Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14846 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Індекс рубрикатора НБУВ: В652.49 + В652.464.6

Рубрики:

Магнітне поле і електричний заряд Сонця

Магнітне поле сонячних плям

Шифр НБУВ: Ж14258 Пошук видання у каталогах НБУВ 

Розроблено метод досліджень магнітних структур у підфотосферних шарах Сонця, заснований на результатах спостережень крутильних коливань в семи поодиноких плямах з періодом 2,2 - 7,1 доби. Визначено параметри самих крутильних коливань і магнітних трубок у глибоких шарах. Магнітна силова трубка, що утворює пляму, має значні розміри за довжиною. Її радіус перетину є найбільшим біля поверхні Сонця та приблизно дорівнює радіусу тіні плями. З переходом у глибокі шари він досить швидко зменшується. Поздовжній електричний струм, що з'являється у магнітній трубці, змінює напрямок з періодом коливань. Щільність струму та напруженість поздовжнього магнітного поля у магнітній трубці збільшуються з глибиною відповідно до зменшення перетину магнітної трубки. Середня за довжиною магнітної трубки альвенівська швидкість у десятки та сотні разів є меншою від цієї ж швидкості в тіні плями. Вона зменшується зі збільшенням періоду коливань - довжини магнітної трубки.

Наведено результати дослідження структур магнітного поля та поля швидкостей в активних областях Сонця на різних рівнях атмосфери. Створено метод дослідження структури магнітного поля на базі одночасних спостережень у хромосфері та фотосфері поздовжнього магнітного поля. На підставі даного методу показано, що магнітне поле в хромосфері є безсиловим і складається з потенційного та токового магнітних полів. Визначено вертикальні та азимутальні електричні струми в хромосфері активної області та вертикальний електричний струм у фотосфері в тіні одиночних плям. Визначено вертикальні градієнти магнітного поля за значеннями повного вектора та поздовжньої складової магнітного поля. Встановлено, що величина вертикального градієнта залежить від закрученості силових ліній поля плями у фотосфері. Створено метод визначення всіх трьох складових вектора магнітного поля та вектора швидкостей за значеннями їх поздовжньої складової. Визначено кути між векторами швидкості та магнітного поля. Встановлено характер руху плазми в магнітному полі в тіні одиночних плям на рівні фотосфери, хромосфери та в області температурного мінімуму.

  Скачати повний текст

Висвітлено, що зменшення амплітуд коливань швидкості у центрі сонячної плями та "акустичне гало" спричинені особливостями термодинамічної структури плями. Показано, що магнітне поле плями впливає на час розповсюдження, і цей вплив повинен враховуватись локальною геліосейсмологією. Вивчено утворення спектральної лінії Ва ІІ 455.5 нм в атмосфері Сонця з урахуванням відхилень від ЛТР у одно- та тривимірній моделях атмосфер. Проведено оцінку Ва в сонячній атмосцері: А = 2.16. Показано, що "яскраві точки" на допплерграмі в лінії Ва ІІ 455.4 нм можуть виникати на місці маломасштабних нисхідних за відсутності магнітного поля.

Виявлено достовірні міжрічні та вікові варіації магнітних полів сонячних плям, які суттєво відрізняються від варіацій чисел Вольфа. Тренди модуля напруженості Bmax магнітних полів сонячних плям за спостереженнями 1992 - 2008 рр. в обсерваторіях Маунт Вілсон та Кітт Пік помітно відрізняються. Проаналізовано причини цієї розбіжності. Показано, що індекс Bsp менше за інші залежить від повноти програм спостережень, якості інструментів та астроклімату на різних обсерваторіях, тому годиться для глобального моніторингу міжрічних та вікових варіацій сонячних магнітних полів. Дослідження включає дані об'єднаної бази даних магнітних полів сонячних плям Пулківської обсерваторії, архіву даних магнітних полів сонячних плям Кримської астрофізичної обсерваторії та синоптичних програм на 150-футовому сонячному телескопі обсерваторії Маунт Вілсон.

Проанализирована роль двумерной турбулентности (порождаемой в тени пятна под влиянием сильного магнитного поля) и альвеновских колебаний (возбуждаемых в пятне относительно слабым магнитным полем) в эволюции солнечных пятен. Выявлено две фазы затухания магнитного поля пятна. Начальная быстрая фаза магнитного затухания обусловлена двумерной турбулентностью. Более поздняя медленная фаза магнитного затухания связана с альвеновскими колебаниями. Полученные результаты согласуются с наблюдаемыми данными относительно двух типов временной эволюции солнечных пятен. Существенную роль в длительной стабильности равновесного состояния вертикальных магнитных силовых трубок пятен играет эффект макроскопического диамагнитного "вытеснения" магнитного поля из конвективной зоны или фотосферы к пятнам.