Индексы солнечной активности

Под термином «солнечная активность» понимается вся совокупность изменений в атмосфере Солнца, которая в конечном счете проявляется вблизи орбиты Земли в форме рентгеновского и ультрафиолетового излучения, радиоизлучения, в форме корпускулярных потоков и межпланетного магнитного поля. Вариации солнечной активности, как это следует из предыдущего раздела, непосредственным образом связаны с эволюцией групп солнечных пятен, образующих центры активности. Поэтому солнечную активность еще определяют как процесс циклических изменений глобального магнитного поля Солнца [129].

Солнечные пятна относительно просто наблюдать, поэтому уровень запятненности солнечного диска издавна был положен в основу определения характеристик солнечной активности. Заметим, что хотя процессы в верхней атмосфере Солнца существенно контролируются процессами в фотосфере, из-за недостаточности наблюдательных данных пока не получено не только количественного, но даже достаточно надежного качественного соответствия между явлениями в фотосфере и в солнечной короне. Это обстоятельство накладывает ограничения на использование для определения характеристик солнечной активности наблюдений с поверхности Земли.

С другой стороны, данные прямых космических измерений охватывают всего около 40 последних лет, а наземные инструментальные и визуальные наблюдения солнечного диска ведутся уже более трех столетий. Правда, регулярность этих наблюдений, особенно до середины XIX века, оставляет желать лучшего [42]. Тем не менее косвенные данные (наблюдения пятен невооруженным глазом, полярные сияния, концентрация углерода 14С в датированных образцах) позволяют, по крайней мере, оценить изменения уровня запятненности солнечного диска вплоть до начала нашей эры и даже в голоцене [129]. Поэтому индексы солнечной активности, выведенные на основе наземных наблюдений солнечного диска, незаменимы для статистических исследований солнечно-земных связей.

Наиболее распространенный индекс солнечной активности - относительное число солнечных пятен. В отечественной литературе относительные числа солнечных пятен чаще называют числами Вольфа (по имени швейцарского астронома Р. Вольфа) и обозначают их ИЛ В зарубежных научных изданиях относительные числа солнечных пятен часто обозначают как Rz. Этому индексу предшествовал более простой - число солнечных пятен на видимом диске Солнца, на основании которого еще в 1843 году был обнаружен 11-летний цикл солнечных пятен.

Числа Вольфа W определяют по формуле [40]

где G - число групп пятен на видимом солнечном диске, / - число пятен (включая ядра и поры) во всех группах. Значение коэффициента к зависит от многих факторов: особенностей методики наблюдений, условий видимости в момент наблюдения, индивидуальных особенностей наблюдателя и др. Численное значение к обычно получают из сравнения различных рядов наблюдений.

Числа Вольфа являются довольно субъективной характеристикой солнечной активности. Даже у одного опытного наблюдателя система определения W может со временем измениться. Поэтому в Цюрихе, где, начиная с Р. Вольфа, индекс W определялся регулярно с 1848 года, в целях сохранения однородности ряда W были организованы длительные одновременные наблюдения солнечных пятен основным наблюдателем и его преемником и сравнение этих наблюдений. Р. Вольф, основываясь на архивных данных наблюдений солнечных пятен, вычислил среднегодовые значения W с 1700 года и среднемесячные значения с 1749 года. В последние десятилетия числа Вольфа выводятся путем приведения данных многих обсерваторий мира к системе Цюриха, хотя в 1980 году служба определения чисел Вольфа была перенесена из Цюриха в Брюссель. По мнению многих авторитетных исследователей солнечной активности [42], нет полной уверенности в том, что многолетний ряд даже среднемесячных значений W является однородным, не говоря уже об ежедневных значениях. В силу усреднения представляются достаточно надежными среднегодовые значения W, которые обычно и используются при сопоставлении солнечной активности и различных геофизических процессов.

Более объективным, по сравнению с числами Вольфа, индексом солнечной активности является суммарная площадь солнечных пятен, исправленная за перспективное сокращение по формуле

где St - площадь /-го пятна, 0 = arcsin (ч//?0), Rq - радиус видимого солнечного диска, rt - расстояние от его центра до рассматриваемого пятна. Обычно эту площадь выражают в миллионных долях видимой полусферы Солнца (мдп). Между индексами S и W существует довольно тесная статистическая связь, правда, уравнение регрессии W и на S испытывает изменения с ходом 11-летнего цикла [40]. Наиболее длинный ряд суммарных площадей солнечных пятен, который считается однородным, получен по данным наблюдений Гринвичской обсерватории с 1874 года, а также обсерваторий в Индии и Южной Африке. В Гринвиче также определяли число групп пятен G.

Имеется еще несколько индексов, основанных на наблюдениях солнечных пятен, которые рассмотрены в монографии Ю.И. Витинского [40]. Они не имеют такого широкого распространения, как два описанных выше индекса, и введены разными авторами чаще всего для каких-нибудь конкретных статистических исследований. Переменность нашего светила находит отражение и в потоке радиоизлучения Солнца на длине волны 10,7 см, выраженного в единицах 10~22 Вт-м^-Гц-1 [212]. Этот индекс, ряд значений которого начинается с 1948 года, тесно коррелирует с числами Вольфа. Несколько индексов введено для описания солнечной активности по данным о процессах, происходящих в хромосфере и в солнечной короне. Это в первую очередь индексы солнечных вспышек. К сожалению, они не позволяют построить достаточно длинные и однородные ряды, которыми можно пользоваться при статистических исследованиях солнечноземных связей. Тем не менее практически все эти индексы очень тесно коррелируют с числами Вольфа и даже с солнечной постоянной Sq. Это наглядно иллюстрирует рис. 3.1.

Корреляция между числами Вольфа

Рис. 3.1. Корреляция между числами Вольфа (Sunspot Observation), индексом вспышечной активности (Solar Flare Index), потоком радиоизлучения на волне 10,7 см (10.7 Radio Flux) и солнечной постоянной (Solar Irradiance) в 1975-2007 годах (Источник: http://en.wikipedia.org/wiki/solar_variation)

В 1998 году вышла работа Д. Хойта и К. Шаттена [260], в которой они обобщили свои архивные исследования по созданию нового индекса: относительного числа групп солнечных пятен GSN. Ряд значений этого индекса начинается с 1610 года, т. е. включает в себя период, который не рассматривал Р. Вольф. Сам по себе индекс GSN не нов, поскольку число групп пятен G содержится в гринвичских данных с 1874 года, которые Д. Хойт и К. Шаттен пересчитали в индекс GSN путем простой нормировки. В работе [129] показано, что числа Вольфа W и относительные числа групп пятен GSN представляют собой физически различающиеся индексы солнечной активности и не могут быть линейно выражены один через другой. В свою очередь Ю.А. Наговицын [129] представил ряд среднегодовых значений индекса площадей солнечных пятен A(t) с 1610 года, основываясь на индексах W и GSN. Ряд индексов A(t) может быть масштабирован в ряд полного магнитного потока солнечных пятен [129]

где - магнитный поток в максвеллах, А - площадь солнечных пятен в миллионных долях видимой поверхности Солнца. Дело в том, что принципиальный недостаток как индексов W и GSN, так и различных образований от них состоит в том, что они являются характеристиками пятнообразующей деятельности Солнца, что, вообще говоря, не совпадает с изменениями солнечной активности в том смысле, как она определена в начале настоящего раздела. Величина же магнитного потока пятен может быть использована для теоретического моделирования солнечной активности, «поскольку физические теории оперируют с физическими параметрами, а не с индексами чисел пятен, введенными наблюдателями из качественных соображений» [130].

В работе [130] описан алгоритм восстановления среднегодовых значений индекса А с 1610 года и чисел Вольфа W с начала нашей эры, а сами значения представлены на сайте http://www.gao.spb.ru/database/esai. Вся возможная информация о солнечной активности разбита на четыре временных интервала:

  • 1) 100-150 лет - прямые и регулярные (в той или иной степени) наблюдения солнечных пятен;
  • 2) ~400 лет - эпизодические прямые наблюдения солнечных пятен;
  • 3) 1 000-2 000 лет - косвенные данные о солнечной активности (полярные сияния, пятна, замеченные невооруженным глазом, содержание радионуклидов в природных архивах и т. д.);
  • 4) —10 000 лет - данные о содержании радиоизотопов углерода и бериллия в датированных образцах.
Изменения площади солнечных пятен А (прерывистая линия) и чисел Вольфа W (сплошная линия) в 1610-2005 годах

Рис. 3.2. Изменения площади солнечных пятен А (прерывистая линия) и чисел Вольфа W (сплошная линия) в 1610-2005 годах

Разработаны специальные методы восстановления не только индексов солнечной активности W и А, но и информации о поведении в историческом прошлом (в 400-летней шкале) переменной части геомагнитного поля и даже межпланетного магнитного поля. Эти методы опираются на весь комплекс имеющихся эмпирических данных, а также на использование вейвлет-преобразований временных рядов и авторегрессионных моделей.

Из рис. 3.2, построенного по данным, приведенным на сайте http://www.gao.spb.ru/database/esai, видно, что между изменениями от года к году индексов А и W с 1610 года имеется тесная корреляционная связь. Коэффициент корреляции равен +0,97. Поэтому при изучении солнечноземных связей на статистическом уровне можно использовать в качестве характеристики солнечной активности числа Вольфа. Главное преимущество ряда среднегодовых значений W заключается в том, что он является самым длинным и относительно однородным рядом из всех характеристик солнечной активности.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >