Возбуждение вихрей Россби под конвективной зоной как возможный источник особенностей динамики крупномасштабной компоненты магнитного поля солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СИБИРСКОЕ! ОТДЕЛЕНИЕ ИНСТИТУТ СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКИ

фД ¿Га правах уухсписч

УДК 52-3.94, 523.76

ч ~ НОЛ 1995

Тихомолов Евгений Михайлович

ВОЗБУЖДЕНИЕ ВИХРЕЙ РОССВИ ПОД КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНОЙ КАК ВОЗМОЖНЫЙ ИСТОЧНИК ОСОБЕННОСТЕЙ ДИНАМИКИ КРУПНОМАСШТАБНОЙ КОМПОНЕНТЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

01.03.03 - гелиофизика и физикг солнечной системы

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физш.-о-математических наук

Иркутск - 1995

Работа выполнена в Институте солнечяо-земдой физики СО РАН

Официальные оппоненты:

профессор,

доктор физико-математических наук В.Г. Власов

доктор физико-математических наук З.М. Григорьев

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН

часов на заседани

Защита состоится "__" . 1995 1-. в

специализированного совета Л 003.24.01 Института солнечно-земной физик СО РАН по адресу: 664033, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 126, ИСЗФ СО РАК

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

Автореферат разослан 1995 г.

Ученый секретарь специализироианного

совета, кандидат фиэ.-мат. наук ./ ^ А.И. Галки

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Интерпретация изменения распределения напряженности магнитного поля да поверхности Солнца является одной из важных проблем гелиофизики. Представляемая работа посвящена исследованию вариаций распределения крупномасштабной компоненты магнитного поля, происходящих с характерным зремеием порядка нескольких периодов обращения Солнца вокруг собственной оси. К такого рода явлениям можно отнести возникновение выделенных периодов вращения магнитных полей, изменения чтих периодов, дрейфы осесимметрнчиой компоненты магнитног о поля (ОКМП) к полюсу, трехкратные перег.опюсовки.

Интерпретация эффектов, явччющихся отклонениями от плавного, идеализированного изменения физических величин в течение И-летнего цикла солнечной активности, привела к целому ряду предположений и гипотез относительно источников крупномасштабной компоненты магнитного поля (ККМП), вызывающих такие вариации. В частности, высказывалось предположение о существовании источников ККМП, расположенных в основании конвективной зонь'. Однако, теоретической концепции, которая позволила бы интерпретировать перечисленную выше совокупность событий на единой физической основе, в настоящее ырема пока нет.

Задача разработки теоретической модели явлений с характерным временем изменения порядка нескольких оборотов Солнца осложняется тем, что информация, которой мы располагаем к настоящему времени об г>тих событиях, носит в большей степени качественный, а не количественный характер. Несмотра на то, что в настоящее время я этой области сделано большое количество работ, основанных на обработке экспериментальных данных, остается много неясностей в поведении ККМП. Поэтому развитие методик обработки экспериментальных данных для получения достоверной информации о физической природе источников ККМП остается по-прежнему актуальной задачей.

Согласно теории генерации магнитны:: полей источниками магнитного поля являются гидродинамические течения. Поэтому задача построения модели рассматриваемых явлений разбивается на две части. Во-первых, необходимо выбрать и обосновать систему уравнений, описывающую динамику гидродинамических течений и удовлетворяющую ограничениям, поставленным результатами обработки зкеперименте.льных данных. Необходимо выяснить структуру

течений, получаемых в результате решения уравнений, механизмы их усиления и стабилизации. Вс-втор ых, необходимо рассмотреть генерацию магнитного поля гидродинамическими течениями, структуру получаемых магнитных образований и их динамику. Далее, с помощью получаемых результатов, необходимо интерпретировать эффекты, выявляемые по экспериментальным данным.

Целью работы яоляло«.^ исследование динамики наиболее крупномасштабных составляющих магнитного поля Солнца на основе экспериментальных данных и построение физической модели историков ККМП, позволяющей интерпретировать возникновение рассматриваемого типа вариаций

Научная новизна работы. В работе предложен новый метод анализа вкс-перименгальных данных - карт распределения Напряженности магнитного пол* на основе выделения в отдельных широтных зонах размером 30° неосесимме-•гричшлх компонент с пространственным периодом но долготе равным периметру окруялостл сферы. Предложенная методика позволила наглядно про-,демоДстрироьа-4'ь основные особенности изменения вращения неосесимметрич-иы:: компонент магнитного поля (НКМП) различных широтных зон в течение "20, 21 и 22 циклов солнечной активности и выделить наиболее яркие аффекты.

Дчя интерпретации найденных аффектов в качестве источников ККМП предложены вихри Россби, возбуждаемые в тонком слое под конвективной зоной. Найден новый механизм усиления и поддержания крупномасштабных вихрей в нодогреоаемом снизу, вращающемся тонком слое жидкости с деформируемой верхней свободной поверхностью. Найдены два новых механизма стабилизации амплитуды вихрей Росе ,и - за счет взаимодействия с мелкомасштабной кшшещией и за счет нелинейных эффектов при достаточно большое деформации верхней свободной поверхности. Показана возможность генерации крупномасштабной компоненты магнитного поля вихрями Россби.

Впервые с помощью вихрей Россби численно смоделированы различные особенности в динамике НКМП и ОКМИ Солнца: появление выделенных периодов вращения НКМП при возникновении вихря Россби; совместное вращение НКМП соседних широтных зон с периодом вращения больше или порядка корринггокове мчо; дрейф ОКМП к полюсу Солнца и характерные изменения вращения НКМП различных широтных зон в «тот период времени.

Научное и практическое значение работы. Диссертация содержит анализ и сопоставление динамики ОКМП и НКМП отдельных широтных зон ь

20-22 циклах солнечной активности. Проведено сравнение с результатами обработки вгхпарименталышх данных, проведенных другими методами, чю позволяет глубже исследовать физическую природу рассматриваемых вариаций.

Предложенная физическая модель источников магнитиого поля, обуславливающих вариации НКМП и ОКМП дает результаты, которые согласуются на качественном уровне с результатами, получаемыми в результате обработки экспериментальных данных. При получении более точной, количественной информации о рассматриваемых вариациях и об условиях в основании конвективной зон:л возможен переход к более точной модели длч достижения согласил на количественном уровне. Это, н свою очередь, открывает путь к долгосрочному прогнозированию геоэффективных событий, связанных с быстрыми перестройками крупномасштабной структуры магнитных полей.

На защиту выносятся следующие положения и результаты:

1. Механизм усиления и поддержания крупномасштабных вихрей Россби в тонком, вращающемся, подогреваемом снизу слое жидкости с деформируемой верхней свободной поверхностью.

1. Механизмы стабилизации амплитуды крупномасштабных вихрей Россби за счет нелинейных аффектов, связанных с деформацией верхней свободной поверхности, и за счет взаимодействия с. мелкомасштабной конвекцией.

3. Механизм генерации крупномасштабных магнитных структур вихрями Россби.

4. Методика анализа вращения иамЬелее крупномасштабных т-пс стгис-триччых компонент магнитного поля: в отдельных шкрогных зонах.

Апробация работы. Основные, результаты работы докладывались на Международной конференции по солнечной физике в Ашхабаде (1339 г.), на Седьмой Европейской конференции по солнечной физике "'Успехи в солнечной физике"' (И та л ил, Катания, 1993 г.), а такжо на семинарах в ИС СО РАН.

По материалам диссертации огубликовгиго 12 научных работ, список которых приведен в конце автореферата.

Обьем и структура работы. Диссертация состоит из сведения, трех глал, заключения, списка литературы и трех приложений. Обьем диссертации 130 страниц, в том числе '.'Л рисунков. Список литературы содержит 136 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении дается краткая характеристика состояния вопроса теорети ческой интерпретации явлений изменения распределения крупномасштабно! составляющей магнитного поля на поверхности Солнца с характерным вре менем порядка нескольких оборотов. Показана необходимость разработки 1;а: методик для анализа рассматриваемых событий, так и теоретических моделей Показана актуальность темы диссертации, сформулирована цгль работы, но визна разрабатываемого подхода в интерпретации рассматриваемых явлений Кратко изложена структура диссертации и перечислены положения, выноси мые на защиту.

В первой главе проведено обоснование выбора для исследования динами ки источников ККМП компонент распределения солнечных магнитных поле$ имеющих пространственный масштаб ио долготе, равный периметру окру;, ности сферы и учитывающих распределение поля в пределах широтной зон) размером 30". При вычислении синусоидальных составляющих - неосесимм! тричных компонент магнитного поля зависимость распределения полей от на роты в пределах каждой зоны учитывается путем интегрирования с некоторо весовой функцией. Построены диаграммы, характеризующие вращение НКМГ Проведен анализ динамики периодов вращения НКМП с помощью предложм ной методики для 20-22 циклоп солнечной активности по магнитным и На дш ним. Выделены и описаны характерные интервалы времени изменения вращ< нил НКМП. Эти интервалы отме«-ны на рисунке 1 вертикальными линиям] На рис. 1а (северное полушарие) и 1в (южное полушарие) символами о обозш чены долготы максимумов синусоид низкоширотных зон 0" — 30° (для южно! полушарил 21 цикла - зона 10* — 40"), символами - среднеширотных зс 30" - 60°. Для удобства определения вращения по наклону траекторий трае: тории по оси ординат повторены трижды. Траектории, принадлежащие одно полусфере, нанесены на один рисунок.

Проведено сопоставление динамики НКМП с динамикой усредненной I долготе компоненты, т.е. ОКМП. Сплошными и штриховыми линиями на ри 16 изображены изолинии, соответственно, положительного и отрицательно) зн;и;а осесимыетричной Компоненты. По оси ординат отложен синус широт! Найдены интервалы времени, когда совместное иращгнис НКМП разных ш ротных зон гопрооо/кдалогь дрейфом (ЖМИ.

о>05<ло)0)01<лсло10)0>а)010)0)010)0)0)о>о)сп£попа1

кзррингтоновсжий оборот

Рис. 1. Динамика. НКМН и ОКМП Солнца в 20-22 циклах солнечной активности, найденная по До-данным. Обозначения описаны з тексте.

Дли сравнения результатов исследований вращений поля, полученных при анализе НКМП и спектральными методами. 1то методике КПГА были рассчитаны сиекгры восстановленной крупномасштабной составляющей магнитного поля и НКМП выделенных зон. Найдено, что значимость . лделениых периодов НКМП значительно выше, чем значимость периодов полного поля. Это указывает на то, что основные особенности вращений магнитного поля Солнца обусловлены наиболее крупномасштабными составляющими, за динамикой которых можно следить по поведению НКМП отдельных широтных зон.

На основе проведенного анализа и сопоставления с результатами других авторов сформулированы основные свойства НКМП и ОЬМГХ, которые необходимо воспроизвести при их моделировании:

- В течение солкечных циклоя выделяются продолжительные интервалы времени, в течение которых НКМ1Т широтных зон размером 30° имеет устойчивый период вращения. В отзечьныс интервалы времени наблюдается совместное вращение НКМП соседних широтных зон с периодом вращения больше или порядка каррингтоновского.

- Изменения вращения НКМП достаточно часто происходят за короткие интервалы времени порядка .^скольких солнечных оборотов.

- Чаще всего изменения вращения НКМП происходят одновременно э соседних широтных зонах.

- В отдельные интервалы времени возникают дрейфы ОКМП, которые могут приводить к изменению знака, полярного поля. В эти интервалы времени наблюдаются характерные изменения вращения НКМП различных широтных зон.

- Прос.трелстаенный маеппаб источников ККМП по долготе и широте должен быть достаточно большим, сравнимым с радиусом Солнца, т.к. исследо-аанвые динамические эффекты проявляются в НКМП наибольшего по долготе масштаба и на широтном масштабе порядка 30°. В пользу большого пространственного .масштаба источников ККМП по долготе и широте говорит также то что значимость выделяемых периодов вращения НКМП методом КПГА, значительно выше, чем значимость периодов, рассчитанных по магнитным картам.

Во второй главе рассмотрены возможные типы гидродинамических тече ний, которые могли бы быть источниками ККМП - ячейки гигантской конвекции, волны и эихри Россби. Согласно численному моделированию, время жизни отдельных гигантских конв< тивных ячеек порядка оборота Солнца, н поатому с их помощью невозможно получить долгоживущие крупномасштабные магнитные структуры. Для поддержания воли Россби известным в настоящее время механизмом требуется довольно большая разница температур между полюсом и акватором. которая не подтверждается экспериментальным; наблюдениями. Необходим поиск других механизмов возбуждения и поддержания крупномасштабных долгоживущих образований.

Иеследовшшч в области гелиосейсмологии показывают существование до статочко тонкого Переходного слоя Между конвективной и радиативнымн зо нами - тахоклина, где' независящее от глубины дифференциальное вращетч по широте сменяется твердотельным вращением. Согласно современным моде ля.м именно здесь мо'.ы-т происходить генерации магнитного ноля, имеющеп

11-летний период тиснения. Теоретические исследования показывают также наличие слоя так называемой проникающей конвекции, располагающегося ниже конвективной зоны и имеющего достаточно малую толщину. Важность этого слоя для теории генерации солнечных магнитных полей обусловлена тем, что в н»м происходит резкое уменьшение значений -эффективных коэффициентов турбулентной вязкости и теплопроводности по сравнению с их значениями в тилще конвективной зоны.

Отсутствие больших радиальных градиентов угловой скорости и малое вязкостное затухание о тонком слое между тахоклином и конвективной зоной дает возможность существовать в нем различным вид;л: гидродинамических течений и, в частности, крупномасштабным вихрям Россби. Долгое время жизни вихрей Россби позволяет рассмотреть их как возможные источники долгожизу-щих крупномасштабных магнитных структур, формирование крупномасштабных магнчтных структур может быть представлено как процесс искажения и усиления вихрями распространяющегося наверх магнитного потока, генерируемого в течение 11-летнего цикла солнечной активности. Очевидно, в процессе переноса магнитного поля к поверхности Солнца возможно искажение пространственной формы магнитных структур, генерируемых вихре. Россби. Поэтому структуры магнитного поля в основании конвективной зоны и на поверхности могут отличаться.

Одним из основных вопросов в рассматриваемом подходе интерпретации особенностей динамики крупномасштабной компоненты магнитного поля Солнца является вопрос о механизмах возбуждения и поддержания вихрей Россби под конвективной зоной. В качестве модели слоя между конвективной зоной и тахоклином рассматривался тонкий быстро вращающийся слой в приближении бета-плоскости. Нижняя поверхность слоя предполагалась недеформи-руемой, а верхняя деформируемой свободной поверхностью. Использовалось гслиострофическое и магнитогелиострофическос приближения, что означает приблизительный баланс силы Кориолиса и горизонтальной компоненты гра диента давления. При учете подогрева слоя со стороны нижней поверхности использовалось приближение Буесинеска.

Проблема накачки и поддержания крупномасштабных Течений рассматривалась в рамках общего подхода исследования взаимодействия крупномасштабных волн Россби и мелкомасштабной конвекции в подогреваемом снизу, вращающемся слое жидкости. В качестве частного случая рассматривался

случай отсутствия конвекции в слое. Получена система уравнений, описывающая дианамику мелкомасштабных конвективных мод и крупномасштабных волн Россби при рассматриваемых глояиях и приближениях. Лля линеаризованных уравнений найдены аналитические формулы для дисперсионных и нейтральных кривых. Найдено, что волны Роосби при рассматриваемых условиях неустойчивы благодаря подогреву нижней поверхности слоя и деформации верхней поверхности. Динамика волн или вихрей Россби описывается уравнением, которое отличается от уравнение Обухова- Чарни добавлением вязкостных членов с положительным и отрицательными коэффициентами вязкости и учетом нелинейности в бета-члене. Параметр бета характеризует зависимость угловой скорости вращения от широты. Член с отрицательным коэффициентом вязкости описывает возбуждение и накачку крупномасштабных вихревых течений механизмом так называемой деформационной неустойчивости. Причем атот член появляется вне зависимости от- того, есть конвекция или нет.

Вместе с проблемой накачки крупномасштабных течений необходимо также решить проблему стабилизации их амплитуды Численными расчетами показана стабилизация амплитуды волн Россби за счет взаимодействия с конвекцией. D отсутствии конвекции необходимо решать одно уравнение для деформации верхней поверхности. Одномерный вариант втого уравнения является, с одной стороны, обобщением уравнения Курамото-Сивашинского (добавляется дисперсионный члена), и, с Д] той, - регуляризованного длинноволнового уравнения (добавляются члены с положительной и отрицательной коэффициентами вязкости).

Дли проверки возможности стабилизации амплитуды возмущений за. счет нелинейности в бета-члене это уравнение также решалось численно. Найден иффект стабилизации амплитуда, что свидетельствует о наличии для данногс уравнения аттрактора - притягивающего дискретного множества стационарных, периодических по пространственной координате решений.

Таким образом, d данной главе была показана возможность как накачки так и стабилизации амплитуды крупномасштабных вихревых течений.

В третьей главе проведено численное моделирование генерации К КМ Г вихрями Госсби. Решение задачи моделирования особенностей динамик! ККМП при наличии аффект а накачки даже при сделанных приближениях до статочно сложно. Поэтому использовался более простой вариант моделнро вания: в начальный момент времени задавались различного рода течения до

статочно большой амплитуды, а механизм усиления был "отключен", для чего коэффициент отрицательной вязкости во всех расчетах полагался равным нулю. При атом для реализации большого времени жизни вихрей необходимо, чтобы вязкостное затухание было достаточно слабым. Как отмечалось, для слоя между тахоклином и конвективной зоной ето условие действительно выполняется.

При расчете магнитных полей был использован подход, применяемый ь теории кинематического динамо: влиянием магнитного поля на движение жидкости пренебрегалось. Возможность применения данного приближения обусловлена тем, что рассматривается генерация достаточно слабых крупномасштабных магнитных полей.

Уравнения решались численно при разнообразных начальных условиях. Рассчитан процесс генерации крупномасштабных магнитных структур (KMC) долгоживущим свободным антициклоном, формирование KMC циклоном при наличии сдвигового течения и магнитного поля, моделирующих, соответственно, дифференциальное вращение Солнца, и поле, генерируемое в 11-летнем цикле солнечной активности. Рассмотрена эволюция антициклона в сдвиговом течении и процесс еволюции KMC при столкновении двух циклопов, иыла рассчитана картина формирования крупномасштабных ьихрей Россби из мелкомасштабных.

Было Получено, что для вертикальной компоненты магнитного поля, гене-нерируемой одним циклоном, наблюдается закручивание в спираль. Причем картина весьма напоминает очертания циклонов, наблюдаемых в атмосфере Земли, только трассером в рассматриваемом случае вместо облаков является Магнитное поле. D центре вихря формируется поле со знаком хвостовой полярности, а на его периферии со стороны полюса - со знаком головной полярности. Такая структура магнитного поля приводит к определенному чередованию знака усредненной по долготе вертикальной составляющей магнитного поля. Поскольку процессы переноса магнитного поля через конвективную зону не рассматриваются, предполагается, что на поверхности фоттчреры будет сохранена информация о динамике, по крайней мере, наиболее крупномасштабных компонент распределения магнитного поля, генерируемого циклоном.

Для сопоставления с результатами главы 1 по изложенной там методике находились неосесимметричные компоненты магнитного Поля низко- и еред-неширотных зон для конфигурации, генерируемой одним циклоном. Динамика

И

время

кзррингтоновский оборот

Рис. 2. а) Вращение НКМП низко- и срсднешироткых зон для распределения вертикальной компоненты «агнитного поля, генерируемой одним циклоном, б) Эволюция среднего по долготе значения вертикальной компоненты магнитного поля. Обозначения те же, что и на рис. 1

( НКМП зон 0° — 30" и 30* —60° изображена на рисунке 2а. Зволкшия среднего по долготе значения вертикальной компоненты магнитного поля изображена на рисунке 26. Характерные моменты времени, когда происходило изменение-динамики НКМП и усредненной но долготе компоненты отмечены вертикальными линиями.

Изменение со временем усредненной по долготе компоненты магнитного по ля показывает типичный "двойной выброс", аналогичный наблюдавшемуся в северном полушарии в 20-м цикле солнечной активности. В этот период с середины 1969 (1542 оборот) происходил дрейф к полюсу поля головной полярности, в затем - дрейф хвостовой полярности. С 15С5 по 1580 кэррингтоновский оборот на фоне ярко выраженного дрейфа обеих полярностей ОКМГ1 иабяю-

далось совместно,' вращение НКМП низко- и среднешнротных зон с периодом порядка кэррингтоновского. Далее, после завершения трехкратной переполю-совкн, с 1580 и вплоть до 1593 оборота в втом полушарии происходило рассогласование лращегдм НКМП соседних зон. Причем НКМП среднсширотной зоны вращалась с периодом большз кэррингтоновского.

В модельных расчетах периоду дрейфа обеих полярностей и коррелированному поведению НКМП соответствует интервал времени с 1=0.17 до 1=0.60, отмеченный всртикпльнымг. линягми. Такая картина переноса усредненной по долготе составляющей магнитного поля обусловлена вихревой структурой поля, генерируемого циклоном. Скачок .положения максимума синусоиды в момент времени 1=0.65 связан с ослаблением влияния циклона на низкоширотную зону вследствие его дрейфа к полюсу. Начиная с этого момента времени большее влияние на положение максимума синусоиды приобретают вторичные течения, генерирующие магнитное поле в низкоширотиой зоне. С дрейфом циклона связано также постепенное замедление вращения НКМП среднеши-ротной зоны, хорошо видимое после момента временя t~0.eS.

Были также проведены расчеты при задании а начальный момент времени слабого циклона на широте 30°. Этим расчетом были смоделированы ситуации когда НКМП обеих нцзкоширотных зон вращались с периодом больше КЕ/ррИнгтоногского, а дрейф ОКМЛ со знаком головной полярности практически отсутствовал или был слабым. При задание слабого начального циклона на широте 15° смоделированы ситуации, когда НКМП соседних зон вращались с куррингтоновским периодом, а дрейф ОКМП также практически отсутствовал.

В заключении на основании проведенного в третьей главе моделирования сформулирована интерпретация перечисленных в конце первой 1ланы особенностей динамики НКМП отдельных широтных зоь и ОКМП. выделяемых по экспериментальным данным:

- Появление выделенные периодов вращения магнитных нолей з т< ченпе 11-летнего солнечного цикча или их исчезновение связывается, ест глете гт нно, с появлением или исчезновение:.! додтожилущцх крупномасштабны:: циклоноп Под конвективной зоной. Усиление и поддержание вихревых точений происходит за счет подогреве из недр Солнца и деформации нижней границы конвективной зоны. Циклоны предстлмляют собой источники ККМП, которая пыде-лпетел при крупномасштабной фильтрации мапшгиых полей, измеряемых ни

К)

поверхности фотосферы. Дрейф циклонов и генерируемых ими крупномасштабных магнитных структур в долготном направлении происходит в соответствии со значением скорости вращения н" широте рн ('положения циклона. Динамика циклонов отражается в динамике НКМП отдельных широтных зон. Появление циклонов и генерируемых крупномасштабных магнитных структур не ограничено узким интервалом широт. В соответствии с зтим, возможно возникновение разных периодов вращения НКМП отдельных широтных зон, либо, при достаточно большом масштабе и амплитуде циклона - одного периода для НКМП соседних широтных зон.

- Быстрые изменения выделенных периодов вращении НКМП отдельных широтных зон с характерным временем порядка оборота Солнца могут быть связаны с перемещением циклонов на другие широты или со взаимодействиями отдельных мощных цчклоиичестх образований. При этом изменения вращения НКМП будут происходить одновременно в соседних широтных зонах.

- Дрейф циклона и генерируемой им KMC к то л юсу приводит к соответствующему дрейфу усредненной по долготе компоненты магнитного поля. Эволюция во времени усредненной компоненты магнитного поля имеет вид "двойного выброса" полей с противоположными знаками. При втом первым полюса, достигает поле со знаком головной полярности всплывающих локальных биполярных магнитных областей, что качественно согласуется с экспериментальными данными о дрейфах ОКМП к полюсам Солнца в период после пер<чюлюсовок. В 01-и же интервалы времени наблюдаются характерные изменения вращения НКМП различных широтных зон. Предполагается, что ОКМП на поверхности Солнца формируется в результате переноса тюлей, генерируемых циклоном, через конвективную зону и влияния дифференциальности по широте.

- Горизонтальный пространственный масштаб циклонов и генерируемых ими KMC сравним с радиусом Солрца. Это приводит к тому, что исследуемые аффекты проявляются в НКМП наибольшего по долготе масштаба и на широтном масштабе порядка 30°.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Мордвинов В.И., Тихомолов Е.М.. Особенности динамики вращения ди-Подьиых компонент низкоширотных фоновых полей в циклах 20 и 21 солнечной активности и аномальные явления на Солнце. - В сб.: Исследова ния по геомаги., аэрономии и физике Солнца. 1990, т.91, с. 33-40.

2. Mordvjnov V.l., Tiklumiolov Е.М. Он tlie notation of Large-sea¡e Dnckgroune Fields in the 21st Cycle of Solar Activity. Solai PI,vs., 1992, v.l.'ÍS. pp. 23-33.

3. Tikhomolov É.M. On the possibility of super-giant stable flows in convection zone of the Sun; stationary hydrodynamic structure in a simple two-dimensional model of quasigeostropliic convection. - In: Eiiropbysics Conference Abstracts. Seventh f'-uroper,n Meeting on Solar Physics. European Physical Society, Ed. by G.Belvedere and M.Rodcuo. 1993, p. A12.

4. Тихомолов, E.M. Поддержание вихреьых структур в подогреваемом снизу вращающемся слое жидкости. - Письма в Ж9ТФ. 1994, т. 59, с. 155-168.

5. Mordvinov V.I., Tikhomolov E.M. Dynamical features of large-scale background magnetic fields and global events on the Sun .- In: Postei' Papers presented at the Seventh European Meeting on Solar Physics. Catania Astropliys. Observ. Eds. G. 3elvedere, M. Rodono, Б. Schmieder, ОM. Sinmett., 1994, pp. 27-30.

в. Mordvinov V.M. and Tikhomolov E.M. The dynamics of large-ncile structures of the background magnetic field of the Sun and the prediction of heliospheric conditions. - In: 30th COSPAH scientific assembly, Hamburg, Germany, 11-21 July 1994, II. Abstracts, p.159.

7. Tikhomolov E.M. On the possibility of nupergianl stable flows in the convection zone of the Sun. - In: Lsct'ire Notes in Physics. Proceedings of "Advanced in Solar Physics". Ed. by G.Belvedere, M.MaMig and M.Rodono. Sp-inger-Verlag, 1ЭУ4, v. 432, pp. 91-91.

8. Тихомолов E.M. Взаимодействие мелкомасштабной конвекции и крупномасштабной деформационно неустойчивой волны Россби. - Иркутск, 1994, - 36 с. (Препринт / ИСЗФ: 11-94).

9. Tikhomolov E.M. Rossby vórtice;; as sources of global magnetic .structures on the Sun. - Solar fhys., 1905, v.156, pp. 205-219.

10. Tikhomolov E.M. The. attracting stationary solutions of a regularized long-wave equation with positive and negative diffusion. - Europhysics Letters, 1095, v. 29 (7), pp. 543-548.

11. Tikhomolov E.M. Anomalous poleward drift of the solar magnetic fields as p. result of Rospby cyclone excitation. - Astronomy and Astrophysics, 1905, v. 301, N 1, pp. 277-231.

12. Тихомолов E.M., Мордвинов Б,И. Особенности динамики крупномасштабной компоненты магнитного поля Солнц?', как еледстлге возбуждения вихрей Рос.'би П >д конвективной эоче.'Л. - Ирьуте.ч, 1995, 34 е. ¡Upe принт / ИСЗФ: Т-95).

Отпечатало на длккют. ,уч-*:е ИСЗФ.

Зг:к. \ r>r,-.í. ti. 10.95. Объем 10 м/n стр.

Tuj., ИЮ