Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 1, стр. 3-10

1. ВВЕДЕНИЕ

Закончившийся недавно 24-й цикл солнечной активности (СА) был одним из самых слабых за последние 100 лет наблюдений. Он отличался по ряду параметров от предшествующих циклов. Известно, что цикл 24 имел меньший максимум и более низкую вспышечную активность, чем предыдущие циклы. В этом цикле наблюдалась относительно большая северо-южная асимметрия инверсии полярного поля: знак поля на Cеверном полюсе изменился более чем на год раньше, чем на Южном. Цикл также обладал сильной асимметрией полушарий по многим параметрам. Более детально особенности 24-го цикла и его характеристики описаны в работе [Ишков, 2018].

Общепринято, что индекс числа солнечных пятен (SN) отражает одиннадцатилетнюю солнечную цикличность. На рисунке 1 показано изменение пятенной активности на протяжении исследуемого периода. Толстую кривую серого цвета – сглаженные за 13 месяцев ежедневные суммарные числа солнечных пятен – мы будем использовать для дальнейшего анализа. Ежедневные суммарные SN взяты с сайта Королевской Бельгийской обсерватории (http://sidc.oma.be/ silso/datafiles#hemi).

Рис. 1.

Изменение индекса числа солнечных пятен (Sunspot number, SN) в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. построено по источнику (https://solarmonitor.org/index.php). Тонкая серая кривая (SN_all Daily) – ежедневные исходные данные. Сглаженные данные: за месяц – черная (SN_all Smoothed month), за 13 месяцев – толстая серая кривая (SN_all Smoothed 13 month). По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

Согласно работе [Ishkov, 2020], 24-й цикл начался в январе 2009 г. и закончился в декабре 2019 г. Фаза минимума I – (01.2009–12.2010 гг.), фаза роста – (01.2011–08.2013 гг.), фаза максимума – (09.2013–09.2014 гг.), фаза спада – (10.2014–03.2016 гг.), фаза минимума II – (04.2016–12.2019 гг.). Ветвь роста – (01.2009–04.2014 гг.), ветвь спада – (10.2014–12.2019 гг.). Этот цикл имел два пика максимума СА. Основному пику в апреле 2014 г. на фазе роста предшествовал пик пониже, в январе 2012 г.

При описании цикла солнечной активности в фотосфере и нижележащих слоях Солнца выделяют две топологически различные системы солнечных магнитных полей (СМП). Это тороидальная система, включающая активные области (AR), пятна, вспышки, корональные выбросы массы, средне- и низкоширотные униполярные магнитные области и т.д., и полоидальная система – высокоширотные магнитные поля, полярные корональные дыры, зональные униполярные магнитные области и т.д. [Бруцек и Дюрран, 1980; Mackay and Yeates, 2012]. Эти две системы связаны между собой полем движения солнечной плазмы, а именно, ее дифференциальным вращением, конвекцией и т.д. [Вайнштейн и др., 1980; Charbonneau, 2010]. Свойства этих двух систем СМП существенно различаются [Krainev, 2019]. Магнитные поля солнечных пятен в основном можно представить, как биполярные структуры с размерами, существенно меньшими радиуса Солнца на уровне фотосферы, и максимальной напряженностью порядка нескольких килогаусс. Системы магнитных полей корональных дыр имеют большие размеры (для высокоширотных – больше радиуса Солнца), небольшую среднюю напряженность ≈1–10 Гс и являются униполярными. Эти две системы СМП развиваются в противофазе, т.е., когда число и суммарная площадь солнечных пятен с периодом ~11 лет достигают максимума, площадь полярных корональных дыр минимальна, а напряженность высокоширотных магнитных полей меняет знак. И наоборот, когда площадь корональных дыр достигает максимума, число и площадь пятен близки к нулю, а полярность ведущих и ведомых пятен биполярных структур, связанная со знаком подфотосферных полей, меняет знак. Обе системы СМП необходимы для понимания цикличности солнечной активности в рамках теории динамо [Charbonneau, 2010].

Корональные дыры (coronal holes, CHs) – неотъемлемая часть цикла СА, поскольку они представляют открытое магнитное поле Солнца. Эволюция CHs тесно связана с эволюцией крупномасштабных магнитных полей Солнца. Корональные дыры являются отражением глобальных, внутренних процессов на Солнце. Исследуя динамику CHs, в частности их площади, можно судить о динамике Солнца, о том, как прогрессирует цикл.

Цель настоящей работы – анализ циклических вариаций ежедневных суммарных площадей CHs (ежедневные суммарные площади корональных дыр, далее Sch, или площади CHs) и их локализации на Солнце в исследуемый период. Нам важно также было понять, имеются ли различия в площадях, занятых СНs в северном (N) и южном (S) полушариях, и выявить особенности поведения полярных и неполярных СНs в разных фазах 24-го цикла.

2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ, МЕТОДЫ И СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ

В данной работе исследуются временны́е вариации площадей CHs 24-го и начала фазы минимума 24–25-го циклов. Наше исследование базируется на данных наблюдений, полученных инструментом Atmospheric Imaging Assembly (AIA) [Lemen et al., 2012] в линии железа Fe XII 19.3 нм на борту космического аппарата (КА) Solar Dynamics Observatory (SDO) с 13.05.2010 по 31.12.2020 гг. (https://solarmonitor.org/index.php).

Для локализации CHs и определения их площадей мы воспользовались базой Гелиофизических событий HEK – Heliophysics Event Knowledgebase [Hurlburt et al., 2012]. Инструментом для извлечения информации о CHs послужил комплекс процедур SPoCA – Spatial Possibilistic Clustering Algorithm, подробно описанный в работах [Barra et al., 2009; Verbeeck et al., 2014]. SPoCA-suite – это набор многоканальных алгоритмов нечеткой кластеризации, которые автоматически сегментируют солнечные изображения EUV в набор функций. Комплекс процедур SPoCA разделяет АRs, спокойное Солнце и CHs через минимизацию нечеткой внутриклассовой дисперсии. Он выполняет сегментацию до 0.99 R_⊙, исключая структуры вне диска. Благодаря этим базам данных нами был получен массив ежедневных суммарных площадей CHs за исследуемый период. Единица измерения площади корональной дыры – Мм².

В таблице 1 приведены статистические данные по обработке корональных дыр в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. В процессе исследования нами обработан достаточно большой наблюдательный материал: ~11 лет наблюдений CHs – это 3876 дней. Мы приняли, что площадь корональной дыры, пересекающей экватор, делится на две части, и каждая относится к соответствующей полусфере, в зависимости от ее местоположения. С учетом этого, в N-полусфере зарегистрировано 8974, а в S-полусфере – 8413 корональных дыр. За этот период было проанализировано всего 17 382 CHs, из них 1178 CHs пересекали экватор. Мы рассматривали две группы CHs: полярные и неполярные, определение которых дано в параграфе 4. За исследуемый период в N-полусфере наблюдалось 3718 полярных и 5251 неполярная CHs, в S-полусфере – 4143 полярных и 4270 неполярных CHs, соответственно. Таблица показывает, что статистический объем представленного материала достаточно обширный и дает основания для изучения динамики разных типов СНs в течение цикла.

В результате обработки массива исходных данных, выделенных из изображений EUV методом SPoCA, мы получили временны́е вариации площадей CHs для всей видимой поверхности диска Солнца и отдельно для обеих полусфер (рис. 2).

Рис. 2.

Временны́е вариации ежедневных суммарных площадей всех корональных дыр в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. Верхняя панель – для всей видимой поверхности Солнца (Sch_all disk); средняя (Sch_all N-hem) и нижняя (Sch_all S-hem) – для северной и южной полусфер, соответственно. Для всех трех панелей: ось ординат (Sch) – суммарные площади корональных дыр; полые квадратики (Sch_all disk, Sch_all N-hem, Sch_all S-hem) – исходные, черные кривые (Smoothed 6 month) – сглаженные за полгода соответствующие данные. По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

3. ЭВОЛЮЦИЯ ПЛОЩАДЕЙ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР В СЕВЕРНОМ И ЮЖНОМ ПОЛУШАРИЯХ

Мы проанализировали динамику площадей всех корональных дыр отдельно для каждого полушария. Сглаженные за полгода площади CHs северного и южного полушарий, на фоне кривой хода пятенной активности 24-го цикла, показаны на рис. 3.

Рис. 3.

Эволюция площадей корональных дыр двух полушарий в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. Черная (Sch_all N-hem Smoothed 6 month) и серая (Sch_all S-hem Smoothed 6 month) толстые кривые – сглаженные за полгода ежедневные суммарные площади всех корональных дыр северной и южной полусфер, соответственно. Тонкая серая кривая (SN_all Smoothed 13 month) – 13-месячные сглаженные числа солнечных пятен. По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

Видно, что на фазах роста и спада, а также в первом максимуме цикла идет доминирование площадей в S-полусфере, а в начале второго максимума (2014 г.) по площадям доминирует N-полусфера. На ветви спада, после марта 2016 г. и во втором минимуме амплитуды площадей CHs обеих полусферах становятся соизмеримы, и наблюдается ярко выраженный характер синусоидальных изменений площадей в противофазе. Природа этого эффекта носит искусственный характер. Этот геометрический эффект обсуждается ниже, в разделе 4.2.

4. ДВА ТИПА КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

Мы исследовали два типа CHs: полярные (CHs_pol) и изолированные, или неполярные (CHs_nonpol), [Bilenko and Tavastsherna, 2016]. Пример таких CHs приведен на рис. 4.

Рис. 4.

Инвертированные изображения Солнца, полученные SDO/AIA 24.02.2016 и 17.07.2016 гг. в линии Fe XII 19.3 нм. Области на диске Солнца с пометкой CH – корональные дыры, выделенные из изображения EUV методом SPoCA. CHs с номерами SPoCA 23 027, 23 064, 23 632, 23 717 – полярные, SPoCA 23 097, 23 715, 23 716 – неполярные. Темные образования на диске Солнца с пометкой AR – активные области.

Первая группа – полярные CHs, которые расположены на солнечных полюсах (SPoCA 23 064, 23 027, 23 717, 23 632) и имеют продолжительность жизни, сравнимую с продолжительностью жизни солнечного цикла. К этой категории также относятся расширения CHs, такие как “хобот слона” (SPoCA 23064), которые иногда спускаются до средних и низких широт и даже переходят в противоположное полушарие.

Второй тип – это изолированные, или неполярные, CHs (SPoCA 23 715, 23 716, 23 097), которые в основном ограничены низкими, средними, иногда и высокими широтами, но не связанные с полярными CHs. Они живут от нескольких дней до нескольких кэррингтоновских оборотов.

4.1. Динамика площадей двух типов корональных дыр в 24-м цикле

Временны́е изменения площадей полярных и неполярных CHs по всей видимой поверхности Солнца показаны на рис. 5 и рис. 6. Рисунок 5 – исходные и сглаженные за месяц данные по площадям полярных и неполярных СНs (верхняя и нижняя панели соответственно). На рисунке 6 – те же площади всех полярных и неполярных корональных дыр, но сглаженные уже за полгода, на фоне кривой пятенной активности.

Рис. 5.

Вариации площадей двух видов корональных дыр в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. На верхней панели (Sch_pol all) – ежедневные суммарные площади полярных, на нижней (Sch_nonpol all) – неполярных корональных дыр. Полые квадратики (Sch_pol all, Sch_nonpol all) – исходные, черные кривые (Sch_pol all Smoothed 30 days, Sch_nonpol all Smoothed 30 days) – сглаженные за месяц данные. По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

Рис. 6.

Эволюция площадей полярных и неполярных корональных дыр в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. Толстые кривые: черная (Sch_pol Smoothed 6 month) и серая (Sch_nonpol Smoothed 6 month) – сглаженные за полгода ежедневные суммарные площади всех полярных и неполярных корональных дыр видимой поверхности диска Солнца. Тонкая серая кривая (SN_all Smoothed 13 month) – 13-месячные сглаженные числа солнечных пятен (SN_all) за тот же период. По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

На рисунке 6 видно, что максимумы площадей, занятых полярными СНs, приходятся на фазы роста и спада, а в максимуме цикла СА преобладают площади неполярных СНs. Их максимум совпадает с максимумом цикла. Из этого графика следует: неполярные СНs связаны с пятенной активностью. Возможно, их происхождение и привязка к активным областям имеет физическую природу.

Важно также отметить, что после 2016 г. на фазе спада и второго минимума площади неполярных СНs существенно уменьшаются и повторяют ход числа солнечных пятен. Площади полярных СНs держатся на более-менее стабильном уровне. В работе [Andreeva and Malashchuk, 2020] нами было показано, что в данной фазе цикла площади полярных CHs вносят более ощутимый вклад, чем изолированные CHs (~80%), в общую площадь всех рассматриваемых CHs.

4. 2. Вариации площадей корональных дыр двух типов в северной и южной полусферах

Мы также исследовали особенности поведения полярных и неполярных CHs в северной и южной полусферах (рис. 7 и рис. 8). На нижней панели рис. 7 четко видна асимметрия активности самого Солнца по распределению площадей полярных CHs в полушариях. Это хорошо просматривается на фазах роста, максимума и начала спада СА. В N-полушарии площади полярных CHs имели стабильно низкие значения, а в S-полусфере на фазе роста и спада площади CHs имели значительные амплитуды.

Рис. 7.

Эволюция площадей полярных корональных дыр в двух полушариях в период 13.05.2010 –31.12.2020 гг. Нижняя панель: черная (Sch_pol N-hem Smoothed 6 month) и серая (Sch_pol S-hem Smoothed 6 month) толстые кривые – сглаженные за полгода ежедневные суммарные площади полярных корональных дыр северной и южной полусфер соответственно. Тонкая серая кривая (SN_all Smoothed 13 month) – 13-месячные сглаженные числа солнечных пятен за тот же период. Верхняя панель: изменение угла наклона оси вращения Солнца, со временем (B₀). По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

Рис. 8.

Эволюция площадей неполярных корональных дыр в двух полушариях в период 13.05.2010–31.12.2020 гг. Толстые черная (Sch_nonpol N-hem Smoothed 6 month) и серая (Sch_nonpol S-hem Smoothed 6 month) кривые – сглаженные за полгода ежедневные суммарные площади неполярных корональных дыр северной и южной полусфер соответственно. Тонкая серая кривая (SN_all Smoothed 13 month) – 13-месячные сглаженные числа солнечных пятен за тот же период. По оси абсцисс отложено время в годах (Time, years).

Квази-асинхронная цикличность изменения площадей полярных CHs по полусферам на фазе спада и второго минимума, обусловлена изменением угла наклона оси вращения Солнца со временем (B₀ – верхняя панель рис. 7). На этом графике угол B₀ меняется с точно таким же периодом, как площади полярных CHs.

Динамика изменения площадей неполярных CHs отражена на рис. 8. На графике видно, что изменение площадей неполярных CHs в обеих полусферах происходит синхронно с циклом. По обеим полусферам мы видим согласие тренда площадей с общим ходом цикла. Как N-, так и S-полусфера выявляет четкий максимум по площадям CHs в максимуме цикла активности и плавный последующий спад. Максимум площадей неполярных СНs северного полушария на ~0.5 года предваряет максимум цикла по пятнам. Детали их различия можно будет объяснить, когда мы полностью изучим аналогичную статистику для пятен.

Таким образом, неполярные CHs повторяют солнечную активность, при этом так же, как и для пятен, наблюдается асимметрия полушарий: толстые черные и серые кривые на рис. 8 противофазные, особенно наглядно это выражено в период максимума.

Данные наблюдений площадей корональных дыр показывают, что на всех масштабах Солнца N- и S-полушария вели себя по-разному в 24-ом цикле.

5. ВЫВОДЫ

Исследована динамика площадей корональных дыр 24-го и минимума 24–25-го циклов. Разделение всех CHs рассматриваемого периода на полярные и неполярные показало следующее.

1. Ежедневная суммарная площадь полярных CHs увеличивается в минимумах СА и снижается в максимуме цикла. Это согласуется с общим представлением о полярных CHs как основном источнике дипольного магнитного поля Солнца [Ikhsanov and Ivanov, 1999; Hess Webber et al., 2014].

2. Наблюдается асимметрия площадей полярных CHs в N- и S-полусферах, которая требует дальнейших объяснений.

3. Площади неполярных CHs меняются квази-синхронно с пятенной активностью Солнца, что позволяет предположить наличие физической связи этих двух явлений.

4. По-видимому, природа МП полярных и неполярных CHs разная. Неполярные CHs, возможно, представляют собой очень высокие петли, замыкающиеся через корону на других областях Солнца, в то время как полярные CHs уходят далеко в гелиосферу.