenko V.I., 2005. Astrophys. J., vol. 629, no. 2, pp. 1141–1149.

Avignon Y., Martres M.J., Pick M., 1964. Ann. Astrophys., vol. 27, pp. 23–28.

Babcock H.W., 1953. Astrophys. J., vol. 118, pp. 387–396.

Bobra M.G., Sun X., Hoeksema J.T., Turmon M., Liu Y., et al., 2014. Solar Phys., vol. 289, pp. 3549–3578.

Caroubalos C., 1964. Ann. Astrophys., vol. 27, pp. 333–388.

Fursyak Yu.A., Abramenko V.I., Kutsenko A.S., 2020. Astrophysics, vol. 63, no. 2, pp. 260–273.

Hale G.E., 1908. Astrophys. J., vol. 28, pp. 315–343.

Houtgast J., van Sluiters A., 1948. Bull. Astron. Inst. Netherl., vol. 10, pp. 325–333.

Kosugi T., Matsuzaki K., Sakao T., Shimizu T., Sone Y., et al., 2007. Solar Phys., vol. 243, pp. 3–17.

Lee R.H., Rust R.M., Zirin H., 1965. Applied Optics IP, vol. 4, pp. 1081–1084.

Leroy J.L., 1962. Ann. Astrophys., vol. 25, pp. 127–165.

Livingston W.C., 1968. Astrophys. J., vol. 153, pp. 929–942.

Pesnell W.D., Thompson B.J., Chamberlin P.C., 2012. Solar Phys., vol. 275, pp. 3–15.

Pustil’nik L., 2001. Proc. of the 27th International Cosmic Ray Conference, pp. 3250–3253.

Severny A.B., Stepanyan N.N., Steshenko N.V., 1979. NOAA Solar-Terrest. Prediction Proc., vol. 1, pp. 72–88.

Scherrer P.H., Schou J., Bush R.I., Kosovichev A.G., Bogart R.S., et al., 2012. Solar Phys., vol. 275, pp. 207–227.

Strugarek A., Charbonneau P., Joseph R., Pirot D., 2014. Solar Phys., vol. 289, pp. 2993–3015.

Загрузки

Просмотров аннотации: 64
Загрузок PDF: 89

Опубликован

20.12.2022

Как цитировать

Фурсяк Ю., 2022. Известия Крымской астрофизической обсерватории, Т. 118, № 3, С. 39–57. DOI: 10.34898/izcrao-vol118-iss3-pp39-57

Выпуск

Раздел

Материалы конференции