Тонкая структура солнечных пятен и комплексов активности тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

л

I з

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ОРДЕНА ЛЕНИНА СИБИРСКОЕ ОТДЕЛЕНИЕ ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ИНСТИТУТ СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКИ

На правах рукописи

УДК 523.74 523.98

САТТАРОВ ИСРОИЛ

ТОНКАЯ СТРУКТУРА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И КОМПЛЕКСОВ АКТИВНОСТИ

Специальность 01.03.03 гелиофизика и физика солнечной

системы

Диссертация

на соискание ученой степени доктора физико математических наук в форме научного доклада

ИРКУТСК 1994

Работа внполнена в Астрономическом институте имени Улугбека Академии наук Республики Узбекистан.

Официальные оппоненты: — доктор физико-математичес -

Ведущая организация: — Крымская Астрофизическая обсерватория Академии наук Украины

часов, на заседании Специализъ,. .... ....... _ . 3-24.01

при Институте солнечно-земной физики СО РАН по адресу:

Иркутск-33, ул. Лермонтова, 126.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института солнечно-земной физики СО РАН.

ких наук В. Н. Карпинский

— доктор физико-математичес' ких наук Г. В. Куклин

— доктор физико-математичес ких наук В. Н. Обридко

Защита состоится «

Диссертация разослана

1994 г.

Ученый секретарь Специализированного совета

кандидат физико-математических наук

А. И. ГАЛКИН

I. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ 1.1. Актуальность темы и цель работы

Все проявления солнечной активности-солнечные пятна, факелы, флокулы и.д. имеют магнитное происхождение и им соответствуют магнитные поля разного масштаба. Характерной особенностью магнитных полей и активных образований на Солнце является их "тонкая" структура. Исследование этих полей опирается на данные об их тонкой структуре. С другой стороны, тонкоструктурные образования играют важную роль в генерации и переносе энергии. Данная работа посвящена определению характеристик тонкоструктурных элементов солнечных пятен, изучению динамики развития структуры и вспышечной активности их груш и изучению развития крупномасштабных образований состоящих из большого числа взаимосвязаных активных областей-комплексов активности, по распределению и характеру движения Входящих в них пятен, созданию системы знаний-наблюдательного фундамента для разработки теории солнечного магнетизма. Актуальность этих задач обусловлена следующими обстоятельствами..

Уникальные снимки высокого углового разрешения, полученные с помощью стратосферных станций в конце 50-ых годов американскими и 60-ых годов советскими учеными, вызвали много задач, связанных с местом и ролью ярких элементов или точек тени в жизни солнечных пятен. Оказалось, что для изучения морфологии и динамики пятна необходимо иметь ряд снимков высокого разрешения, полученные с набором экспозиций и в течении нескольких часов подряд. В начале семидесятых годов в Ташкенте были начаты наблюдения тонкой структуры солнечных пятен... • Было получено большое количество 'высокого качества серии снимков и спектограмм более двух десятков солнечных пятен и их групп, охватывающих до 6 часов временя подряд. Ниже приводятся результаты исследования тонкой структуры этих груш. . .*

Процесс образования солнечных пятен представляется как выход 1 магнитного потока из невидимых, подфотосферных слоев в видимые. Существуют ряд моделей образования пятен, которые можно объединить в две группы: согласно первой - магнитные поля солнечных пятен концентрируются под действием конвективных движений в

супергрануляционных ячейках. Однако протяженность биполярных груш пятен, намного превосходит размеры супергранул, следовательно, если действует конвективный механизм, то должны существовать ячейки большего, чем супергранулы масштаба. Согласно второй груше моделей, под поверхностью Солнца существуют сильно скрученные жгуты магнитных силовых линий и они время от времени всплывают в поверхностные слои. Доводы в пользу той или иной модели может давать анализ ранней фазы развития струитуры простых биполярных групп, изучение движения магнитных трубок, пор и мелких ядер из которых формируется большое ядро с полутенью.

Группы пятен имеют тенденцию образовываться вблизи уже существующих' или вблизи места недавно наблюдавшихся пятен. В результате развития большого числа (несколько десятков) групп пятен на небольшом (30°х. 20°) участке солнечной поверхности в течение нескольких оборотов Солнца образуется крупномасштабное магнитное поле (КММП), которое существует еще несколько оборотов. Эти образования занимают важное место в гелиосфере и весь комплекс процессов, связанных с образованием таких крупномасштабных структур, называется комплексом активности (КА). Таким образом, в иерархии магнитных образований на Солнце после активных областей (вместе с .группой пятен) . мы обнаруживаем следующую наименее изученную ступень протяженностью в несколько раз превосходящей протяженность активных областей (а.о.).

Пятнообразовательнвя часть КА по размерам соответствует гипотетическим гигантским ячейкам. Есть предположение, .что между супергрануляцией и гигантскими ячейками должна существовать конвекция • промежуточного размера. Поиск конвективных элементов большего чем супергрануляция размера спектральными методами не привели к успеху. Нам представляется, что метод трассеров не исчерпал своих возможностей и, если имеются конвективные движения гигантского и промежуточного, масштаба, то они должны влиять на движение пятен- аналогично влиянию супергрануляции на движение магнитных элементов. Заметим, что система гелиографических координат выводится на основе анализа вращения рекуррентных и униполярных солнечных пятен вокруг оси Солнца. Если на Солнце существуют кинематические элемента, то отш оказывают влияние и на движение рекуррентных пятен и на закон дифференциального вращения. Поэтому представляет интерес изучить особенности движения пятен в

КА.

Целью настоящей ' работы является исследование развития тонкоструктурных элементов солнечных пятен, структура униполярных и простых биполярных групп пятен по движению их компонент, выделение и изучение структуры и развития КА как. отдельных элементов пятнообразовательной деятельности Солнца по распределению и движению пятен и развития крупномасштабных магнитных шлей на Солнце С13 _

*

Реализуется она решением следующих задач: -обеспечить при наблюдениях солнечных пятен разрешение деталей размером ~ О". Б и получить высококачественный наблюдательный материал охватывающий большие интервалы времени.

' -разработать метод учета рассеянного света и замывания изображения. '

-обеспечить точность измерения координат не хуже 0°1 и массовое определение координат пятен в целях построения карт собственных движений.

-рвзработать и применить в практике метод выделения КА. -провести анализ и обобщение полученных результатов ' -превратить совокупность наблюдательных данных в систему знаний о тонкой структуре солнечных пятен, их груш и КА.

1.2. Научная новизна работы

Впервые на горизонтальном солнечном телескопе, установленном в центре большого промышленного города (Ташкент) получены высококачественные снимки солнечной фотосферы и солнечных пятен. .Изунена тонкая структура и. динамика тонкоструктурных элементов тени(ядра) пятен. Впервые получены спектры тени пятна, на Которых 'видна тонкая структура. По расщеплению спектральных линий измерена напряженность магнитного поля в скоплениях ярких точек тени.

Получены значения рассеянного света и наблюденные интенсивности исправлены за его"влияние. Показано, что присутствие ^-компоненты в спектре тени невозможно объяснить наложением рассеянного света и замыванием изображения.

Разработана методика определения величины постороннего света, обусловленного рассеянным светом и замыванием изображения по тем Меркурия во время прохождения поелодного по диску Солнца.

Изучена эволюция ярких точек тени и их связь со вспышечной активностью группы. Изучено влияние вращения пятна на тонкоструктурные элементы полутени и тени.

Исследования КА только начинаются, и они, по-видимому, играют важную роль в солнечной активности. Поэтому исследование КА (белых пятен в исследованиях, солнечной активности [63, с.2811) представляет важное значение для понимания солнечной активности. На основе определения (62] НА по характеру развития КММП впервые выделены и изучены пятнообразовательные компоненты около десяти КА. По. оригинальным материалам, полученным в Ташкенте, изучен характер распределения и движения пятен в КА. Получены размеры пятнообразовательного очага, связанного с каждым КА. Пятнообразоватэльный процесс в КА начинается вблизи его восточных границ и распространяется по набавлению к его западным границам. При этом он состоит из последовательности всплывающих магнитных потоков позади движущегося на запад фронта крупномасштабного поля лидирующей полярности, связанного с данным КА.Развитие КА похоже на развитие АО: в начале развития поля противоположной полярности перемешаны, в конце - они разделяются и образуют простыв биполярные КЫШ.

Распределение пятен и флоккул в КА имеет ячеистый характер и оси биполярных групп ориентированы вдоль границ ячейки, а сами пятна движутся вдоль них. Существуют два типа КА: элементарные и сверхгигантские, состоящие из нескольких (до .трех) элементарных..

..По данным о. кальциевых флоккулах получено, что развитие сверхгигантских КА имеет периодически пульсирующий характер. Пульсации. повторяются через 3-4 оборота Солнца и имеют продолжительность 2-3 ■• оборота. Последовательность пульсаций представляет собой амплитудную модуляцию периодического процесса развития КА. Соседние сверхгигаитские КА возбуждаются в антифазе. Период возбуждения • сверхгигантского КА около. 2.3 года. Каждый сверхгигантский. КА за цикл, может проявить' по крайней мере, два мощных извержения.

На основе метода Макинтоша разработана методика построения ~ ежедневных На карт полярностей.магнитных полей на Солнце. Начиная с 1991. г. на основе оригинальных фшьтрограмм, получаемых с помощью большого хромосферного телескопа АИ АН РУз, строятся ежедневные карты полярностей.

»1.3. Научная и практическая ценность

В. данной работа рассмотрен широкий круг задач, связанных с исследованием тонкой структуры солнечных пятен, эволюции их груш, Комплексов активности и их пятнообразовательного очага, ряд методических вопросов, связанных с учетом рассеянного света при исследовании спектров солнечных пятен и построением ежедневных ^ карт полярностей КММП на Солнце, что позволило получить ряд новых данных об эволюции и магнитном поле ярких' точек тени пятна, эволюции . и ; вспышечной активности груш солнечных пятен, закономерностях собственного движения пятен, выделить и изучить развитие пятнообразовательного очага КА и особенности развития и движения пятен, входящих в КА.

.'.Новые данные о тонкой структуре тени пятен, содержащиеся в диссертационной работе, вошли в отчет MAC (за 1982 г.) и в ряд монографий да физике солнечных пятен. Данные об эволюции и магнитнбм поле .ярких, точек, а также темных участков теш, могут быть Использованы при построении динамической модели солнечных пятен. . '

.Исследования КА только начинаются. Они, по-видимому,..играют важную роль в. формировании и развитии глобальных характеристик солнечной активности. Полученные результаты об эволюции КА поднимают на качественно новый уровень исследования ..и прогноз солнечной; 'активности. Полученные в »работе характеристики и свойства пятнообразовательного очага КА могут служить основой для дальнейшего исследования и моделировашя КА.

■На основе методики, разработанной диссертантом, начиная с I99X г.» строятся ежедневные На карты полярности магнитных полей на Солнце, которые оперативно передаются в Институт Прикладной •Геофизики Госкомгидромета России. Впервые при построении Нд карт используются записи магнитных полей активных областей, полученные с помощью магнитографа, сконструированного на основе 'тахометра Дружинина (ИСЗФ, Иркутск), установленного на горизонтальном солнечном телескопе АЦУ-5 АИ АН РУз. Они могут быть использованы при прогноза й; моделировании секторной структуры межпланетного магнитного поля и в изучении магнитных полей в нижней короне.

Материалы, представленные в диссертации могут быть Использованы для , работ, ведущихся в Институте Прикладной

Геофизики, ИЗММРАН, ¡<нституте Солнечно-Земной физики СО АН России, Крымской астрофизической обсерватории, Главной Астрономической обсерватории АН России и в других астрономических институтах и обсерваториях.

Достоверность результатов обеспечена высоким качеством использованного в болыибм количестве оригинального наблюдательного материала, обоснованной коррекцией полученных данных. Ряд результатов был подтвержден диссертантом многократно.

1.4. Личный вклад автора в совместные работы

Основное содержание диссертации изложено в 35 работах. Из них 18 работ выполнено совместно с другими авторами. Личное участие соискателя в совместных работах заключалось в формулировке задачи исследования, получении наблюдательного материала, анализе результатов и оформлении статей.

1.5. Апробация работы

Результаты исследований, обобщенные в диссертации, докладывались не семинарах Астрономического института АН РУз, на сессиях АН РУз, на консультативных совещаниях АН соцстран по физике Солнца (Иркутск' 1976, Дэбрецен . 1983, Одесса 1988), симпозиумах КАПГ по прогнозированию солнечной активности (Пулково 1987), на всесоюзных совещаниях по физике Солнца <Кисловодск 1980, Алма-Ата 1987), Симпозиуме MAC #138^ (Киев 1989), Европейских совещаниях по астрономии (Дубровник 1931, Доброцон 1991), Симпозиуме по анализу результатов ГСМ (Иркутск 1985), на выездном заседании Бюро Астросовета АН СССР (1983) и в годичных совещаниях рабочих групп "Активное Солнце" и. "Солнечная цикличность и ее прогноз". ■

. 1.6. Основные положения, выносимые на защиту

1. Совокухшость наблюдательных особенностей '-. развития, тонкоструктурных элементов тени. Установлено, что яркие точки по природе отличаются от фотосферных гранул и похожи на зерна полутени. Они тесно связаны с процессами в полутени а вращение

пятна одинаково искривляют волокна полутени и светлые елементы тени.

2. Результаты спектрального исследования тонкой структуры солнечных пятен. Впервые.получены прямые свидетельства зависимости тонкой структуры тени от тонкой структуры и динамики магнитного поля пятна, в скоплениях ярких точек магнитное толе вертикальное', и имеет несколько меньшую чем в темных участках напряженность. Появление тс-компоненты в спектре темных участков невозможно объяснить рассеянным светом и тонкой структурой тени.

3- Результаты изучения развития тонкой структуры групп солнечных, пятен и нестационарный, характер взаимодействия всплывающих магнитных потоков.

. ■ 4. Особенности движения солнечных пятен и их. связь с конвективными движениями разного масштаба, с положением грущш относительно, крупномасштабного магнитного шля,а также с положннием ее в комплексе активности ' <КА). „. 1

5. .Совокупность новых данных о пятнообразовательной деятельности . КА,- которые являются результатом возбуждения магнитной активности определенного интервала долгот. Существуют 'два типа КА:. элементарные и сверхгигантские. Распределение 1 и движение пятен в КА имеет ячеистый характер. ' • ,

6. Развитие магнитной активности сверхгигантских.. КА. имеет, переодически пульсируицнй характэр. Обнаружены две моды, одна из которых имеет период 0.7 лет и соответствует элементарным НА, другая с периодом 2.3 года относится к сверхгигантским КА. !

л 2. МЕТОДИКА НАБЛВДЕНШ И ОБРАБОТКА ИХ МАТЕРИАЛОВ ; • - '2..1. Наблюдения;Солнца в Ташкенте ,

' , Подавляющее- большинство, исследований тонкой структуры солнечных пятен.основано на наблюдениях с помощью фотогелиографов. Наблюдательный материал для изучения развития тонкоструктурных элементов солнечных пятен был получен диссертантом в течении более 20 лет на горизонтальном солнечном телескопе АДУ-5 со «гектографом АСП-20. Материалы для изучения собственных движений и развития .пятен получены на фотогелиографах АФР-3 и ФГ-1 АИ АН РУз.

Климатические условия Ташкента', високая дневная наружная

температура служат причиной возникновения воздушных штоков в павильоне, нагрева телескопа и ' зеркал, деформируют оптические поверхности, изменяют, фокус телескопа. Поэтому мы . предпринимали ряд мер, уменьшающих температурный эффект. Во-первых,. оправы зеркал и объективов и труба телескопа, а также пол открытой части павильона были окрашены титановыми белилами. Во-вторых, приняты меры, предотвращающие возникновение воздушных потоков. На входном окошке павильона АЦУ-5 было установлено плоскопараллельное стекло.

Обилие солнечных дней в Ташкенте позволяло выбирать благоприятные в астроклиматическом отношении дни для наблюдений, тонкой структуры пятен. Наблйдёния проводились в кассегреновом фокусе телескопа (Б «60 см) через широкополосные комбинированные светофильтры, выделяющие шесть полос видимого и близкого УФ спектра 121. Серии снимков солнечных пятен получались в.моменты хорошего качества изображения, контролируемого визуально, с . помощью быстродействующей • фотокамеры РФК-5.. Использовалась фотопленка Микрат-300. При выдержке 0.003 сек получается изображение тени пятна. При • этом полутень оказывается передержанной. Для получения изображения полутени и фотосферы " вводятся нейтральные светофильтры. Для обработки отбирались лучшие снимки серии. •' . . . . .. .

Многолетние наблюдения Солнца в Ташкенте показали, что . устойчиво спокойное изображение наблюдается начиная со второй . половины июня до конца осени. Введение плоскопараллельной пластинки существенно улучшило качество изображения 13). Иногда . тонкая структура тени пятна в фэкусе ^ассегрена становится видимой невооруженным глазом. . ■. '.

Многие наш. наблюдательные программы включали в себя наблюдение спектра исследуемого объекта. Между, прямыми снимками в фокусе Кассегрена производилась съемка видимого спектра . центрального сечения пятна на спектрографе АСП-20, установленного в главном фокусе телескопа. В тех случаях, .когда_. структура тени . . сложна, ■ производились съемки; избранных участков спектра сканированием с помощь» фотогида,¿описание которого приводится в (4). В начале'и.конце наблюдения снимался край диска Солнца через ступенчатый ослабитель для определения величщы рассеянного света. .

Для исследования собственных движений . вращения пятэн и вращения Солнца . по цятнам использовались фотогелиограммы,

получаемые нами в Ташкенте регулярно и специально по расширенной программе в рамках кооперативных программ. До 1986 г. фотогелиограммы получались на АФР-3 и, начиная с 1986 г., они получаются и на менисковом фотогелиографе■ФГ-1.

В 1983 г. на хромосферно-фотосферном телескопе АИ АН РУз была заменена хромосферная труба новым хромосферяым телескопом, разработанным и изготовленным в Институте Солнечно-Земной физики СО РАН. На этом телескопе, отличающемся от старого высоким пространственным разрешением сек дуги), начиная с 1984 г., регулярно ведется кинолатруль солнечных вспышек в линии На водорода. Фильтрограммы, получаемые на этом телескопе, используются , для построения ежедневных На карт полярностей магщтных полей на Солнце [53. Начиная с 1990 г. тахометр Дружинина, установленный на АЦУ-5 АИ АН РУз, используется для получения магнитографических сканов. активных областей. При этом около щели спектрографа установлена Ьоляризационная оптика.

2.2. Коррекция наблюденных данных

2.2.1. Коррекция наблюденных интенсивностей за ■

влияние паразитного света «

Известно, что граница тени характеризуется резким изменением интенсивности, а поверхностная яркость тени на порядок меньше яркости фотосферы. Поэтому■из-за дрожания изображения и рассеяния света в -земной атмосфере и в инструменте на тень накладывается паразитный свет. ' Определение его величины - трудная задача. ■Особенно сложна'Задача определения функции замывания изображения и закона изменения, рассеянногло света от' центра диска к его краю. Для этой цели мы использовали наблюдения проекции Меркурия на диске Солнца во время его прохождения по диску Солнца.

В работах 16-81 изучены свойства рассеянного света и зашвания изображения по спектрам и прямым снимкам тени Меркурия на диске Солнца.. Показано, что замывание изображения можно описать двумерной' функцией распределения случайных величин Гаусса. .Получено аналитическое решение' уравнения типа свертки. Показано, что при параметре зашвания э^З" и радиусе топи пятна >5' яркость

-12в центре тейи не искажается замыванием изображения. Распределение рассеянного света по спектру. указывает на то, что он вызван, главным образом, аэрозольными частицами земной атмосферы.По данным наблюдения прохождения Меркурия 9 мая 1970 г. испр а влена интенсивность тени за паразитный свет и определена температура пятен ГП.

Замывание изображения вызывается . дрожанием из-за нестабильности земной атмосферы, аберрацией и дифракцией. Функция замывания характеризует их суммарный эффект и является аппаратной функцией 1а(х-?,у-т]) в уравнении

I <Х.У .71 )ГВ {Х-е .

Здесь 1(х,у), 1(1,1)) - наблюденное и истинное распределение ' интенсивности на изображении. Зная наблюденное распределение 1(х,у) и аппаратную функцию, численно решая уравнение, можно найти истинное распределение интенсивности .Функции Их,у) и Гэ(х-£,У-т}) определяются из наблюдений с ошибкой и при применении обычных методов итераций эти ошибки накапливаются. Поэтому ограничиваются первыми приближениями. Для случая одномерного уравнения мы использовали метод регуляризации акад. Тихонова, и было показано его преимущество перед методом итерации [91. Задача поставлена и решена для случая исйравления наблюденного профиля спектральной линии за влияние инструмента. Показано, что в случае спектральных линий с полушириной в два и более (в случае пятен с радиусом г?г*з, з - параметр замывания) раз превосходящей полуширину инструментального профиля (параметра замывания)> оба метода дают близкие результаты. В ., случае же линии с более узким профилем {туз") метод с регуляризацией дает ■ лучшее решение, чем метод итерации(см.Рис.5г).

При исследовании спектра мы имеем дело с. монохроматическим излучением и поэтому задачу следует решать.для .•определенной длины волны,' что весьма трудно (10,111. Для оценки эффекта рассеянного . света и замывания изображения .можно рассмотреть распределение интенсивности'в непрерывном' спектре вдоль щели спектрографа; По определенным а непрерывном спектре значениям величины рассеянного света (О) и света, обусловленного замыванием изображения (А), на некоторой точки тени -исправляют, профиль спектральной линии. В

качестве профиля линии в рассеянном свете использовался профиль линии в центре диска Солнца. При свет, обусловленный

замыванием изображения, исходит от полутени, поэтому в качестве замывавдего профиля использовался профиль.линии в спектре середины полутени. Тогда исправленное значение относительной интенсивности в тени [173 . .

Здесь 1ц1дПТ- наблюденные . значения относительной

интенсивности монохроматического излучения в спектре фотосферы, тени и полутени пятна.

Величина рассеянного света определялась по наблюдениям ореола Сс.-нца. Обычно интенсивность ореола мала и поэтому край Солнца снимался через ступенчатый ослабитель с большой выдержкой. При этом плотные ступени располагались на диске, менее плотные - за краем. Из таких снимков края определялась величина рассеянного света на расстоянии одной минуты дуги от края. Учет рассеянного света и замывания изображения производился в процессе обработки спектрограмм с помощью ЭВМ £121

2.2.2. Определение и учет инструментальных ошибок при позиционных измерениях.

Один из методов изучения вращения - Солнца и движения на его поверхности основан на измерении' точных гелиографических координат. Такие измерения можно производить на фотогелиограмме, если она точно ориентирована. Для ориентировки снимков 'обычно на •одной и той же фотопластинке получают два изображения Солнца при > неподвижном фотогелиографе.-' Полученный снимок дает возможность определить направление суточной 'параллели и позиционного угла нити (р). Позиционный угол может изменяться в зависимости от положения трубы телескопа, если: I) полярная ось телескопа' не точно установлена по оси мира, 2) крепление трубы к экваториальной оси не с>бладает необходимой жесткостью или если недостаточно прочно само тело трубы и осей и возникают их гнутие, кручение и деформации. Поэтому следует изучить изменение р в зависимости от положения трубы телескопа.и вывести уравнение изменения р(г,0) о* часового угла (г) и склонения (С).

В М АН РУз изучением собственных движений пятен занимаются давно. Однако исследование инструментальных ошибок фотогелиографов ранее не проводилось. Мы изучали зависимость позиционного угла нити от положения трубы и возможные причины изменения p(t,B) ИЗ], а также ошибки вызываемые дифференциальной рефракцией и аберрацией.

При получении снимков нити мы использовали различные методы: многократная съемка при неподвижном фотогелиографе или непрерывная съемка, при которой получается трек края Солнца. Съемки производились при различных значениях часового угла и склонения Солнца. В результате анализа полученных данных установлено, .что Позиционный угол нити: I) ' менискового фотогелиографа ФГ-I не зависит от положения трубы ,-2) фотогелиографа АФР-3 зависит от часового угла и, возможно, существует слабая зависимость от склонения; p(t,3) максимально в полдень и равно 0?5 ±0?05, утром и вечером около 0?1±0?0Б. Ход изменения p(t,0) похож на косинусоиду, и он обусловлен гнутнеи экваториальной оси телескопа АФР-3 £13).

2.3. Обработка материалов наблюдений

- 2.3.1. Фотометрическая обработка

■ ' • . .

Наш наблюдательный материал в основном фотографический. Это прямые снимки участков Солнца в фокусе. Кассегрена через широкополосные светофильтры, спектрограммы, Hg-фильтрограммы и фотогелиограммы. На всех снимках имеются отпечатки 9-ти ■ ступенчатого ослабителя , разной плотности, измерение плотности почернения D(x,y) на негативах производилось на микрофотометре МФ-2 и. микроденситометре ВД-100 (Цейс, Германия) на точках сетки с шагом 0.1'мм. Переход от плотности почернения к интенсивности и нормировка интенсивностей производились по программе с помощью ЭВМ £121. Такие измерения позволяют получить изофоты пятна, тени пятна, фотометрические разрезы пятна и записи - спектра. • Они использовались при изучении структуры и эволюции.тени пятна, при определении площади пятна, при изучении эволюции ярких точек тени, профиля спектральных линий в различных участках тени £14-161. Точность фотометрических измерений составляет <*5Ж от измеряемой

относительной интенсивности (см. Рис.3,4,5в).

2.3.2. Измерение и вычисление точных гелиографических координат пятен

Измерение координат солнечных пятен на фотогелиограммах производилось с помощью координатно-измерительных машин АскЬрекорд и Аскоремат (Цейс, Германия). Эти приборы позволяют автоматически считывать с измерительных линеек прямоугольные координаты с точностью 0.01 и 0.005 мм.

Главным источником ошибок является процедура определения координат центра диска Солнца. Последние определяются методом наименьших квадратов по, 12 измеренным точкам края диска (по три точки в каждом квадранте). Ошибка определения центра диска складывается из ошибок, вызванных дифференциальной рефракцией, неровностью и размытостью края диска из-за дрожания изображения. Для уменьшения эффекта дифференциальной рефракции при измерениях координат использовались фотогелиограммы, полученные при зенитных расстояния: летом е<53° и зимой z^65°. При этих z смещение центра диска составляет от 0.02 до 0.08 мм (301. Среднеквадратичное, отклонение центра о< 0.01мм.Точка, отклонившаяся от среднего' круга более чем на 0.05 мм, отбрасывалась и координаты центра вычислялись заново подпрограммой "Центр". Таким образом, ошибка измерения координат, точек края не превосходит 0.05 мм.

Процедура, измерения предусматривала измерения: I) Е и W (или N' и S) концов нити; 2) двенадцати точек края; 3) всех отождествляемых от дня к дню ядер пятна. Измеренные координаты, .записанные на гибкий магнитный диск, обрабатывались на ЭВМ "СМ-Нго*. по специальной программе вычисления гелиографических 'координат. При' этом учитывается поправка нити, определенной заранее для данной фотогелиограммы и другие поправки,Результаты вычисления выводятся вместе с ошибкой определения центра диска на печать. На печать выводятся твкже ошибки измерения точек края. Ошибка определения гелиографических координат составляет i0?Q5. Для определения собственных движений. пятен обычно сравниваются координаты на фотогелиограммах, полученных с суточным интервалом, тогда ошибке ±0?05 соответствует ошибка определения скорости ±7 м/с,. Следует отметить, что эта ошибка одного измерения. Траектория

собственного движения пятен и скорость вращения Солнца, обычно, выводятся из наблюдений за несколько дней и используются несколько пар- фотогелиограмм, .поэтому реальная ошибка координат не превосходит ±0?05, а скорости - ±5 м/с. Такая точность вполне достаточна для изучения собственных движений пятен, определения и изучения скорости вращения Солнца и крушомасттабвдх движений на Солнце.

2.3.3. Методика построения ежедневных На-карт Полярностей магнитных полей на Солнце

Метод построения На синоптических карт полярностей магнитных шлей на Солнце был разработан и введен в практику Макинтошем [36]. Он предусматривает проведение линии раздела полярностей .(ЛРП) радиального шля .по наблюдаемым в центре линии Нд хромосферным образованиям (волокна, каналы волокон, флоккульные коридоры, арочные системы волоконец). Главными условиями достоверности ЛРП являются пространственное разрешение телескопа и астроклйматическое качество атмосферы в месте его установки, регулярность и качество получаемых на нем фильтрограмм. Макинтош пользовался Нд фильтрограммами, получаемыми на станциях патруля солнечных в.спышек. Обычно эти станции оснащены . телескопами с. апертурой <10 см и на них ведется кинопатруль на 35-мм кинопленке. До 1984 г. в Ташкенте функционировал такой телескоп и опыт работы на нем показывал, что на таких телескопах получаются фильтрограммы с' разрешением «*3". Для получения4 фильтрограмм высокого («I") разрешения требуется телескоп с апертурой >15 см, установленный в благоприятных астроклйматических условиях и оснащенный камерой, обеспечивающей увеличение изображения .Солнца >50 мм.- Такой телескоп был установлен в Ташкенте в 1984 г. Он был разработан и изготовлен Институтом Солнечно-Земной физики СО РАН. Диаметр объектива 1)=18 см," эквивалентное фокусное расстояние 1^=500 см. Практическая разрешающая сила в центре и *2п на краю диска ' Солнца. Опыт работы на этом телескопе показал, что на нем можно получить фильтрограммы полного .диска . Солнца высокого пространственного разрешения и они вполне пригодны для построения На синоптических и ежедневных карт полярностей. ;

В Ташкенте в среднем за год можно выполнить 268 патрульных

наблюдений солнечных вспышек в течение 8 часов в день. Лучшие фильтрограммы за данный день используются для построения На карт полярностей [51.' В основу разделения полярностей магнитных полей взята методика Макинтоша Í363. С выбранной за данный день фильтрограммы делается зарисовка диаметром 12 см, на которой изображаются волокна, флоккулы и протуберанцы. На этих зарисовках наряду с контрастными волокнами и протуберанцами, наблюдаемыми на фильтрограммах низкого (js3") разрешения, получаются многочисленные малоконграстные темные узелки, обрывки волокон, тонкие волокна, арочные системы волоконец внутри а.о. и выступы-протуберанцы на краю диска. Просматривая фильтрограммы с увеличительной лупой, мы на зарисовке проводили явные участки Л?П. При этом использовались записи магнитных полей а.о., полученные на нашем магнитографе. Далее рповодятся неявные участки ЛРП, прежде всего выделяются каналы волокон. Такие поля упорядоченных волоконец наблюдаются около и на концах волокон и прослеживают ось его исчезнувших частей. В годы высокой активности в пределах королевской зоны (±40° широты) на 'наших. фильтрограммах каналы волокон и полосы упорядоченных волоконец наблюдаются везде, где проходит ЛРП. Труднее проводить неявные участки ЛРП на высоких широтах. Здесь мы использовали признаки ЛРП, ранее не упомянутые. Это протуберанцы-выступы на краю диска и широкие коридору и каналы между рассеянными флоккульными полями. „При выводе окончательного варианта карты рабочая карта сравнивалась с картами за предыдущие дни и обороты. Это позволило прояснить сомнительные участки. Начиная с 199Гг. по настоящее время мы строим ежедневные На карты полярностей [51.. Сравнение, наших карт с магнитограммами обсерватории стенфордовского- университета показывает (см. • рис.1) "полное соответствие ЛРП на них. Однако, как это можно увидеть в работе Макинтоша [363, полнота На карт зависит от уровня солнечной активности. В годы низкой активности ЛРП на картах Макинтоша не замкнута. ■ '

Карты Макинтоша, широко используемые научной общественностью, начиная с 1991 г. перестали публиковаться в Solar Geophislcal Data (SGD)'.B последние. годы широкую популярность приобретают синоптические карты обсерватории Вилъкокса. Однако эти кпрты и стенфордовские магнитограммы характеризуют усреднонше фотосферные магнитные поля. На карты, несмотря на свои недостатки, отряжают

реальное положение ЛИ в нижней короне и их никакая магнитограмма не заменит. Они характеризуют, магнитные поля в " короне и корродируются как со средними так и с межпланетными магнитными полями и используются нами при изучении КА в мягком рентгене.

Наши карты ежедневно отправляются в Институт Прикладной геофизики Госкомгидромета России. Мы их рекламировали в 1991 г. Откликнулись многие ученые и Боулдеровский центр солнечно-земных данных.

3. ТОНКАЯ СТРУКТУРА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

Первое сообщение о том, что тени (ядра) солнечных пятен неоднородна по яркости и содержат светлые образования, было опубликовано Шевалье [37] сравнительно давно, в 1916 г. Новый всплеск интереса к структуре тени произошел в 50-х годах. Сначала Тиссен 138], затем Рош (39] изучали . структуру тени. Однако подлинный интерес к изучению тонкой структуры солнечных пятен начался в конце 50-х годов с работ Брея и Лоухеда [40]. Эти исследования опирались на материалы наземных наблюдений с помощью небольших рефракторов. В конце 50-х годов американские астрономы под руководством Шварцшильда, а в начале 70-х годов пулковские астрономы под руководством Крата с помощью стратосферных станций получили фотографии солнечных пятен. На этих фотографиях видны яркие светлые образования чрезвычайно малых размеров. Тень пятна напоминает темную туманность, содержащую • "звезды" различной яркости [41,42]. По существу в этих, двух проектах (10 полетов) были.получены снимки всего лишь • нескольких пятен. Каждый снимок получен' единственной экспозицией [43]. Для изучения морфологии пятна необходимо иметь снимки с набором экспозиций и для изучения динамики структуры - ряд снимков, полученных в течение нескольких часов. ' • '.

Программа. фотографирования солнечных пя^ен с высоким, разрешением проводится с 1963 г. .в обсерватории .Ондрежейов (Чехия) под руководством Бумбы [44]. Такие наблюдения в конце 60-х годов проводились й обсерватории Сакраменто Пик [451. Эти исследования были направлены, в основном, на изучение морфологии тени. Результаты этих исследований противоречивы.. Не выяснена место й роль ярких точек в эволюции солнечных пятен.

Начиная с 1974 г, в Ташкенте мы проводили фотографирование солнечных пятен в фокусе Кассегрена горизонтального телескопа АЦУ-5 АЙ АН РУз. Здесь приводятся результаты исследования тонкой структуры активной области и солнечных пятен, полученные нами на основе материалов оригинальных наблюдений-

3.1. Тонкая структура активной области

Мы изучали структуру и развитие фотосферной грануляции в районе молодой а.о. Ш. Получено, что грануляционное поле а.о. неоднородно. Имеются участки пониженной яркости и низкой плотности гранул, где.наблюдаются много мелких гранул(см.Рис.5а). Определена контрастность (с) гранул, среднеквадратичная флуктуация яркости грануляционного поля (Д1) и диаметр гранул у основания их фотометрического профиля (й). Средне статистические значения этих параметров приведены в Табл.1. Средняя плотность гранул в а.о. составляет п=32 гранул/100 кв.сек. дуги, что на 10% меньше полученных для фотосферы другими авторами. Частотное распределение диаметров гранул на уровне половины интенсивности имеет два максимума: один при а=450 км, другой - при ¿=900 км.Ряд хороших и отличных (разрешение около 0"5) снимков охватывавший получасовой интервал "с частотой I кадр в мин. позволяло уверенно отождествлят гранулы на разных кадрах.Получено, что большие гранулы *образуютря из 2-4 мелких гранул и живут 5-7 минут, затем распадаются на мелкие гранулы. Каждая мелкая' гранула может участвовать в образовании крупных гранул несколько 'раз и лишь после этого исчезает. По-видимому, мелкие гранулы живут дольше крупных и могут ■существовать в- сильных магнитных полях (13, и участвуют в горизонтальных движениях в' супергранулах, вместе с магнитными элементами. "'••.•' .•

Таблица I;

Гранулы • с=(1г-1мг)/:[мГ А1=±К2|(Г -цт2 (1, км

Мелкие 0.073 0.041 686

Большие 0.117 0.064 1 1423

Всё" £ 0.094 | 0.053 ~ ' ! 1246

3.2. Тонкая структура полутени

Развитие тонкой 'структуры полутени мы изучали на примере двух групп пятен, наблюдавшихся нами в течение нескольких дней на телескопе АЦУ-5. Ежедневные серии (более 30 с общим числом кадров <* 1000) с интервалом 3 минут охватывали интервал времени до 6 часов. Каждая серия, полученная в течение 3-5 минут, содержала снимки четырех уровней яркости, для того чтобы охватить фотосферу, полутень и тень пятна (23. Морфология и динамика тонкой структуры изучались по зарисовкам, полученным путем наложения снимков, снятых через нейтральные светофильтры разной плотности (рис.2), изофотам (рис.3) и отдельным фотометрическим сечениям: пятна (рис.4). В'работе C15I приводятся результаты исследования тонкой структуры групп июля 1978 г. (J6I95 по СД) и сентября 1977 г. (#99 го ОД). Получено, что волокна полутени ориентируются вдоль нулевой линии продольного поля, которая проходила через западные границы группы (JH95) дельта конфигурации и была связана с новой областью всплывшего потока.После выхода нового . потока 9-II июля западные волокна стали более устойчивы, чем волокна на противоположной стороне тени, где наблюдаются глубокие заливы полутени в тень, и волокна направлены радиально. Взаимодействие волокон полутени с новым магнитным полем указывает на их магнитное - происхождение. Нулевая линия оказывает стабилизирующее влияние на поле волокон. В течение последующих дней наблюдений, западные части пятна мало изменялись, в то время как остальные прет&рпевали существенные изменения, волокна вклинивались в .тень, углубив залив. Группа сентября J977 г. также имела дельта конфигурацию. Главное пятно хвостовой полярности, находившееся в голове .группы с 14 по 16 сентября, вращалось против часовой стрелки (N-полушарие). вокруг . своего, северного малого компаньона со скоростью. "20° в сутки. -В результате волокна полутени закручивались . в сторону, противоположную направления ' вращения. Таким образом, вращение пятна вызывает закручивание • силовых линий магнитного поля, и, возможно, образование заливов полутени в виде ансамбля вклинившихся волокон .полутени' в тень связано, с изменением конфигурации магнитного поля (деформация магнитной трубки).

3.3. Морфология и динамика тонкой структуры тени

Тонкая структура главных ядер (тени), упомянутых выше групп пятен, изучалась нами С152 в зависимости от отмеченных выше процессов в их полутени. В результате получено, что I) тень солнечных пятен неоднородна по яркости и состоит из небольших наиболее темных участков, заливов яркости и более светлых выступов(см. Рис.2). Около заливов яркости и светлых выступов тени наблюдаются светлые волокна, глубоко внедрившиеся в тень; 2) наиболее темные участки тени, размером 3-5" находятся вблизи центра тени или на той части тени, где волокна полутени сильно ог.лонены от радиального направления или отсутствуют яркие волокна, вклинившиеся в тень; 3) контраст светлых образований в темных частях тени низок (0.005), по мере перехода к граничным зонам он постепенно растет. Наиболее яркие образования (<*0.1) располагаются в светлых выступах тени и вблизи ее границы; 4) время от времени через границу тени в нее вклиниваются яркие волокна полутени,' в результате чего в зтом районе тени высвечиваются яркие точки, цепочки и ансамбли ярких точек. Эти процессы длятся более одного часа. Таким образом, многие светлые образования точечной, каплеобразной формы, наблюдающиеся в заливах полутени и светлых выступах тени связаны с эволюционными процессами в пятне; б).в тени вращающегося пятна наблюдается много светлых образований в виде коротких волоконец; вращение пятна влияет на ориентацию волокон полутени и волоконец тени одинаковым образом, закручивая их в сторону, противоположную направлению .вращения. Яркие образования тени и полутени (зерна полутени [46]) имеют, повидимому, одинаковое происхождение.

.3.4. Развитие и время жизни ярких точек тени

Время жизни ярких точек тени изучалось Бреем и Лоухедом С40], Беккерсом и Щретером [451. Согласно 140], 67% светлых образований живут больше 15 минут, 38% - больше 30 минут, 27% - больше 47 минут и 10% больше 2 часов. Авторы работ 1453 для изучения времени жизни точек тени использовали 28 -снимков, полученных в точение 60 минут на 30-см солнечном телескопе обсерватории Сакраменто Пик. По их данным, время жизни этих образований равно 27 минутам. О

развитии ярких точек в этих работах ничего не говорится. Для изучения развития и времени жизни светлых образований тени мы С161 использовали материалы наблюдений группы #195 за 12 Июля 1978. г. (рис.3 и 4), когда прошли бурные процессы, связанные со всплытием . нового магнитного потока у северо-западной границы тени II июля (о чем будет сказано ниже). Наблюдательный материал состоял из 31 серии снимков (в общей сложности =-1000), полученных в течении 5 часов 34 минут. На снимках отличного качества в тени обнаружены до 75 светлых образований. Оценивалось качество используемого снимка и видимость детали. По кривым видимости 28 точек тени определялось Иб)время их жизни: получено, что 90% точек живут "более 30 минут, 60% - более 40 минут, 50% - более 50 минут, 43% - более 60 минут, 21% - более 80 минут и 10% - более 90 минут. Яркие точки живут более 70 минут, средней яркости - около 40 минут. Наиболее яркие появляются и достигают максимальной яркости за «20 минут, а угасают в течение более чем 2 часов. Яркость светлых образований, возможно, изменяется периодически (с периодом «70 минут). По мере угасания яркая точка расширяется и повышается яркость окружающего фона. Природа ярких точек тени не ясна. Ясно одно, что механизм их образования отличается от механизма образования фотосферных гранул, т.к. в них не наблюдается вертикальное движение вещества со скоростью более 150 м/с [19]. Периодическое изменение яркости точек тени с периодом около 70 минут указывает на колебательный механизм переноса энергии в точках тени, на что обращалось внимание в [43].Отметим, что время жизни ярких точек тени полученные нами[16] в два раза больше полученных ранее другими авторами[40,45) и в среднем равен оДному часу, что уже близко к времени жизни ярких волокон(зерн) полутени согласно[46].Этот результат 'был подтвержден позже в работах[47,48]. Нами было получено что яркие, точки наблюдаются впереди волокон полутени, вклинившихся глубоко в тень пятна.В работе [46] были получены, что наблюдается Повторное усиление яркости волокон ■ полутени и на границе "тень-полутень" яркие волокна.наклонены в глубь. Эти данные и то, что вращение пятна одинаково искривляет волокна полутени и светлые элементы тени указывают ,что волокна полутени и точки тени -результат единого процесса. В тени мы наблюдаем вертикально расположенные столбики газа, о чем свидетельствует вертикальный характер силовых линий магнитного поля в скоплениях ярких точек, об этом ниже.

3.5. Зёемановское расщепление спектральных линий на тонкоструктурных элементах тени

Со времени . открытия магнитных полей, солнечных пятен [49] известно, что в спектре большинства пятен, даже тех, которые расположены вблизи центра диска Солнца, наблюдается триплетное расщепление таких спектральных линий Fei, как Я 5250.216 'Â и А 6302.499 Â. Появление с-компоненты в центре дис^а, противоречащее классическим представлениям об ориентации силовых линий поля, приписывалось рассеянному свету. Наблюдения 60-х годов с поляризационной оптикой показали, что ic-компонента состоит из двух противоположно поляризованных компонент. Появление и расщепление it-ломпоненты объяснялось I) магнитооптическим эффектом и 2) наличием фонового поля. Оба объяснения требуют признания сильной неоднородности физических условий как по глубине, так и вдоль поверхности пятна [431. Наиболее; правдоподобное объяснение, по-видимому, связано с существованием жгутовой системы и ярких элементов [50].

Мы изучали спектрограммы униполярных пятен, полученные без поляризационной оптики, но с высоким пространственным и хорошим спектральным (дисперция 1.5 мм/А) разрешением [ГМ9) на телескопе АЦУ-5 АИ АН РУз.. В промежутках между сериями сйимков спектра получались .прямые снимки пятен в фокусе Кассегрена. Исследованное пятна находились вблизи центра диска и <их ядра показывали тонкую структуру, состоящую из скоплений, цепочек или сетки ярких элементов (см. рис.5) и темных участков'без ярких элементов. Щель спектрографа пересекала темные участки и участки со' светлыми ■образованиями. ..

В результате было получено, что тени изученных униполярных пятен содержат темные и светлые участки, состоящие из темных и светлых тонкоструктурных образований различной яркости, формы' и размеров. Яркие образования сосредоточены в районах тени, находящихся впереди развивающихся заливов полутени в тень или покрывают сетью, более светлую часть тени (см. рис.2 и 56). Обнаружено, что в этих районах тени пятна находящегося вблизи центра диска Солнца линии Fei 6302.499 À и Cri 5781.759 показывают дублетную, а в темных участках тени триплатную картину расщепления ( см.. Рис.Бд) 117,18].

t

Попытка объяснить появление тс-компоненты в темных участках тени. рассеянным светом не привела, к успеху. Отсутствие тс-компоненты в скоплениях ярких точе)с тени мы обнаружили в спектре обоих исследованных униполярных пятен(см. рис.5). В спектре ярких точек впереди развивающихся заливов полутени в других пятнах it-компонента или отсутствует, или сильно ослаблена [17]. В научной литературе до 1980 г. мы не нашли прямые свидетельства зависимости картины зеемановского расщепления спектральных линий от тонкой структуры тени пятна и указания на отсутствие тс-компоненты в спектре развитых пятен. В 1983 г. Ажабширзаде и Кучми (51) на вакуумном телескопе обсерватории Сакраменто Пик получали спектр яркой точки .со слабой ^-компонентой и им удалось объяснить появление чг-компонеты рассеянным светом, что согласуется с нашими результатами. Наши спектрограммы получены без поляризационной оптики. На них, на скоплениях ярких точек видны только о-кошоненты и отсутствует % компонента. В темных участках теш на тех же спектрограммах хорошо видны как о-так и ic-компоненты (Рис.5д). Яркая точка, спектр которой изучался в (511 находилась вблизи границы тени. Появление слабой тс-компоненты между о-компонентами в спектре ярких точек, находящихся на границе тени мы отмечали в [173. Следует отметить, что дублетная картина расщепления• наблюдается в спектре ядра "молодого" пятна с начинающей образовывать'ся полутенью.

Таким образом, тс-компонента наблюдается в наиболее темных участках тени зрелых пятен и ее появление невозможно объяснить тонкой структурой пятна. В светлых участках тени, состоящих из ярких точек, наблюдается дублетная картина расщепления линии с простым эффектом Зеемана., что указывает на вертикальный характер магнитных силовых линий в них.

3.6. Динамика тонкой структуры и * . магнитного поля тени . •

На то, ..что магнитное поле пятна неоднородно, было указано давно (521. Однако в научной литературе до конца 70-х годов мы не нашли прямые свидетельстваг что оно связано с тонкоструктурными образованиями тени. О неоднородности магнитного поля говорилось в связи с. имеющимися различиями в напряженности поля по разным

имеют эллиптическую форму с размерами 3°»2°, вытянутого вдоль солнечной параллели (рис.6). Такая ячеистая структура поля горизонтальных скоростей была. обнаружена на картах собственных движений еще двух групп 1984 г. [22]. В этих группах первые поры образовались на восточной и западной частях кольцевого факела. Хвостовые ядра двигались вдоль кольца, лидирующие - удаляясь от факела на запад, сливались в одно большое пятно и продолжали западное движение до захода. Размеры вышеупомянутых ячеек и факельного кольца близки к размерам супергрануляции. Ячеистая структура супергрануляционного размера была обнаружена на картах лучевых скоростей а.о., наблюденной по кооперативной программе (55). ПО-видимому, супергрануляция оказывает влияние на движение пор и мелких ядер. Однако образование больших ядер с полутенью объяснить супергрануляцией, как в модели Майера и др. [56], трудно.' Действительно, поры и малые ядра лидирующей полярности оставляют пределы родной супергранулы и, слившись в большое ядро с полутенью, удаляются от места возникновения на расстояние, дважды превосходящее размеры супергранулы. В этом отношении модель пятна из скрученных силовых линий Í57J более подходит.'В процессе слияния лидирующих ядер •наблюдается их вращение вокруг общего центра. Правда, величина закрутки небольшая - около-100°.

Другая концепция, связывающая природу пятна с концентрацией поля принадлежит Паркеру [58.] I Однако и здесь для концентрации магнитных 'силовых линий требуется конвекция большего, чём супергрануляция размера. Макинтош и Уилсон [59] .предположили наличие в конвективной зона еще двух (кроме супергранул) ступеней конвекции: промежуточной и гигантской. Они утверждают, что слабые крупномасштабные и сильные пятешше магнитные поля не связаны друг с другом и всплывают самостоятельно. К этому вопросу мы вернемся в 'следующих главах.- ;

Согласно классическим представлениям, по мере удаления от места возникновения скорость лидирующего пятна уменьшается до нуля, после чего пятно изменяет направление движения и в конце жизни возвращается к мэсту возникновения. Наблюдения опровергают такую картину развития группы пятен. Действительно, иногда в конце западного движения лидер изменяет 'направление движения. Однако компонента его попятного движения так мала, что он 'исчезнет задолго до возвращения на исходное место.

Мы изучали изменение скорости собственного движения с возрастом пятна 1221. По характеру изменения скорости группы были разделены на два класса: в первый класс были включены группы, лидирующие поры и ядра которых начинают свое западное движение.со скоростью более 250 м/с и кончают его в шестой день от рождения гругйы; во второй класс - группы, лидирующие поры и ядра которых начинают западное движение с меньшей скоростью Л50 м/с и заканчивают свое западное движение в десятый день. Причем-последние в четвертый день от рождения получают новый импульс. Мы искали причину такого различия. Получено, что группы, возникшие на восточной границе комплекса активности (КА), входят во второй класс, а группы возникшие на западе и в середине КА - в первый класс по движению. К вопросу особенности движения пятен в КА мы вернемся ниже в пятой главе. Среди изученных 10 групп были две ■группы, по полярности лидера и хвостового пятна принадлежащие к 22 циклу. Их характер движения и развития ничем не отличаются от аналогичных характеристик групп 21 цикла. Они наблюдались в соседних оборотах, причем вторая группа образовалась там, куда пришел бы лидер первой группы в процессе своего западного движения. Таким образом характкр собственного движения компонент биполярных групп зависит от положения ее относительно крупномасштабных структур и супергрануляционная конвенкция оказывает влияние на движение первых пор группы.

4.1.2. Развитие групп солнечных пятен

.Многообразие конфигурации и развития групп пятен, нам представляется, связано с глубинными процессами. Мы изучали на большом материале протяженность биполярных групп в момент максимального развития и получили, что более 80% таких групп имеют протяженность по долготе в пределах от 2 до 7°, по широте 1° [35]. Согласно цюрихской, классификации протяженность групп по долготе превосходит 15°. По-видимому, в .случае групп с протяженностью более 10° мы имеем дело, в лучшем случае, с несколькими простыми группами. Как образуются такие конфигурации, нет объяснения. Простые биполярные группы согласно цюрихской классификации отнесены к трем классам: В, С и Б. Относительная-доля таких групп в общем количестве групп равна 53.6%. Причем

спектральным линиям и вышеупомянутой поляризации тс-компоненты. Мы изучали спектрограммы солнечных пятен, ядра которых имели тонкую структуру, и она была видна. на прямых снимках пятна и на спектрограммах. Мы измеряли расщепление спектральной линии Fei А. 6302.499 Ä в разных точках тени с тонкой структурой и вычисляли напряженность поля им соответствующую [17,19]. Было получено, что напряженность шля в темных участках тени около 3000 гс; а в светлых участках и на скоплениях ярких точек около 2600 гс. Поле в участках с, яркими точками чисто продольное, а в темных участках присутствует тс-компонента, и это указывает на наличие поперечной компоненты поля или какого-нибудь другого эффекта, вызывающего появление ic-компоненты. Напряженность поля яркой точки тени приводится в работе [51], она оказалась равной 2600 гс, что согласуется с нашими результатами. В C5I] было показано также, что поле яркой точки - продольное.

Между напряженностью поля и относительной интенсивностью тени можно написать следующее соотношение:

Н = а - bl.

На основе наших данных мы получили для 1=0 а=3500-4000 гс; Ь=3780 гс. То, что между интенсивностью излучения (I) и напряженностью магнитного поля (Н) существует линейная зависимость было, получено ранее [53,54]. Причем в [53] корреляция между I и II была выведена из наблюдений пятен со светлым мостом. Формула, полученная в [51], дает нулевую яркость для пятна с ft*2950 гс, в то время как наблюдаются пятна с Н>3000 гс. По нашим данным нулевая- яркость .тени достигается при Н>3500 гс.

На основе наблюдательного материала, полученного в течение 4 'часов 15 минут, мы изучали динащку изменения тонкой структуры и напряженности поля. В течение• этого времени Н темного участка увеличилась от 2640 гс до 3000 гс, яркого учаска -' почти не изменилась и была равна 2600' гс. Яркость различных участков изменяется со временем. Иногда темные участки покрываются сеткой из ярких элементов и наоборот [17] или медленное исчезновение светлых выступов на одной стороне тени сопровождается образованием заливов яркости в другой (15]. Эти процессы связаны с увеличением напряженности на одних частях тени и уменьшенном ее

на других.- При этом магнитный поток остается постоянным (кроме тех. случаев, когда имеет • место всплытие нового магнитного потока).

4. РАЗВИТИЕ И ВСПЫШЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ ГРУПП СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН 4.1. Развитие простых биполярных групп

Закономерности выхода и концентрации сильных магнитных трубок (пор), их слияния и образования солнечных пятен лучше всего изучать на примере простых биполярных групп. По-видимому, только они дают возможность изучить взаимодействие выходящего магнитного потока с полями на поверхности Солнца, и, возможно, закономерности их развития несут информацию о процессах в подфотосферных слоях. Процессы концентрации магнитных трубок и развития групп пятен наиболее ярко должны проявляться в движении ядер и пор, называемом собственным. В движении пятен могут проявляться глубинные процессы, связанные с выходом магнитного потока. Поэтому в ряде работ, посвященных эволюции груш пятен (1,20-26,28,31), мы особое внимание уделяли собственным движениям пятен.

4.1.1. Собственные движения пятен в простых биполярных группах

В работах 120-23) изучалась эволюция и вспышечная активность простой, биполярной группы солнечных пятен наблюдавшейся 20-27 июня 1984 г. по кооперативной программе с участием ученых многих обсерваторий бывшего СССР и Венгрии. На основе большого и высококачественного наблюдательного материала, . полученного в течение до 8 часов . ежедневно на фотогелиографе. АФР-3 и большом хромосферном телескопе АИ АН'РУз, мы изучали'собственное движение многих ядер, и пор, участвовавших в образовании вышеупомянутой группы с самого начала ее развития 21.06. Были получены траектории и скорости собственного движения многих' ядер и пор за каждый день. Сводная карта, полученная из ежедневных, показывает упорядоченность движения пор и ядер, которые имеют ячеистую структуру Г22). Движения направлены вдоль границы ячеек. Ячейки

класс В составляет 18%, С - 19.1% и Б - 15.5%, т.е. примерно равны. Отметим, что класс А составляет 20.3% и Н - 20.8%. Протяженные группы, входящие в класс Е и ? вместе - 6.2%. Таким образом, простые биполярные группы составляют основную популяцию солнечных пятен.. Протяженность по долготе групп класса С и Б близка и равна Они отличаются характером развития хвостового пятна. Макинтош и Уилсон [591 обращали внимание на ячеистый характер распределения хвостовых ядер и объяснили его положением места возникновения группы относительно предполагаемой конвективной ячейки большего, чем супергрануляция масштаба.

Мы тщательно изучали развитие более 10 простых биполярных групп, зародившихся и достигших максимального развития на диске Солнца. Среди них оказались три группы, принадлежащие к классу Б, три - к С и три - к В. В процессе развития хвостовые ядра образовывали ячеистую структуру, аналогичную отмеченной в [59]. Размеры ячеек - порядка размера супе'ргрануляции. Хвостовые пори и ядра появляются и исчезают, они не сливаются в одно пятно. Суммарная их площадь почти на порядок меньше площади лидера. Эти группы появлялись на фоновом поле лидирующей полярности для данного полушария. Хвостовые ядра и пятна менее устойчивы, чем лидирующее. Хотя наш материал небольшой, можно предположить, что хвостовое пятно с полутенью образуется в фоновом поле своей полярности' чаще, чем в поле противоположной полярности. Причем первым образуется та компонента биполярной группы, которая имеет ту же полярность, что и фоновое, поле. Эти результаты предварительные и требуется их проверить на большем материале.

Среди изученных груш оказались несколько малых групп, 'лидера которых, двигаясь на запад, на своем пути возбуадали- новые • пятнообразовательные очаги." Причем ядра лидирующей полярности нового очага сдавались с возбудителем и вместе продолжали западное движение, /а хвостовые ядра - оставались 'на месте возникновения или медленно двигались на запад: ' образовалась протяженная биполярная груша с двумя хвостовыми пятнами.

Таким образом изучение многообразия' конфигурации груш и движений пятен .относительно фоновых полей представляет большой интерес для понимания процессов всплытия и взаимодействия магнитных трубок.

4.1.3. Вспышечная активность

В работах [20,211 мы изучали вспышечную активность биполярной группы, наблюденной в рамках кооперативной программы обсерваториями бывшего СССР и Венгрии. Наблюдательный материал состоял из данных мировой сети патруля вспышек, копий наблюдательных материалов ГАИШ (Алма-Атинский филиал), КрАО СибИЗМИР и оригинальных материалов, полученных диссертантом на большом хромосферном телескопе АИ АН РУ в режиме патруль вспышек в течение до 8 часов ежедневно. Напомним, группа Ш35 (1984 г.) зародилась и прошла максимум своего развития на диске Солнца. В результате анализа данных было получено, что вспышечная активность начала быстро расти во второй день от рождения группы и.достигла максимума в конце третьего дня, после которого начала падать еще быстрее. Главный максимум вспышечной активности, как и максимальный рост магнитного потока, наступил на сутки раньше максимума числа ядер и на двое суток раньше максимума суммарной площади. Наблюдался также вторичный максимум всплеска вспышечной активности. Он был менее мощный и приходился на сутки раньше вторичного максимума числа ядер. Если главный максимум кривой числа ядер был обусловлен образованием лидера и неустойчивых пор у хвостового пятна, то вторичный - формированием биполярной системы из пор в середине группы, на месте образования лидера (распределение полярности в этой биполярной системе противоположное). Большинство вспышек,, относящееся к главному максимуму, локализовались у северо-западной границы хвостового пятна, где 23.06 наблюдались многочисленные мелкие неустойчивые поры обеих полярностей. Узлы вспышек часто располагались около новых ядер и пор.

Таким образом, максимум вспышечной активности групп совпадает с'максимальным ростом поля, что предшествует максимуму числа ядер и площади группы. Это указывает, на связь вспышек и всплесков радиоизлучения с выходом нового магнитного потока.

4.2. Развитие и вспышечная активность сложных групп

Связь вспышечной активности с выходярцими новыми магнитными потоками можно .обнаружить и. в случае развитых групп. Вспышечная

ч

У

активность особенно высока, когда группа имеет сложную ö-конфигурацию. ■ Таковыми были, изученные многими исследователями группы августа 1972 и июля 1974' гг.

4.2.1. Группы ö-конфигурации

Мы изучали [24] развитие и вспышечную активность одной такой группы (июль 1978 г.). Группа ß-конфигурации 'вышла из-за края вполне развитой. За время прохождения по диску ее суммарная площадь в целом уменьшалась с небольшими флуктуациями. В а.о., содержащей эту группу, за время ее прохождения (8-21.07) наблюдалось более 160 вспышек,. в том числе 22 - балла I и 10 -балла 2. Наиболее вспышечно активным периодом в развитии группы был период с 9 по II июля, когда общая ее площадь постепенно уменьшалась. Заключение о том, что мощные вспышки наблюдаются в период уменьшения площади группы быДо сделано в (60). Однако, с чем они связаны, остается неизвестным. Эволюция и вспышечная активность этой группы изучалась в (61), где делается вывод о том, что для выявления достаточных условий проявления больших вспышек требуются детальные данные о развитии а.о. с брлышм временным разрешением.

Группу июля 1978 г. мы наблюдали ежедневно в течение до 9 часов на телескопах АФР и на АЦУ-5. Полученные наблюдательный материалы характеризуются хорошим качеством. Результаты исследования развития тонкой структуры большого ядра этой группы приводились выше (15,16). • .

А.о., содержащая июльскую группу, проходила по диску Солнца '4 раза. В конце первого прохождения (июнь) в а.о. наблюдалась .группа класса С. В июле" на месте лидера июньской группы наблюдалась группа б-конфигурации с большим ядром N-полярности, которая была окружена полукольцом неустойчивыми ядрами как N-, так и S-полярности. Все они находились в общей полутени (рис.7). 9-II июля на севере и западе от большого ядра происходили наиболее заметные структурные изменения. Появлялись новые ядра в полутени старого пятна, разрывалась полутень и есть основание полагать, что в этих районах всплывал новый магнитный поток.

На основании детального фотометрирования всей группы мы получили изофоты группы, измерили на mix площади отдельных ядор и

построили их эволюционные кривые. На фотогелиографах измерили точные координаты ядер и определили скорость их собственного движения. В результату получено: I) в течение рассматриваемого интервала времени существенные изменения претерпевали новые ядра: скачкообразно изменялась их площадь, они показывали собственное движение, направленное за пределы старого пятна, в результате чего изменялась структура последнего; 2) скачкообразно изменялась площадь отдельных частей полутени, что приводило к разрыву последней. Все эти структурные изменения происходили вдоль линии раздела полярностей (ЛРП), окружающей старое ядро полукольцом (см. рис.7); 3) на северной части большого старого ядра высвечивались ..скопления ярких точек;. 4) большинство вспышек, наблюдавшихся II июля, локализовались в северо-западных районах группы, где происходили наибольшие структурные изменения, связанные с развитием . новых ядер. Структурные изменения, начавшиеся на юго-западе, распространялись на север и далее На северо-восток вдоль ЛРП. Места расположения вспышек II июля также перемещались на север и северо-восток. .

Таким образом, вспышки и структурные изменения группы б-конфигурации связаны как по времени, так и по месту локализации и они представляют собой результат взаимодействиявсплывающего нового магнитного потока с существующими полями внутри старой группы. Последний мож§т наблюдаться внутри полутени старой группы или пятна, . находящихся на стадии медленного разрушения. По-видимому, заключение, сделанное в СбоЗ недалеко от истины, и вспышки могут наблюдаться как. на стадии роста так и на стадии спада суммарной площади. Здесь определяющим процессом вспышечной активности является наличие всплывающего нового магнитного потока внутри группы.

4.2.2. Большие группы класса Е и Т.

Мы изучали развитие и вспышечную активность двух больших групп протяженностью по долготе более 20° по широте более 10° (25,261. Наблюдательный материал был получен на хромосферном телескопе АФР и горизонтальном солнечном телескопе АЦУ-5 ( прямые снимки в фокусе-Кассегрена и На фильтограммы в фокусе Ньютона) . Большие группы состояли из нескольких биполярных груш,

г

развивавшихся почти одновременно. Конфигурации зтих групп похожи друг на друга: к широкой восточной ветви примыкала протяженная и сильно наклоненная к экватору'западная ветвь. Группы входили в большой КА и располагались в западной- его части. Причем их широкая восточная ветвь располагалась между двумя гигантскими ячейками [25,26,29]. Большая груша тля 1982 г. состоял^ из девяти биполярных систем, которые развивались независимо; подчиняясь общей конфигурации группы. За время прохождения по диску, внутри нее развились еще четыре новые биполярные системы. Они развивались в западной ветви группы. Мы детально изучали развитие каждого фрагмента ■ группы изменение площади и собственное движение ядер . В груше преобладали ядра Я-полярности (лидирущеэ): отношение суммарной площади ядер И- и Э-полярности' равно 3.5 . В новых биполярных системах также преобладали ядра Ы-полярности, которые появлялись первыми и начинали разрушаться тогда, когда соответствующие им ядра Б-полярности находились на стадами роста. Отметим, что новые биполярные системы образовались в фоновом поле лидирующей полярности и их развитие подчинялось правилу, обнаруженному выше.

'В большой груше июля 1982 г. наблюдалось более 240 вспышек, в том числе 2 - балла 3, 13 - балла 2, 47 - балла I. Наиболее вспышечно-активным был период 11-12 июля. В этот период происходил■ ■ 1

быстрый рост суммарной площади всей группы и уменьшение суммарной площади ядер. Наблюдалось образование вышеупомянутых новых биполярных систем внутри группы.-Они отмечены на рис.8 как Х1-Х4. На рис.8 представлены также новые биполярные системы (Х5-Х9), 'наблюдавшиеся в августовском и сентябрьском прохождении а.о. . .Новые образования располагались вдоль ЛРП, отмеченной на рис.8 пунктирной линией. Процесс ' всплывашя ' новых магнитных потоков перемещался с востока на запад! Мы изучали распределение вспышек в а.о. ¡,

В'результате было получено: I) груша первоначально состояла из 9 фрагментов, находившихся в общей полутени, но развивавшихся независимо; 2) .в течение июля-сентября в а.о. всплывало по крайней мере еще 9 биполярных систем, причем область появления новых систем перемещалась на запад; 3) связь нспышочной активности с развитием группы проявлялась в следующем: а) вспышки

возникали в районах новых биполярных систем ■ (XI-ХЭ). В соответствии с перемещением области образования новых пятен зона вспышечной активности, расширялась от центральных районов к западным; б) развитие биполярных систем вблизи ЛРП сопровоадалось двуленточными вспышками, а вдали от ЛРП - компактными. В а.о. июля-сентября 1982 г. наблюдалось разрушение старых и образование новых биполярных систем.

Из вышеупомянутого можно сделать вывод, что внутри больших, групп могут образоваться новые пятна или всплывать новый магнитный поток, и вспышки, наблюдаемые в а.о., содержащей большую группу, связаны с этими процессами всплытия нового магнитного потока. Взаимодействие всплывающих магнитных потоков с существуюгаими полями имеет не стационарный характер.

5. КОМПЛЕКСЫ АКТИВНОСТИ.

Комплексом активности (КА) называют скопление в виде длинного ряда в одном долготном интервале взаимосвязанных активных областей (а.о.) с общим магнитным полем. КА могут быть выделены на картах крупномасштабных магнитных полей (КММП). Развитие таких полей на восходящей ветви 21-го цикла изучалось в . работе [621." На основе анализа синоптических карт магнитных полей было показано, что в результате развития большого количества а.о. на небольшом участке солнечной поверхности образуются КММП с чередующейся полярностью, расположенные .под углом ~30° к солнечному экватору. В годы, предшествовавшие максимуму солнечной активности, очаги магнитной активности можно обнаружить везде в королевскЬй зоне. Последовательность таких очагов, расположенных на разных долготах, и синоптическая карта полярностей напоминают муаровую картину. На Солнце было обнаружено . 8 пар полей противоположной полярности, отстоящих друг от друга по долготе на 45°. Каждая пара' противоположной полярности _.есть результат развития одного КА или семейства а.о.. КА мало изученное образование' и представляет собой как бы "белое пятно" в проблеме солнечной активности (63, с.281]."КА представляет собой как бы промежуточное звено между а.о. и активными долготами и поэтому детальное изучение их центров пятнообразования и взаимосвязи мезду ними является непременным условием для решения общей

проблемы пятнообразовательной деятельности Солнца" [63, с.182]. Мы изучали морфологию и развитие около десяти КА на Солнце. Особое внимание было уделено пятнообразовательной деятельности КА и особенностям характера развития и движения пятен в КА.

5.Г. Развитие КММП и отбор членов КА.

Для отбора членов КА мы изучили.' [273 развитие крупномасштабных магнитных полей (КММП) по синоптическим картам обсерватории Китт Пик и На картам полярностей, полученным в Ташкенте. Следуя методике (62) мы изучали развитие КММП на хронологически расположенных в колонку полосках синоптических картах за много оборотов Солнца. Каждая полоска охватывает от 0° до 40° гелиошироты. Карты, изученные в (623, относятся к солнечным оборотам 1655-1683 и охватывают период с мая 1977 по апрель 1979 гг. Мы рассмотрели карты'за весь 21 цикл. Анализ этих карт показал, Что муаровую картину можно увидеть и на картах за годы максимума солнечной активности (273, и на ветви спада цикла [28]. В года около максимума наблюдаются КММП с протяженностью по долготе ~100°. Тщательное их изучение показало, что они состоят из нескольких (до 3-х) элементарных КА. В развитии КА. в годы максимума можно выделить простую и переходную фазу, на что было обращено внимание в [623. Процесс всплытия магнитного йотока КА стремителен. Пока идет процесс всплытия нового магнитного потока в КА, крупномасштабное поле клочковато. После прекращения всплытия поле КА начинает упрощаться. Поля лидирующей полярности переходят на запад, хвостовой - остаются на месте или несколько 'смещаются на восток. На месте КА образуется КММП с единственной .достаточно гладкой линией раздела полярности (ЛРП). Причем, поля лидирующей полярности продолжают расширяться на запад(см.Рис.~ТТ).

Таким" образом, развитие ' магнитного поля КА напоминает развитие простой биполярной группы. Там и здесь в начале развития магнитные поля противоположной полярности всплывают рядом, иногда они перемешаны. Затем, в результате быстрого собственного движения полей, (пор) лидирующей, полярности, они покидают пятиообразоватвльшй очаг КА. Поля одинаковой полярности сливаются и образуется КММП с протяжонтюстью по долготе ■=< 45°, наклоненое к экватору под углом . ~30°. Всплеск магнитной

активности КА заканчивается образованием простого биполярного КММП, которое в дальнейшем, в течение нескольких- оборотов, постепенно расширяется, и ослабляется. Магнитное поле больших КА, простирающихся на Л00°, после прекращения магнитной активности распадается на 2-3 биполярные образования - элементарные КА.

Руководствуясь определением, данным в [621, мы выделили КА как всплеск магнитной активности, заканчивающейся формированием достаточно сильного КММП простой биполярной структуры. Отбор а.о (групп пятен) членов КА осуществлялся по их пространственно-временной близости и исходя из анализа развития КММП, связанного с этим КА за много оборотов Солнца [271. Так были выделены около десяти КА. Изучение характера их развития показало следующее. Активные области, входящие в данный КА, располагаются внутри вполне определенного интервала долгот и широт. Область, занятая КА, ' окружена районами •' с низкой активностью (в течении развития КА) . В результате изучения распределения а.о. в КА была получена протяженность КА по долготе и широте, время активной жизни КА, количество групп в КА. Было обнаружено два типа КА. Элементарные. КА с протяженностью по долготе ~45° и большие КА, состоящие из нескольких до (3-х) элементарных - сверхгигантские. КА. Размеры элементарных КА близки к размерам, гипотетических гигантских ячеек конвекции. В конце развития сверхгигантские КА распадаются на элементарные. Время активной жизни КА от полугода (элементарные) до полутора лет (сверхгигантские). В каждом элементарном. КА .наблюдаются от 15 до 30 групп солнечных пятен и от 15* до 50 флоккульных .площадок. Среди КА, выделенных нами, оказался КА, изученный в [62]. Для изучения 'КА в [62] использовался суммарный модуль магнитного потока. Мы изучали изменение суммарной площади солнечных пятен и кальциевых флоккул во времени. Из сравнения кривых изменения площади с- кривой изменения магнитного потока обнаружена их идентичность. Кривые изменения, площади сверхгигантских КА характеризуются несколькими пиками (ступенями), интервал времени между которыми составляет ™3~4 оборота. По-видимому они связаны с импульсообразным выносом магнитного потока. Большой КА, изученный в 162], а также КА июня-июля 1983 г. [26] состояли из двух ветвей. Кривые изменения площади флоккул для двух ветвей КА -почти синхронны, и каждая ветвь состоит из серии всплесков

магнитного штока, всплывающих с интервалом 3-4 оборота Солнца. Синхронность нарушается в максимуме развития и после него.

Магнитный поток элементарных КА в максимуме их развития

ро

равен примерно 10 мкс., а больших около 2-3»10 мкс.. Магнитный поток в КА всплывает в форме импульсов. Продолжительность импульсов 2-3 оборота. Количество импульсов в рассматриваемых КА составляло от 2 до 5. Импульс включает в себя от 3 до 5 а.о. для элементарных и от.10 до 20 а.о. для больших (сверхгигантских) КА.

КА развивается внутри интервала активных долгот (ИАД), существующих в течение продолжительного (до 7 лет) времени. Центры ИАД и КА вращаются со скоростью, близкой к ке~рингтоновской. КА обладает свойством возроздаться спустя много оборотов, ИДЦ может возбуждаться несколько раз, и каждое возбуждение дает один КА (273.

Сверхгигантские КА по своим характеристикам соответствуют активным долготам в смысле определения данного в [633. Характеристики КА полученные здесь близки к параметрам крупномасштабных магнитных структур (две системы магнитных полей) обнаруженных в (641 в результате изучения долготно-временного распределения больших груш солнечных пятен в 20 цикле. Следует отметить, что предположение о возможности существование в солнечной атмосфере иерархии размеров активных образований высказывалось в [65]. Развитие КММЛ изучалось ранее в [661 по материалам 20 и 21 циклов и было получено, что крупномасштабные магнитные поля являются отражением конвекции третьего яруса (гигантские ячейки). .' .

А

5.2. Ячеистая структура распределения пятен и флоккул в КА.

Как было отмечено выше, время активной жизни КА колеблется от полугода до полутора лет и в течение этого времени в пределах ИАД всплывают магнитные потоки в виде последовательных импульсов, образуются солнечные пятна и флоккульнне поля. Все они возникают в пределах определенного интервала долгот и широт королевской зоны данного "полушария, ограниченного интервалами низкой активности за рассматриваемый интервал времени.

В последнее , время появились многочисленные указания

[59,66,67] на то, что магнитный поток КММП не представляет собой результат рассеяния сильных полей пятен. Он всплывает самостоятельно и сопровождает сильные поля. Выше мы отмечали, что окончательное разделение полярностей и формирование простого биполярного КММП наступает после прекращения всплытия а.о. . Поэтому есть основание полагать, что магнитные потоки, формирующие КММП в виде НА и сильно концентрированные штоки в пятнах - это результат единого крупномасштабного процесса.

Для получения характеристик пятнообразовательной компоненты КА мы изучали распределение пятен в КА (29]. Для выделения крупномасштабных образований на Солнце часто рассматривают только долготное распределение данных, например в [641, суммируя их по всем широтам.Располагая долготное распределение в хронологической последовательности, изучают эволюцию таких образований. В данном случае нам было интересно рассмотреть долготно-широтное распределение пятен в. КА. Поэтому мы на одну карту в керрингтоновской системе координат нанесли [29] все труппы данного КА, оборот за оборотом. Методика построения двумерного распределения суммарных площадей и числа активных областей применялась ранее' в [63] при выделении активных долгот. При усреднении площади по долготным интервалам ~40°, какое . было сделано вЛ631 образования меньшей «40°) протяженностью не выделяются или плохо'выделяются. Поэтому, на карту мы нанесли [29,30] биполярные группы класса В,С,Ю,Е,Р в виде двух прямоугольников. Причем площади и координаты центра Последних равны площади и координатам соответствующих компонент .в день их максимального развития (рис.9). Линия, соединяющая центры прямоугольников, представляет ось группы. Униполярные и мультиполярные группы пятен представлены одним прямоугольником. Получено что на таких картах КА, пятна и флоккулы располагаются не случайным образом, а подчиняясь каким-то неизвестным пока нам правилам и законам. Они образуют ячейки или цепочки из. ячеек эллиптической • и полуэллиптической формы вытянутые почти паралельно' солнечному экватору (29,30]. На картах изолиний, суммарных площадей и числа .групп за много лет [63] получаются конфигурации полуэллиптической формы.. Они более протяженны, чем отмечаемые здесь и их незамкнутая сторона обращена к экватору, т.е. в противоположную сторону. В результате получено следу идее:

Злементарные КА состоят из одной ячейки, сверхгигантские из двух или трех. Пятна располагаются вдоль границы и на стыках* соседних ячеек. Внутри ячейки имеется беспятенная область. КА, наблюдавшиеся до максимума цикла и их ячейки имеют несколько больший размер. Высокоширотная граница ячеек иногда бедна пятнами и там ,в основном, наблюдаются флоккулы. Следует отметить., что супергрануляция также содержит ячейки полукольцевой фэрмы(см.Рис.9).

В таблице 2 приводятся характеристики' некоторых КА, изученных здесь.

Таблица 2.

- ( 1 Протяженность Размер беспятендай

NN Наименована ____ячеек____ _области ячеек____

КА' 1 по к по ш по X 1 по ср

Время жизни

Кол-во групп

1 ¡Большой КА

! 1977-1978-гг ¡на Ш5-100° ¡Н-полушариэ

2 ¡Большой КА

М 981-1982 гг.

I 40 25

о

III 40°{ 30° ! I

¡1 28°! 16°

,на М.260-355?111 19°' IИ-полушарие

III 27! 18'

15е

оО

КА 1982-83гг0|1

1на АЛ265-305; !Б-полушарие

4 !КА 1982-83гг. на ЯХ330- 5°, |Э-полушарие

5 ¡КА 1984 .

л!на иззо-5°, ___

30 I 15

и 15

I

35°; 201

о

35° I 13°

25 20

17 12

14

15

15

16

13 12

7 б б

8

VI.771 59

I- I 111.791 I 1 ¡VI.82

ИХ.831 1-1 ¡VII. I ¡82-'- I ИХ.83! I

79

19

IХ1.82| 17

|1Х.83| Х1.83| 15

IIX.841 ,

Среднее

30°! 18°

18

КА под номером 2 состоит из трех, I и 3 - из двух и 4 и 5

одной ячейки. Средние размеры ячеек 30 x18

области - 18°х8°. Протяженность ячеек по долготе более чем в три раза превосходит протяженность ■ ¡гростых биполярных групп. Протяженные группы располагаются на вытянутых боковых сторонах, оси груш параллельны им. Компактные и сложной магнитной конфигурации группы располагаются на восточной и западной частях

из

ее безпятенной

3

и

6

5

8

и между ячейками. Оси биполярных груш в этих частях ячеек характеризуются большим наклоном к экватору. Иногда их принимают за группы обращенной прлярности. Стыки ячеек - места скопления униполярных и рекуррентных пятен [133. Мы предполагаем, что протонные группы также располагаются на стыках ячеек.

Таким образом, распределение пятен и флоккул в КА имеет ячеистую структуру. Средний размер ячеек (3.5х2.0)хЮ5 км. . Эти ячейки, по-видимому, являются проявлением гигантских ячеек конвективной зоны. КА может разместиться в пределах одной гигантской ячейки или охватить несколько ячеек. Магнитные поля КА, расположенных в нескольких ячейках, перед исчезновением распадаются на поля элементарных КА. Размеры ячеек в начале цикла несколько больше, чем размер ячеек на максимуме и на ветви спада. Оси биполярных груш ориентированы вдоль границы ячейки и это, по-видимому, является причиной аномального наклона оси некоторых груш пятен. Не исключено, что концентрация групп пятен на границах ячеек - результат погружения и повторного всплытия жгутов с сильным полем или повторной концентрации всплывающих магнитных трубок. •

Ячеистая структура распределения солнечных пятен в КА сохраняется в течении нескольких лет С283. Если бы КА был подвержен влиянию дифференциального вращения, то мы не получали бы ячеистую структуру в одном и том же районе солнечной поверхности шириной 18°'в течении продолжительного времени. Это указывает на твердотельное вращение КА и его основы - гигантской ячейки. Следует отметить, что пятна, входящие в данный КА, подвержены' влиянию дифференциального вращения, об этом ниже.

5.3. Особенности движения пятен в КА.

При рассмотрении собственных движений пятен в простых биполярных грушах было отмечено [131, что первые поры группы, образуются на восточной и западной границах кольцевого флоккула с размером супергранулы. Траектории движения отдельных пор лежат вдоль границ ячеистых структур также масштаба супергрануляции.

Известно, что 'магнитные элементы также концентрируются на стыках нескольких супергранул и движутся вдоль их границ. Эти

результаты указывают на то, что супергрануляция оказывает влияние на формирование и движение сильных магнитных трубок. Мы изучали [26,28,311 собственные движения пятен/относительно ячеек, обнаруженных в распределении пятен в КА .[29]. Для этого были измерены точные координаты и построены карты собственных движений всех пятен, входивших в упомянутые выше КА. Большую часть этой трудоемкой работы выполнял сам диссертант. В совместных работах ему помогали соавторы. Производилась тщательная коррекция измеренных координат и контроль траектории движений пятен по данным других авторов для отдельных групп. Характер достаточно быстрых движений контролировался по данным службы Солнца.

В результате были отмечены [29,31 Некоторые особенности собственного движения пятен в КА (см.рис.10): I) траектория движений пятен лежит вдоль границы ячеек КА; 2) пятна групп образовавшихся на экваториальной стороне ячейки, движутся на запад. Пятна большинства групп на высокоширотной границе ячейки в начале развития показывают расходящее движение: лидер - на запад, хвостовые - на восток. Если учесть дифференциальное вращение, то остается компонента движения, направленная на запад в экваториальной зоне и на восток - . на полярной границе со скоростью ^ 20 м/с. Если вывести, как это сделано в [68], среднюю арифметическую скорость собственного движения по' широтным интервалам, то мы получим движения, направленные на4-запад на экваториальной границе ячейки и на восток в полярной. В работе [681 по данным гринвичского фотографического каталога было установлено, что на Солнце существуют зоны ускоренного и замедленного вращения. Этот результат авторы [681 связывали с •крутильными колебаниями Солнца [69). Хотя, крутильные колебания были признаны многими исследователями, было высказано ' также предположение'о-том, что они могут быть вызваны взаимодействием гигантских-ячеек и дифференциального вращения.

В работах по собственным движениям пятен, обзор которых приввден в (63), начиная с работ Уорд [71],особое внимание уделяется, меридиональному дрейфу пятен. Исследования последних лет в целом подтвердили [72] результаты Уорда, однако вопрос, куда он направлен, к экватору или к полюсам, не имеет адекватного ответа. Имеются указания на наличие компоненты скорости направленной как к экватору, так и к полюсам. Отсутствует

объяснение, чем оно обусловлено, кроме валообразной конвекции, предложенной Рибс и др. [73] по результатам исследований собственных движений молодых пятен в связи с изучением крутильных колебаний Солнца. Мы рассматривали этот вопрос при изучении собственных движений пятен в КА [26,28,31]. В двух из четырех, изученных на предмет собственного движения пятен КА, обнаружена достаточно заметная (в среднем „10 м/с) меридиональная компонента на всех частях ячейки. Причем, с экваториальной части она направлена к экватору, в полярной - к полюсам.

Выше было отмечена, что большое собственное движение, направленное на запад, показывает лидер группы. Выше также было отмечено, что оси групп параллельны границам ячеек. Поэтому мозйо предположить, что заметная меридиональная компонента ' будет иметь место в тех КА, у которых большая ось ячейки имеет большой наклон к экватору и в тех частях ячейки, где ось групп наклонена к экватору под большим углом.

Известно, что наклон оси группы "к параллели больше на высоких широтах и он уменьшается постепенно по направлению к экватору [63]. Среднее значение меридионального дрейфа и его направление зависит- от средней широты групп пятен, привлеченных к анализу. Поэтому, нам представляется правильной примененная [26,28,29] Методика изучения ' особенностей движения пятен в изолированных крупномасштабных образованиях типа КА. С другой стороны, "изучение собственных движений без четкого представления о строении подфотосферных слоев а.о. будет оставаться на уровне феноменологического рассмотрения материалов наблюдений" [63, с.39]. . '

В движении пятен на восточной границе ячеек и между ячейками (см.рис.10) значительно преобладает меридиональная компонента, направленная от экватора. Правда, здесь у., рекуррентных групп наблюдается- меридиональный дрейф, направленный к экватору. Значительный меридиональный дрейф к экватору • показывают лидеры , групп пятен, образовавшихся в,экваториальной части стыков между ячейками. Рекуррентные пятна на западных границах ячеек и в высокоширотной части стыков двух ячеек показывают меридиональный дрейф от экватора. Рекуррентные пятна в средней части стыков (ср ¿15°) совершают квазиколебательные движения вдоль параллели со скоростью ~20 м/с . В случае четырех рекуррентных пятен,

проходивших по. лиску Солнца по четыре раза [26,28,29] и находившихся в восточной части ячеек, отмечено вихревое движение. Причем пятна в Н-полушарии совершают вращение по часовой стрелке, а 3-полушарии - против, т.е. против вращательного движения пятен в ячейке.

По-видимому, вихревое движенце пятна привело к закручиванию магнитного жгута [32], который в конце четвертого прохождения раскручивается и распадается. Такое вращательное движение в Н-полушарии и дробление показало униполярное пятно, наблюдавшееся а юго-западной части западной ячейки КА2 (по Табл.2) (см.рис.10).

Таким образом, обнаруженная ячеистая структура КА подтверждается упорядоченным движением солнечных пятен КА, ив конвективной зоне КА существуют крупномасштабные образования или процессы (размером (3.5х2.0)хЮ5км), которые определяют характер распределения групп пятен на поверхности Солнца и оказывают влияние на собственное движение пятен. Таким процессом может быть гигантская конвекция с размерами порядка толщины конвективной зоны.

5.4. Пульсирующий характер развития КММП.

Нами было получено [27,29], что существует два типа КММП: элементарные КА, состоящие из одной ячейки и сверхгигантские, состоящие из нескольких элементарных КА. Они кроме размеров отличаются и временем активной жизни. Крупномасштабные поля типа сверхгигантских, охватывающие королевскую зону данного полушария и простирающиеся до 100° по долготе наблюдались ранее [63]. Такие ■ образования приписывались активным долготам, существующим на Солнце в течение многих лет.

Мы изучали развитие активной долготы (правильнее было бы сказать интервала активных долгот, ИАД ) внутри которой размещались большие.комплексы 1980-1982 гг. (N2 и N3 по Табл.2) в течении 77 оборотов Солнца, начиная с мая 1977 ( керрингтоно#ский оборот 1655 или К01655) по январь 1983 г. (К01731) [32]. Для этой цели сначала мы, по методу, примененному в Г 62), из магнитограмм обсерватории Китт Пик за обороты К01682-1731 вырезали полоски, охватывающие широтный интервал 0-40° N и долготный - А.170-360°, и расположили их в. хронологическом порядке ■один под другим

(см.рис.Н). Карта из таких полосок за К01655-1681 была заимствована из [62]. Анализ хронологического ряда карт .' и долготного распределения суммарной площади пятен за 77 оборотов показал, что рассматриваемый долготный интервал состоит из двух ИАД, восточный (от А.=170° до 270°) и западный (от Х=270° до 360°).В западном ИАД развивались большие КА 1980-82 гг.. Причем, в течении 1980-82 гг. (К01700-1727) западный ИАД показывал два больших всплеска активности с перерывом между ними в три оборота, в течении которого образовалось крупномасштабное магнитное поле, характерное для КА (КА N2 и N3 Табл.2). Эти два больших всплеска западного ИАД наступили после его пассивной фазы в течении 10 оборотов (К01690-1700) (см.рис.II). Западный ИАД до этой пассивной фазы в 1977-79 гг. в течении 35 оборотов показывал три больших всплеска активности с перерывами между ниш 2-3 оборота. Оказалось, что эти 2-3 оборота достаточны для формирования биполярного КММП. Пассивная фаза намного больше этих перерывов и пс*-видимому она разделяет два крупномасштабных • процесса аккумуляции магнитного потока. Та^сим образом, в течении 77 оборотов ИАД возбуждался дважды с пассивной фазой между ними. .

Восточный ИАД показывал три возбуждения (1977-78, 1979-81,. 1982г.) с пассивными. фазами между ними. Обе пассивные фазы с продолжительностью 10 оборотов приходятся на время возбуждения .западного ИАД. Следовательно, соседние ИАД возбуждаются в противофазе. Такой характер развития магнитной активности можно обнаружить на магнитограммах [62] за интервал долгот 0-170°. Здесь восточным ИАД является интервал активных долгот, дававший большой КА 1977-78 гг. (N1 по Табл.2). Эти качественные результаты, полученные из анализа магнитограмм, подтверждаются количественными данными, полученными йз анализа суммарной площади кальциевых флоккул [32].

Сравнивая снимки Солнца в линии кальция с магнитограммами и каталогом флоккулов из ЗОБ, мы определяли к какому ИАД принадлежит данный флоккулу. Долготные распределения площади суммированной по времени

3(А,)=Г1 вСМ) сН; кальциевых флоккул оказался идентичным с распределением площади

пятен и каждый НАД в виде максимума кривой изолирован интервалами низкой активности. Кривые изменения суммарной площади' ИАД по времени

Бт^ ЗСМ) (ЗЛ.

подтвердили наши вывода, • полученные из анализа магнитограмм [321 и они характеризуют магнитную активность ИАД. Кривая восточного ИАД (см.рис.12) имеет три горба (максимума), западного - два, и возбуждение ИАД имеет периодический пульсирующий характер. Промежуток времени между максимумами.около 2.4 года. Кавдый горб (максимум) имеет внутренную структуру и состоит из трех всплесков, повторяющихся с периодом около 0.7 года. Заметим, что время активной жизни элементарных КА равнялось примерно половине года.

Таким образом, каждое возбуждение ИДД, продолжающееся около 30 оборотов Солнца, состоит из нескольких всплесков магнитной активности продолжительностью 5-7 оборотбв. Развитие ИАД имеет периодический, пульсирующий характер. Существуют

долгопериодические (2.4 года) и короткопериодаческие (0.7 года) моды. Причем, перидически пульсационное развитие соседних ИАД происходит, в антифазе наподобие работы гидравлического насоса: минимум активности восточного ИАД приходится на время максимума западного ИАД.

Недавно Стенфло и Гудел (74) изучали развития магнитных целей на Солнце на основе магнитограмм обсерватории Маунт-Вильсон и Китт-Ник за 25 лет. Авторы пришли к выводу, что на Солнце, кроме 22 и 11-летних периодов активности, существуют также периоды 4.6 и 2.3 года, которые представляют собой основную и вторую гармонику. Каждая из этих мод расщепляется на три компоненты (типа %^). Спектр мощности автокорреляционного

анализа показал также существование мод с периодом 1.8 и 0.8 года. Они предположили, что . эти, не зависящие от коордийат, неосесимметричные моды можно объяснить, если допустить, что выход магнитного потока а.о. имеет периодический характер и резонирует на собственных частотах тороидального поля. .

Найденные нами (32) периоды возбуждения ИАД равные 2.4 годам, хорошо согласуются со второй гармоникой,- найденной в (741.

Рассмотренный нами Долготный интервал северного полушария после 1982 до конца 21-го цикла был очень пассивным. Следовательно, в течение цикла восточный и западный НАД давал три или два долгопериодических импульса и время жизни ИАД ~5 лет, что приблизительно соответствует основной гармонике (4.6 года) . Каждый долгопериодический импульс, в свою очередь, состоит из мод меньшего периода (6-10 оборотов). Они относятся к резонансной частоте с периодом меньше года (0.8 лет).

Таким образом, КА, наблюденные в вышеупомянутых ИАД и возбуждение самих ИАД представляют собой проявление определенных неосесимметричных мод, возможно, собственных частот тороидального поля. Выше было отмечено, что соседние ИАД возбуждаются в противофазе. По-видимому, возбуждение ИАД, приводящее к всплеску магнитной активности, имеет волновой характер с длиной волны по долготе около 90°. , 1

к-

5.5. Возбуздение центров активности расширяющимися КММП.

Выше, при рассмотрении развития КА было отмечено, что лидирующее поле КА движется на запад и за движущимся фронтом начинают появляться западные компоненты КА будь-то а.о. или группа пятен. Так было в случае большого КА 1981-82 гг. (N2 и N3 по Табл.2) в 1982 г..' Сначала, в июне возбуждалась восточная ячейка, затем в июле-августе средняй и западная ячейки (см.рис.8 и &) . Такой процесс наблюдался на ЛА.90-1500 северного полушария в'большом КА в 1984 г. последнем КА в данном цикле, в этом интервале долгот, состоящем из двух ячеек-компонент [331. Следовательно, процесс возбуждения ИАД .начинается с его восточных частей и распространяется на западные. В связи с этим мы изучали развитие .и движение КММП • за много оборотов по синоптическим картам обсерватории Маунт-Вильсон, Стенфордского Университета и магнитограммам обсерватории Китт-Пик. Мы изучали также развитие и движение солнечных пятен и а.о. по . оригинальным материалам в зависимости от структуры и развития КММП. '

Прежде всего, мы обратили внимание на возбуждение ИАД на АЛ30-900 северного полушария в связи с развитием последнего КА 21 цикла [27].. ИАД на Ш0-90°, задававший КА N1 (по Табл.2 ) на ветви роста цикла, был пассивным до конца цикла. КММП,

образовавшееся в связи с развитием последнего КА'21-го цикла, расширяясь в направлении экватора переходит в северные широты в К01764 (авг.1985), и там всплывают новые а.о. . В дальнейшем около экватора, как на Б- так и на Г1-полушарии наблюдаются многочисленные а.о. . Северные долготы продолжали проявлять активность после прекращения активной фазы южного КА. Причем, распределение полярности Соответствовало закону Хейла для данного полушария и цикла (27).

Мы обратили внимание на две группы редкого магнитного класса - обращенной для данного цикла полярности, - наблюдавшиеся в июне и июле 1984 г. около экватора [13]. Обе группы зародились и прошли максимум своего развития на диске в двух соседних оборотах Солнца (К01749.1750) и имели простую биполярную конфигурацию. Карты собственных движений пятен мало отличаются от таковых с нормальным распределением полярностей: лидирующие ядра и пятна движутся на запад,, хвостовые совершают вихревое движение около места возникновения, группы. Обе возникли на анти-хейловской границе полуостровного униполярного поля, спустившегося к экватору с высоких южных широт. Это полуостровное КММП северной полярности существовало в течение 8 оборотов (1741-1748) на Х=0 и в связи с развитием КА N5 (по Табл.2) начало быстро (~30 м/с) двигаться на запад и в обороте 1749 на его восточной границе образовалась первая группа. В следующем обороте там же образуется вторая'группа. Причем, вторая группа возникла там, куда пришел бы лидер первой группы, если бы он не исчезал (с учетом уменьшения скорости). Есть основание предположить, что обе группы имеют общий источник. Имеются многочисленные примеры [32] груш с нормальным распределением полярности , когда движущийся на запад лидер на своем пути возбуждает новый очаг и увлекает за собой лидирующие ядра нового очага, а хвостовые остаются на месте возникновения или .медленно движутся на запад.

Вышеупомянутое полуостровное униполярное поле пересекает экватор (К01748), и в северном полушарии, на его восточной границе наблюдаются а.о. с нормальным распределением полярности. Это поле существовало более 20 оборотов и двигалось на запад со скоростью 30 м/с а половина а.о., причисленных согласно БвП, к ■ новому 22 циклу и наблюдавшихся в £984-85 гг. связаны с этим полуостровным полем [33]. Есть основание полагать, что а.о.

нового цикла, наблюдавшиеся в южном полушарии около экватора в оборотах 1772-73, и большие группы, наблюдавшиеся в северном полушарии в оборотах 1778 (около экватора) и также связаны с этим КММП. Такой вывод сделан на основе изучения магнитных карт и магнитограмм 1331.

В хронологически расположенных одна под другой картах южного полушария мы обнаружили три КММП, отстоящие друг от друга на 100°. Они движутся в западном направлении, подчиняясь закону дифференциального вращения и в' процессе этого, движения, они возбуждают новые центры активности (мы применили этот термин для обозначения потенциальных источников магнитной активности) (33). При этом движущееся на запад КММП усиливается и увеличивается по площади аналогично группам пятен, упомянутым выше. Приведенные выше примеры указывают, что процесс всплывания нового магнитного потока в КА начинается в . его восточных границах и распространяется до западных, возбуждение новых центров активности сопровождается .' с проховдением КММП лидирующей Полярности. ¿..-.гг...

Имеются указания 166-67), что сильные поля, пятен- и КММП всплывают независимо и крупномасштабные поля не есть результат диффузии поля солнечных пятен и, наоборот , из слабых полей не могут образоваться сильные поля пятен, так как поток солнечных пятен намного превосходит поток в КММП.

Следовательно, вместе . с КММП'движутся и концентрированные сильные поля солнечных пятен. Тогда остается допустить, что

у

основная часть солнечных пятен и КММП -после достижения максимального развития -погружаются в подфотосферные слои. Движущиеся поля, когда они проходят .над конвективными ячейками промежуточного и. гигантского размера, всплывают в поверхностные слои. Можно предположить и существование агентов, которые движутся согласно закону дифференциального вращения и - Еозбуждают центры активности. Мы склонны предположить, что в конвективной зоне существует иерархия конвективных ячеек, как в модели Макинтоша и Уилсона (59), которые концентрируют и ■ выносят в поверхностные слои силовые линии тороидального поля сформированного из полоидалъного дифференциальным вращением Солнца.

В связи с явлением перехода возбуждения КА с его восточных

границ к западным мы изучали (341 влияние этого процесса на вращательную модуляцию К-индекса Солнца как звезда. Показано, что различие в скорости вращения Солнца, по К-индексу полученное недавно в Сакраменто Пик и Китт-Пик, может быть объяснено влиянием отмеченного выше процесса перемещения зоны возбуждения с востока на запад [34].

6. ТОНКАЯ СТРУКТУРА ПРОСТРАНСТВЕННЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ПЯТНООБРАЗОВАТЕЛЬНОЙ ДЕЯТЕЛЬНОСТИ СОЛНЦА. '

Пространственные характеристики активности Солнца обычно выводятся из анализа изменения его пятнообразовательной деятельности по широте или по долготе. В первом случае получается суммарная за каждый оборот Солнца характеристика для каздого широтного интервала. Изменение этой характеристики во времени дает картину, названную "бабочками" Маундера и представляющую собой закон изменения пятнообразовательной зоны в течение цикла. Во втором случае суммирование ведется по всем широтам и за весь цикл для данной долготы. При использовании таких методов могут быть выделены пространственные . характеристики, отражающие активность всего Солнца или его отдельных участков за большие промежутки времени. В работах 126-291 были приведены многочисленные примеры локальной высокой активности в виде комплекса активности (КА), окруженного зоной низкой активности. Наиболее активные части КА, их ядра, были выделены и изучены Бариным и Язевым [75-761. На нисходящей ветви 21-го цикла были выделены более пятидесяти площадок длительной активности С так назвали авторы [75,76] ядра КА). Эти небольшие участки солнечной поверхности соответствуют стыкам двух соседних ячеек, о которых говорилось выше. Такие пятнообразовательные очаги под различными названиями, например, импульс активности, центр активности, гнезда и т.д., изучались многократно [63]. Однако эти исследования посвящены изучению самих этих очагов пятнообразования и в них не рассматривается их место и роль в солнечной активности в целом. Когда мы выводим суммарные характеристики ■ за весь цикл, эти среднемасштабные образования размазываются из-за ограниченного времени их жизни, и возможно, случайности места .. их возникновения, а также в результате

воздействия дифференциального вращения Солнца. • Поэтому представляет интерес изучение долготно-широтного распределения солнечных пятен за интервалы времени сравнимые с временем жизни этих образований. . '

Синоптические карты распределения солнечных пятен на поверхности Солнца были впервые построены Витинским [633. При построении контуров равной площади на таких картах был использован масштаб усреднения равный 40°, т.е. соответствующий протяженности самых больших групп пятен. При таком масштабе усреднения, естественно, не получаются образования меньшей протяженности. С другой стороны, как было отмечено выше, есть предположение, что в пределах КА магнитный поток может всплыть повторно через некоторое время после возможного погружения. С целью обнаружить структурные образования типа ячеек, наблюдаемых в КА и в других интервалах долгот, мы построили синоптические карты за интервалы времени, равные одному году [353. Здесь приводятся результаты за 21 цикл солнечной активности.

6.1. Долготное распределение групп пятен и интервалы активных долгот

На основе оригинальных набладений, выполненных в Ташкенте ( АИ АН РУз) и данных избюлетеня "Солнечные данные", мы изучали долготное распределение суммарной йлощади пятен [353. В качестве интервала суммирования по времени принимался один год, по долготе - интервал, равный 5°, по широте -вся королевская зона данного полушария. Долготный интервал суммирования был получен в результате исследования протяженности, простых биполярных групп. За начало суммирования по времени принималось начало календарного года. Нашей задачей было выделить интервалы долгот, которые в течение продолжительного времени (в данном случае одного года) проявляют активность, существенно, больше, чем другие, соседние. В отличие от определения активных долгот, данного в [633, под интервалом активных долгот (НАД) будем подразумевать' интервал меньшей протяженности и меньшего времени жизни. Исследования показали [353, что в разные годы различные гелиодолготы проявляют активность по-разному. На гистограммах долготного распределения

Таблица 3.

NN

Н-полушарие

Средняя I Вероятная!Долгота

долгота ШШ. град.

1 граница 1ИВД, град.

27+ 9 74+14 120+12 170+13

макс, на кривой для всего цикла

Б-полушарие '■ Вероятная! Долгота

О- 50 51-100 101-150 51-200

224+15 I201-250

267+ 7 1251-280

301+11 1281-320

341+10 1з21 -360

I Средняя

¡долгота ¡граница

!ИАД, ПОД,

град. I град

26±10 0- 50

70+14 Г 51-100

122+11 (101 -150

175+16 1151-200

220± 7 I201-250

276+14 1250-300

332+12 I301-360

макс. 1на кривой! ¡для всего! цикла

за разные годы, расположенных одна под другой, можно выделить ИАД с временем жизни годного года, но они не позволяют определить время жизни ИАД. В результате анализа распределения за 8 лет были выделены ИАД отдельно по данным северного и южного полушария (см.Табл.З). В северном полушарии были выделены восемь, а в южном - семь интервалов активных долгот. Средняя долгота этих интервалов соответствует максимумам кривой долготного распределения суммарной площади для всего цикла. Таким образом, в долготном распределении суммарной площади пятен наблюдается ряд максимумов, которые характеризуют очага пятнообразования. Центр очага со временем может несколько переместиться, как на запад, так и на восток, оставаясь внутри интервала долгот, который выделен как активный. Эти интервалы вращаются почти твердотельно и в течение цикла, возбуждаются несколько раз.

6.2. Долготные распределения солнечных вспышек

Известно, что солнечные вспышки, особенно субвспышки,возникают- в непосредственной близости к месту всплывания нового магнитного потока. Кроме того, вспашки наблюдаются чаще в сложных группах пятен, которые имеют тенденцию

концентрироваться вблизи мощных очагов пятнообразования (стыки ячеек в КА [30] и площадки длительной активности [76]), поэтому мы изучали распределение солнечных.вспышек на поверхности Солнца. Для ' изучения распределения I вспышек мы использовали гелиографические координаты из Solar Geophysical Data и Квартального Бюллетеня (каталог вспышек) . Вспышки мощностью два балла и выше - протяженные образования, простирающиеся обычно по долготе на 5-15 градусов. Координаты таких вспышек , в каталогах характеризуют в лучшем случае их центр тяжести. Поэтому вопрос изучения пространственного распределения больших вспышек по их координатам из вышеупомянутых каталогов не корректен. Однако этого нельзя сказать о субвспышках и вспышках в один балл, которые составляют основную популяцию вспышек в каталогах. Нами было изучено долготное распределение вспышек [35]. Суммирование числа вспышек по всем широтам каждого полушария производилось по пятиградусным долготным зонам, т.е. так как это делалось выше в случае площади пятен. Гистограмма долготного распределения вспышек повторяет гистограмму распределения суммарной площади пятен. Максимумы числа вспышек приходятся примерно на те же долготы, где наблюдались максимумы суммарной площади пятен. Данные о вспышечно-активных долготах по материалам 1980-1982 гг. приводятся в Табл.4. . ;

: Как следует из Табл.4, в северном полушарии наблюдаются 8, а в f южном .- 7 вспышечно-активных* интервалов. Эти интервалы совпадают с интервалами'активных долгот, приведенных в Табл.3. Из анализа гистограмм распределения вспышек за разные годы было получено, что максимумы числа вспышек со временем смещаются по 'долготе или колеблются около среднего .их положения. Для изучения эволюции вспыщечно-активной долготы была построена долготно-временная диаграмма распределения числа вспышек. Разрешение диаграммы по долготе 2?5, по времени - один оборот. Диаграмма напоминает ковер с замысловатыми узорами. Они образованы смещением или . расщеплением вспышечно-активных интервалов долгот. Такое расщепление и слияние КА на картах магнитных потоков было отмечено в [62].

*

Таблица 4.

NN

___^полушарие_____

Долгота максимумов вспышек, град.

Вероятная граница интервалов, град.

___§-полушарие_____

Долгота максимумов вспышек, град

Вероятная граница интервалов, град

25 45 77. 99

125

155 190

205

237 282 327

>- 21 >- 80

;яб2

О- 55 60-100

100-140

140-190

190-225

225-275 275-300 300-360

33^ 30 70

ПО. 145

175 200 280

335

>-120

О- 60 .60- 90

90-150 150-200 200-240. 240-300

300-360

6.3. Долготно-широтное распределение солнечных пятен

Для изучения долготно-широтного распределения пятен мы использовали наши, ташкентские, материалы наблюдений за 1980-1983 гг.. С этой целью были построены карты распределения пятен на поверхности Солнца 1351. На таких картах каждое пятно изображается в виде прямоугольника с площадью, равной площади пятна в день максимального развития группы. Биполярная группа изображается в виде двух прямоугольников, центры которых имеют координаты, равные гелиографическим координатам лидирующего и хвостового пятна за этот же день. Такие карты запятненности солнечной- поверхности бы™ построены за каждый год,указанный выше. Они охватывают широтный интервал ±40° и все долготы от _0 до 360°. На. картах были обнаружены скопления солнечных пятен, которые соответствуют, интервалам активных долгот, отмеченных выше. .Каждый интервал содержит по одному скоплению пятен. В. некоторых интервалах-распределение пятен имеет ячеистую структуру ' с безпятенной областью внутри, в других наблюдаются образования в

виде полукольца. Если объединить данные за несколько лет, то ячеистая структура проявляется четче. На таких картах были обнаружены, также цепочки-ряда, расположенные под небольшим углом к солнечному экватору. !

Если объединить карты за много лет, то отмеченные выше структуры также изменяются (исчезают беспятненные участки), но центры скопления пятен не выходят за пределы интервала. В этом случае мы увидим[353 новые образования, а именно места слияний пятнообразовательных поясов северного и южного полушария.. Так было обнаружено семь участков слияния или максимального приближения пятнообразовательных поясов. Они отстоят друг от друга примерно на 50°. С удалением от мест слияния пояса удаляются друг от друга. Таким образом, было получено £353, что пятнообразовательные пояса северного и южного полушарий образуют около солнечного экватора ячеистую структуру несколько большего размера (50x20°) чем ячейки, наблюдаемые в КА (353.

Ячеистая структура была обнаружена £353 в долготно-широтном распределении солнечных вспышек. $щ«ие . структуры, не всегда проявляются в течении одного оборота Солнца. Их можно получить, если нанести данные о вспышках за много оборотов Солнца на одну карту. Это касается и ячеистых структур в распределении пятен. По-видимому, в процессе возбуждения интервала активных долгот активизация начинается' не по всей границе, а в одной, чаще восточной,, ее части и затем распространяется на другие ее части. 0^5 ■ этом говорят явления расщепления и слияния КА и вспышечно-активных интервалов, о чем говорилось выше. На это указывает движение фронта возбуждения с востока на запад в больших КА.

Изучение распределения пятен и вспышек .на поверхности Солнца показало, что на ней существует ряд структурных образований, которые по своим размерам образуют определенную последовательность масштабов. Наименьшим в этой последовательности, является простая биполярная груша солнечных пятен с вероятной протяженностью по долготе около 5°.

Следующим образованием в иерархии масштабов структур являются комплексы активности, которые состоят из групп одновременно или последовательно наблюдающихся по соседству. На гистограммах распределения суммарной ■площади они выделяются в

виде серии всплесков. Их протяженность по долготе доходит до 50°. Ранее было показано 1271, что элементарные комплексы активности живут около шести оборотов и наблюдаются сверхгигантские образования , именуемые также комплексами активности, но состоящие из нескольких (до трех) элементарных образований. Они живут от одного года до двух лет. На наших гистограммах и синоптических картах элементарные комплексы могут быть слиты с такими образованиями возникшими по соседству в течение рассматриваемого интервала или разделены на .две части, если они наблюдались в конце календарного года. Большие комплексы хорошо проявляются в соседних по времени распределениях. Поэтому приведенные выше результаты характеризуют тонкую структуру пространственно-временного распределения пятнообразовательной деятельности Солнца,- а для изучения эволюции комплексов активности и интервалов активных долгот они мало что дают. Тем не менее согласно анализу распределения пятен на Солнце за много лет, некоторые комплексы активности .имеют близкие места возникновения, т.е. принадлежат одному и тому же интервалу активных долгот. Эти интервалы время от времени возбуждаются и каждое возбуждение дает один комлекс активности. В 21-ом цикле солнечной активности в северном полушарии наблюдалось восемь, а в южном - семь интервалов активных долгот. Эти результаты, полученные из долготного распределения пятен, подтверждаются распределением солнечных вспышек. Отметим, что из анализа магнитограмм из обсерватории Китт-Пик на восходящей ветви 21-го цикла в северном полушарии было обнаружено также восемь пар черно-белых полос и каждая пара протяженностью около 45° определялась как один комплекс активности [62]. Таким образом, результаты, полученные выше для нисходящей ветви 21-го цикла, подтверждаются данными для восходящей ветви того же цикла (хотя они получены из разного ряда наблюдательных данных).

Эти результаты указывают на то, что в конвективной .зоне Солнца существуют образования, вращающиеся почти твердотельно и являющиеся очагами пятнообразования. Эти очаги простираются по долготе ~ 40° и могут охватить всю ширину пятнообразовательной зоны данного полушария. Распределение, в них пятен и вспышек имеет разнообразную форму: эллиптическую, полукольцевую или в виде ряда полос, наклоненных "к экватору под небольшим углом. Последние два

вида, когда они располагаются рядом, напоминают бароклинные волны, которые наблюдались бы на Солнце, если бы существовала разность температур между полюсами и экватором [63). Тогда длина этих волн по долготе была бы ~ 40°.

Соседние эллиптические и полуэллиптические образования составляют ячеистую структуру. Группы пятен и вспышки располагаются вдоль границы ячеек. Внутри ячейки отмечается безпятенная область. В некоторых интервалах активных долгот отмеченных выше, наблюдаются комплексы активности, состоящие из двух или одной ячейки. При рассмотрении временной последовательности долготного распределения пятен и вспышек отмечено слияние соседних интервалов в большие комплексы активности и наоборот - расщепление - больших комплексов на элементарные.

Ячеистая структура наблюдается около экватора, между северным и южным пятнообразовательными поясами 135). Через эти места слияния активность, точнее крупномасштабные поля переходят из одного полушария в другой. Об. одном Таком процессе мы упоминали выше в связи с возбуждением центров активности движущимися магнитными полями [33]. Места слияния и сближения -пятнообразовательных поясов наблюдаются примерно через 50° по долготе и пояса около экватора образуют ячеистую структуру.

Таким образом, пространственные и пространственно-временные характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца имеют тонкую ячеистую структуру. Они образуют интервалы активных долгот, центры которых отстоят друг от друга примерно на 45° по

долготе. ' .

, - *

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Данная работа является итогом более двадцатилетней научной • деятельности автора, которая была нацелена на изучение динамики развития солнечных пятен и их групп, а также пятнообразовательного очага комплексов активности на уровне их тонкой структуры, характерной особенности магнитных полей на Солнце. В заключении суммируем основные результаты, которые были получены на основе анализа оригинальных наблюдательных материалов высокого качества с углоеым разрешением О".Б, охватывающие

большие (до 6 часов) интервалы времени и яркостей (от фотосферной до темных участков тени) и характеризующихся достаточно, большой плотностью по времени.

На основе детального изучения большого наблюдательного материала впервые установлено, что точки тени отличаются от нормальных фотосферных гранул по характеру развития и времени жизни. Время жизни точек тени в полтора-два раза больше чем получено ранее другими авторами и сравнимо с временем жизни зерен (коротких ярких волокон) полутени. В них не обнаружено заметное вертикальное движение вещества. По предварительным данным яркость точек' тени изменяется периодически с периодом около часа и, повидимому, они играют важную роль в переносе энергии. В связи с этим отметим, что в динамики фотосферы важную роль играют мелкие гранулы размером 0"5, время жизни у которых существенно больше чем у больших. Возникает вопрос, не связаны ли мелкие гранулы с магнитными полями. Мы не располагаем достаточным материалом чтобы ответить на него и можем лишь отметить, что в фотосфере активной области имеются участки пониженной яркости, где доля мелких гранул больше чем вне их. Представляет интерес изучение динамики развития фотосферной грануляции в период образования первых пор и ядер группы.

Яркие точки тесно связаны с процессами в полутени. Они часто наблюдаются впереди глубоко вклинившихся в тень волокон полутени. Иногда' в тени, вблизи ее границы, наблюдается ансамбль' или гроздья из ярких точек. Имеется основание пологать.что такие ансамбили связаны с выходом нового магнитного потока внутри развитого пятна, в результате которого изменяется структура полутени пятна. Процессы вхождения волокон полутени в тень и выход нового магнитного штока изменяет распределение яркости и форму ядра пятна, одни участки темнеют, другие светлеют. Эти процессы связаны с увелечением напряженности магнитного поля в одних участках и уменшением ее в других, что' обеспечивает постоянство магнитного потока пятна. Таким образом, солнёчные пятна, их ядра являются нестационарными образованиями и их нестационарность проявляется на уровне' их тонкой структуры.

Вращение пятна одинаково влияет на волокна полутени и светлые элементы (в том числе яркие точки) тени закручивая их в противоположную направления вращения сторону.'По-видимому, яркие

точки и светлые элементы тени и зерна полутени имеют одинаковое магнитное происхождение.

Впервые получены прямые свидетельства зависимости тонкой структуры тени от тонкой структуры магнитного^ поля пятна. Зеемановское расщепление спектральных линий типа Pel Л.6302.499 8 с простой картиной, на скоплениях точек тени указывает на вертикальный к поверхности Солнца характер силовых линий магнитного поля. Напряженность поля в скоплениях ниже на -- 40Q гс чем в темных участках тени. В последних наблюдается все три компоненты, что противоречит с классическим представлением ocj ориентации силовых линий поля пятна находящегося вблизи центра диска Солнца. Появление х-комионенты невозможно ' объяснить рассеянным светом и не связано с тонкой структурой.

В результате детального изучения около десяти простых биполярных групп получено, что характер развития и движения компонент группы зависет от знака фонового . поля на месте ее пс^вления и от м^ста ее в- -КА: хвостовые пятна группы, образовавшейся в фоновом поле ■ лидирующей полярности менее устойчивы и реже достигают стадии ^большого пятна с полутенью; распределение и движение ядер в ранней фазе ■развития Показывает, ячеистую структуру размером порядка размера, супергранул. Собственное движение лидирующего пятна на 'запад происходит замедленно чем в среднем', но •' оно более продолжительное у тех групп, которые образуются на восточной части КА. Лидирующие пятна группы образовавшегося на экваториальной части КА характеризуются большой начальной скоростью, которая быстро падает. . ч

Показано, что группы б-конфигурации могут' образоваться в результате выхода нового магнитного потока внутри полутени или в непосредственной близости униполярного пятна. . Выход магнитного потока, проявляющейся в виде возмущения тонкой структуры и образования новых ядер наблюдается внутри групп класса Ей F , что приводит к усложнению их магнитной конфигурации. Такие группц состоят из большого числа (до двух десятков) биполярных систем, всплываюшнхся последовательно и независимо внутри факельного поля лидирующей полярности, расширяющегося на запад и связанного с первыми биполярными системами группы. Они характеризуются высокой вспышочной активностью, которая обусловлена новыми всплывающими потоками.

Нестационарностъ групп пятен проявляющаяся в изменении их тонкой структуры обусловлена взаимодействием новых всплывахлшхся потоков со сушествушими полями.

В работе большое внимание уделено комплесам активности (КА). По строго детерминированной методике выделено около десяти КА и изучены, их пятнообразоватэльная деятельность. Получены характеристики ЯА, обнаружены два типа КА: элементарные с протяженностью около 45° и сверхгигантские, состоящие из нескольких ( до 3-х ) элементарных. Время активной жизни от полугода с для элементарных ) до полутора лет ( для сверхгигантских ). В каждом КА наблюдается от 15 до 30 групп солнечных пятен. Впервые получено, что распределение и движение пятен в КА имеет ячеистую структуру. Пятна образуются на границах ячеек с оеспятенной областью внутри и движутся вдоль границ ячеек. Конфигурация группы и характер движения пятен, входящих в ней, зависит от ее месторасположение •в ячейке. Группы на восточных границах и на стыках между ячейками характеризуется сложной конфигурацией и относительно большой меридиональной компонентой собственного движения. Пятна на экваториальной и полярной частях ячейки показывают большие скорости вдоль параллели. Полученные особенности движения пятен в КА проясняют проблему меридионального дрейфа пятен и крутильных колебаний Солнца', обнаруженных рядом авторов по движению пятен.

■ Изучено развитие магнитной активности КА. Получено, что она имеет переодически пульсирующий характер и КА - результат возбуждения определенного интервала долгот. Обнаружено две моды: короткопереодические (0.7 года для элементарных) и долгопереодические (2.3 года для сверхгигантских) КА. Соседние сверхгигантские интервалы работают в антифазе наподобие гидравлического насоса. Сверхгигантские КА по своим характеристикам соответствуют активным долготам. Получена следующая их феноменологическая модель: сверхгигантские' КА занимают широкие (до 100 градусов по долготе ) интервалы долгот и их активность начинается на их восточных частях и , распространяются до их западных границ. Когда идут процессы . всплытия новых магнитных потоков поле КА клочковато и сложно. После 'прекращения всплытия поле упрощается и образуется простое . биполярное КММЛ. Такая картина развития наблюдается в случае

Оиполярншс груш. _ '

Наконец, изучено распределение солнечных пятен и вспышек на солнечной поверхности по материалам за весь 21-цикл. Получено, что на Солнце наблюдаются 7-8 интервала долгот, которые время от времени возбуждаются и ячеистая Структура распределения пятен в КА весьма распространенное явление.

В итоге перечислим основные результаты:

1. По характеру развития и времени жизни точки тени отличаются от нормальных фотосферных гранул и они похожи на зерна ( короткие волокна) полутени.

2. Яркие элементы (точки в том числе) тени связаны с процессами в полутени пятна и вращение пятна одинаково искривляет волокна полутени и светлые элементы тещ, что указывает на их одинаковое, магнитное происхождение.

3. В скоплениях ярких точек тени магнитное поле вертикальное и имеет несколько ( на ~ 400 гс ) меньшую чем в темных участках тещ напряженность.

4. Появление тс-компоненты в спектре^ темных участков тени пятна находящегося вблизи центра диска Солнца невозможно объяснись рассеяным светом и тонкой структурой тени.

5. Характер развития простых биполярных груш пятен зависит от < знака фонового поля на месте юс появления и от их места в КА.

6- • Распределение и движение пор и мелких ядер в' ранней фазе развития группы имеет ячеистый характер.

7.- Сложные' группы б-кочфигурации и большие группы класса Е и Р образуются последовательно всплывающими магнитными потоками и состоят из большого количества биполярных систем. Их вспышечная активность связана с всплывавдими новыми магнитными потоками. -

8. Наблюдаются • два типа КА: элементарные с протяженностью по долготе 45 "и свэрхгигантские, состоящие из нескольких (дэ 3-ех) элементарных КА.

9. Распределение и движение пятен в КА имеет ячеистую структуру.'

10. Каждый КА есть результат возбуждения определенного интервала, долгот, развитие магнитной активности которого имеет периодически пульсиругадий характер. В соответствии с двумя типами КА существует две системы интервалов, элементарные и сверхгигантские, которые возбуждаются модами разного (0.7 лет и 2.3 года) периода.

Таким образом исследование динамики развития тонкой структуры солнечных пятен и их. груш, изучение структуры и развития комплексов активности обнаруживают ' новые явления и процессы, уточняют наши знания и будут способствовать более полному пониманию развития магнитных полей на Солнце.

ЛИТЕРАТУРА

А. Публикация результатов диссертации

1. Саттаров И., Итоги и перспективы развития исследований по физике Солнца в АИ.АН УзССР, сб. Материалы научной сессии Бюро Астросовета АН СССР, Циркуляр АИ АН УзССР JHI9 (1985), с.26-41.

2. Саттаров И., Некоторые результаты широкополосных наблюдений солнечных пятен. Труды VIII консультативного совещания АН Соцстран по физике Солнца, М., Наука, 1976, с.114-117.

3. Булатов. A.B., Дружинин С.А., Певцов A.A., Левковский В.И., Саттаров И.О., Исследование влияния работы фотогидов и изолирующего окна павильона на качество солнечного изображения, Исследования по геомаг., аэрономии и физике Солнца, вып.95, М., Наука, 1991, с.15-22.

4. Саттаров И., Абдусаматов Б.Х., Тищенко В.М.,. Шарипов Ш.М., ^Разработка и изготовление автоматизированной системы для

наблюдений Солнца с помощью фотоэлектрического гида (отчет по теме 052), Деп. ВИНИТИ 1982.

5. Саттаров И., Шердонов Ч., 0 методе построения ежедневных На-карт полярностей магнитных полей на Солнце, в сб. Магнитные поля Солнца и гелиосейсмодогия, Материалы международного симпозиума по солнечно-земной физике, г. Самарканд, 13-15 окт.1992 г..С.Петербург, Физтех им. Иоффе, 1994г., с.98-105.

6: Саттаров И., Изучение качества изображения по фотометрическому контуру проекции Меркурия на диске Солнца, в сб. ред. Слоним Ю.М., Солнечные процессы и их наблюдения, ФАН, Ташкент, 1973, с Л14-122.

7. Саттаров И.-, Щонникова Т., Исследование рассеянного света и интенсивности'солнечных пятен во время прохождения Меркурия 9 май 1970 Г., Солн. данные, 1973, J69, с.73-80.

8. Литвинов О.В., Саттаров И., Изучение рассеянного света и замывания изображения по фотометрическому профилю тени Меркурия на диске Солнца, Циркуляр АИ АН УзССР, Ш28 (1988), с.15-21.

9. Саттаров И., О численных методах исправления наблюденного профиля спектральных линий за влияние инструмента, АЖ, т.55 (1978), с.649-659.

10. Саттаров И., О влиянии замывания изображения на контуры и

»

иятенсивности линий в спектре солнечных пятен, Вестник ЛГУ, Й19, вып.4, 1967, с.139-146.

11. Саттаров И., О влиянии замывания изображения на спектральное измерение характера поля скоростей солнечных пятен, Солн. данные, 1967, Ä6, с.76-81.

12. Саттаров И., ШарипоВ Ш.М., Фотометрическая обработка негативов с помощью ЭВМ, Циркуляр АИ АН УзССР, JS62 (1974), СЛ9-22.

13. Саттаров И., Мирсалихов Е.А., Исследование влияния инструментальных ошибок на определение точных гелиографических координат, Циркуляр АИ АН РУз,1994, N 142,

с.3-IO. .

14. Саттаров И., Тонкая структура солнечных пятен. Некоторые наблюдательные аспекты, сб. Развитие астрономии, и геодезии в республика*: Средней Азии, Труда УзВАГО, 1978, с.16-17.

15. Саттаров И., Морфология и динамика тонкой структуры ядер солнечных пятен, в сб. ред. Щеглов В.П., Морфология и цикличность солнечной активности. Труда АИ, 1981, Ташкент, ФАН, с.107-121.

16. Саттаров И., Развитие и время жизни светлых образований тени солнечных пятен, сб. Морфология и цикличность солнечной активности, Гр. АИ, 1981, Ташкент, ФАН, с.122-126.

17. Саттаров И., Зеемановское расщепление спектральных линий на ■ различных тонкоструктурных элементах тени солнечных пятен, АЖ . АН СССР, 1980, т.57, ВЫП.З, с.610-620.

18. Sattarov I., On the umbral dots, In edd. Frlcke W and Teleki G., Sun and planetary System, Proc. Sixth European Regional Meet. In Astronomy, 198i, RPC, p.129-130.

19.* Литвинов O.B., Саттаров И., О тонкой структуре магнитного поля в тени солнечного пятна, в сб. ред. Обридко В.Н., Смольков Г.Я., Солнечные магнитные поля и корона, т.2, Наука, Новосибирск, 1989, с.186-192.

20. Саттаров И., Огирь М.Б., Делоне A.B., Боровик A.B.-, О развитии и вспышечной активности группы солнечных пятен, СД Ш35 (1984), АЦ Бюро Астрономических сообщений АН СССР, ÄI4I3, 1985, с.1-2.

21. Боровик А.Б. и др., Эволюция активной области СД J6I35 в июне 1984 г. и ее связь с крупномасштабными магнитными полями на Солнце, Contribution Astronomical Obs.Skalnate Pleso, 1986,

• -64- '

| - -, f, > v.15, p.211 -242.

22. Саттаров И., Мирсалихов E-, Собственные движения пятен и крупномасштабные магнитные поля на Солнце, в сб. ред. Ювдашбаев Т.е. , Коробова ' З.Б., Исследование . солнечной активности. Труда АИ АН УзССР, 1991, ФАН, Ташкент, с.34-56.

23. Саттаров И., Коробова З.Б., Эволюция и вспышечная активность большой группы солнечных пятен ..июля 1982 г., РиЫ. Debrecen Heliophysical Oba, 1983, 7.5, pt.1, p.341-353.

24. Саттаров И., Об. эволюции и вспышечной активности группы июля 1978 г., АЖ АН СССР, 1983, т.60, .вып.2, с.350-360.

25. Коробова З.Б., Мустаева Ф.Г., Саттаров Й., Тищенкб В.М., Развитие комплекса активности июля-августа 1983 Г; на фоне крупномасштабных структур, Циркуляр АИ АН УзССР, ШЗБ (1991), C.I-I4.

26. Саттаров И., 0 развитии комплексов активности на Солнце, t, Солн. данные, 1989, *&, с.93-100.

27. Саттаров И.., Сайдалиева М.А., Последний комплекс активности 21-го цикла, в сб. ред. Юлдашбаев Т.С., Коробова З.Б., Исследование солнечной активности, Ташкент, ФАН,- 1991, с. 16-25. '

28. Саттаров И., Ячеистая структура распределения пятен и флоккул • в комплексах активности, Солн. данные, 1989, Ш, с.78-86..

29. Sattarov I.,- Giant .cells by distribution and motion of the , aunspots, Teals Symp. 1AU, N138", 1989, Kiev, p.60.

30. Саттаров И., Некоторые особенности движения солнечных пятен в комплексах активности, Солн. данные, 1990, JH, с.85-92.

31. Певцов А.А., Саттаров И., Исследование крутильных колебаний солнечных пятен, Солн. данные, 1985, JK3, c.65-7i.

32. Sattarov I.,- On the Impulsive character oi the evolution oi magnetic fields "in complexes of activity, in eds. Obrldko V.N. and Smolkov G.Ya., Solar magnetic fields and Corona, v.2, p.142-149, Novosibirsk, Naulta, 1989.

33. Sattarov I., Bumba V., On motions of magnetic fields and induction of activity, centers, in The dynamic Sun, Publ. Debrecen Heliophysical Obs., 1991, v. , p'.48-50.

34. Sattarov I., Hojaev A., The rotational modulation of Call K-index in the Sun, beet. Notes in Physics, 1991, v.308, p.266-268.

35. Саттаров И., Мустаева Ф.Г., Литвинов О.В., 0 некоторых

пространственных характеристиках пятнообразовательной деятельности Солнца, в сб. ред. Илдашбаев Т.е., Норобова З.Б., Исследование солнечной активности, 1991, Ташкент, ФАН, с.3-15.

В. Статьи других авторов

36. Mcintosh P.S., Annotated Atlas of Ha synoptic charts, Report UAG-TO, World Data Center A, 1979, p.1-327.

37. Chevalier S., Etude photographlque. des taches solaires, Ann. оЬз. zo-se, Chang-Hal, v.9, b.1, 1916.

38. Thleasen G., Observatory, 1950, 7.70, p.234.

39. Rosch J., b'Astronomlc, 1957, v.70, p.129.

40. Брей P., ЛоуХед P., Солнечные пятна. Мир, M., 1967, р.ИБ-140.

41. Krat 7.A., Karplnsky V.H., Pravdjuk L.M., Solar Physics, 1972, 7.25, p.236. ,

42. Исханов P.H., Солн. данные, 1972, Jill, с.62-71.

43. Обридко В.Н., Солнечные пятна и комплексы активности, М., Наука, 1985, р.17.

44. Bumba V., Hejna I., Suda I., Bull. Astron. Inst. Czechosl., 1975, v.26, p.315.

45. Beckers I.M., Schroter E.H., Solar Physics, 1968, 7.4, p.303.

46. MullerR., Solar Phya., 1973, y.29, p.55.

47. Kital H., Solar Phys.,1986, 7.104/2, pp.287-301.

48. Küssoffs'ky U., lundstedt H., Astron. Astrophys.', 1986,7.160, ■ pp.51-55. < .

49. Hale G.H., EllermanF., Nicholson S.В., Joy A.H., AstrophyB.

. J., 1919, 7.49, p; 153.

50. Moglle7slcy B.I., Demkina I.B., loshpa B.A. and Obrldko V.N., In structure and Development of solar acti7e region, Sym. N35, 1968, p.215-229.

51. Adjabshlrzadch H., Koutchmy S., Astron. and Astrophys., 1983, 7.122, N1/2, p.1-8. , .

52. Северный . А.Б., Некоторые проблемы физики Солнца, Москва, . Наука, 1988, с.222. ' ■

53. Abdüseaniato7 H.I., Bull. Astron. Inst. Czechosl., 1973, 7.24, N3, p.118-120.

54. Gurman J.B.,-House L.I., Solar Physics, 1981, 7.71, N1, p.5-19. • .

55.' Grigorev V.M., Selivanov V.L., Cohtr. Astron. Oho. Skalnate

Pleso, 1986, V.15, p.87-100.

56. Meyer P., Schmidt H.U., Weiss N.O., Wilson P.R., Monthly Notic. Roy. Astron. Soc., 19Tj, v.169, p.35.

57. Piddington J.H., Astrophys. and Space Sei.» 1975, v.34, p.347.

58. Parker E.N., Astrophys. J., 1979, v.230, p.905.

59. Mcintosh P.S., Wilson P.R., Solar Physics, 1985, v.97, p.59-79.

60. Howard R., Astrophys. J., 1963, y.138, p.1312.

61. Шпков B.H., в кн. Физика солнечной активности, M., Наука, 1980, с.48.

62. Gaizauskas V., Harvey K.L., Harvey J.W., Zwaan С., Astrophys. J., 1983, v.265, p.1056-1064.

63. Витинский Ю.И., Копецкий M., Куклия Г.В., Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца, М., Наука, 1986, с.182. ' '

64* Иванов Е.В., Солнечные данные, 1986, N 7,с.61-71.

65. Ихсанов Р.Н., Солнечные данные, 1970, N 4,c.IÔ8-II2.

66. Степанян H.H., Изв. КрАО, 1985, т.616 с 62-68.

67. Wilson P.R., Solar Physics, 1992, v.138, p.11-21.

68. Touminen J., Touminen L.V., Kyrolainen, Monthly Hotice Roy ' Astrori. Soc., 1983,' v.ko5, p.691-704.

69. Howard R., La Bonté B.J., Astrophys. J., 1980, v.239, ! p .133-36. .

70. Wilson P.R., Solar Physics, 1987, v.110, p.59-71.

71. Ward F., Astrophysik ,J., 1965, v.141, p.534.

72. Gilman P.A., Howard R., Solar Physics, 1984, v.93, p.171-175.

73. Ribes E., Mein P., Mangeny A., Nature; 1985, v.318, p.170-171.

74. Stenîlo J.О.; Gudel M., Astron. and Astrophys., 1988, т.191, p. 137-148.

75. Банин В.Г., Язев C.A., Кинематика и физика небесных тел, 1989, Т.5, №4, с.62-68.

76. Ванин В.Г., Язев С.А., Исслед. по геомаг., аэронимии и физике Солнца,.1991, вып.95, с.142-149.

тмнкечг РИОЧРГ

Н-йи>НЯ-В<ТО»ЖО ИММЕПС I

ТЖНКСМТ РЯОМРГ »-«.рмл-иютгЕ» тенте I

оз.ов.91 аз.1в иг в-*э.9 1-в«а

зося.91 оз. го сг а-.7. а ц-гад

АПОТИ 3. «5, (р. в, . 1в . г47 вг} Аияйта9, „й ( р. голв> а<> . 7 1(/ . „ф)

. втляга» каснггопиам ; „лкпто пикетом««

воиа - ♦ _1_ _ ...

ВавНвЛ « - ■---во!'« - ♦

СгзНей

. 1736 ггг

Рис, I. Сравнение . наших На карт полярностей с магнитограммами

. обсерватории Станфордского университета. На наших картах (вверху) линия раздела полярностей (ЛРП) проведена по волокнам и другим, признакам ЛРП (штриховые линии). На магнитограммах ЛРП - жирная.

. линия.

<7 . 4 ^«"«Г

т>0 г ^ Жб иг

'ВМ Ж''о МШ. г 7>итит.

'Т 1ж л в'и'Чг.т.

Рис.2. Зарисовки июльской (за 11-07.1978 г.) группы пятен б-конфигурации. Светлые волокна изображены в виде коротких тонких линий, яркие точки тени - маленьких кружков. Наиболее темные части тени (I и 2 на 2а) отмечены точечными контурами. В 08.58 Ш1 в заливе полутени А(2а), наблюдался процесс вхождения волокон в тень, где наблюдались ансамбли точек тени (2ж).

Рис.З. Карта изофот тёш? (ядра) главного пятна группы июля 1978г., по снимкам полученным без нейтральных светофильтров 12 июля в 09.03 ЦТ. На юге тени между К в Г видны яркие точки, связанные с процессами вхождения волокон полутени в тень. Стрелки I и 3 указывают направление фотометрического разреза, приведенного на Рис.4. _

Рис.4. Фотометрические профили ядра вдоль направлений, отмеченные на Рис. 3 стрелками'! и 3 за разное время ( а-07 36 , 6-09 03, в-09 59 ЦТ ). Профили А проходят через яркую точку на северо-востоке тени-и отмеченной на Рис.3 цифрой 0.167, профили Б-через яркую точку на западе и отмеченной на Рис.3 цифрой 0.128. Последняя была видна в течение более.2-х часов.

Рис.5а, Снимок фотосферы активной области с "молодым пятном". На юго-западе и северо-востоке видны области пониженной яркости где низка плотность гранул и преобладает число мелких гранул.

Рис.56. Снимки солнечного пятна (<р=10° ?и=-13° ), полученнне 08.08.1981г. на телескопе АЦУ-5. а) пятно с окружашей фотосферой в 08 28 ЦТ; б) тень пятна в 06 50 ЦТ; в) тень пятна в 08 28 ОТ.

Ррс.5в. Изофоты тени униполяного пятна наблюденного 4.09.1976г. (ф=16, к=А ). Цифрами указаны интенсивность, выраженная в процентах. Стрелки указывают положение щели. спектрографа • при получении спектра пятна, сечение которого приведено на Рис.5г.

Рис.5г. Фотометрические профили пятна 4.09.1976г. вдоль направления указанного на Рис.бв. Сплошные кривые -наблюденные: а) 170 спектру на А.=6400 А ; 0) по прямому снимку. Штриховые кривые- вычисленные при различных значениях параметра замывания (з). Цифрами указаны участки тени, спектры которых изучались на предмет зеемановского расщепления и смещения линий..

Рис.бд. Фотометрические профили участков спектра с линиями Pel к 5302-499 А(а) и СП' X 5781.759 А(б) полученные в различных .участках тени пятна 4.09Л976г.. Номера профилей соответствуют нумерации стрелок на Рис.5г. В темных участках (4-6) линии показывают тригвдтное в светлых ( 8-10 )-дублетное расщепление. -

Рис.6. Карта собственных движений ядер группы июня (СД 135) 1984г. за период с 23 по 26 июня.> Отрезки со стрелкой -траектории движения отдельных ядер за каждый день. Овалы- предполагаемые ячейки. Звездочка (Р) -радиант траектории ядер.

|С в

» «

Рис.7. Зарисовки группы в-конфигурации и совмещенные с ними контуры сильных вспышек(точечные) за 10-11 июля 1978г.. Пунктирная линия- ЛРП магнитного поля. •

V +20"

«

+15

К

о С . !

в .

/г. &

/ л

/Я.ф

«/.л >с4 .

^ 6 .1% (и

45

Т)

ОТ (

I Г-^ .1 '. N

7 VIII

■ I

> / Г

О'

\ / '

( •

"Л

ч

г

+«5

^^0

<

ч №—\

¿3 г 1

* ;} о

С

хэ

ж

д. ¡к

315

320 ¿25"

330°

353°

з4с°

Д

Рис.ё. Контуры осногашх компонент большой группы июля-сентября 1982г., построенные в. гелиографической системе координат по измеренным точкам кр?ев тени и полутени за. разные дни. Буквы-осковные компоненты группы, Х1-Х9 -новые ядра. Зона новых, магнитных потоков расширяется на запад. Штриховые, линии- ЛШ. , -

с

т я

Рис.9. Ячеистая структура распределения пятен и факелов в КА Биполярная группа представлена двумя прямоугольниками соединенными линией, факелы-звездочкой: а) большой КА 1981-1982гг..Он состоит из трех-ячеек; б) КА 1982-1983гг

ей у ,

^ / v ^

* . у

" " " Й "

? ч

1 '• '_I_I_I_«—1-

зм за ю з-и х£ ас ■ дм ж «г зм я

РисЛ0 Карта собственных движений' пятен групп большой" а.о. июля-сентября 1982г. Траектории пятен изображены в виде отрезков со стрелкой . Поле траектории имеют ячеистую структуру (сравни с Рис 9а). Пятна движутся вдоль границ ячеек.

Рис. П Технологически' ргяЯкйюжвнннв в колошу полоски (<р=0 -40 ) магнитограмм за период с мая 1977г.(N1655) по январь 1983г. (N1731). 1-интервал. долгот 270 -360? занятый большим КА 1981-1982ГГ (номер 2 по Табл. 2 ). И-Интевал долгот 180-270°, занятый большим КА 1980-1981гг.. На рисунке; видно,, что обе интервала показывают периода высокой (I в оборотах 1700-1727) и низкой (1689-1699) активности, причем они действуют в противофазе.

1б«0 кво поо ггео ко

Рис.12. Кривые изменения суммарной площади кальциевых флоккул для интервалов I (внизу) и II (вверу). Магнитная активность интервалов имеет периодически пульсирующий характер. Сосуществуют долгопериодические (около 2.4 года ) и короткопериодические (около 0.7 лет) моды.