Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений

На основі оброблення даних спостережень досліджено еволюцію протягом трьох сонячних циклів великомасштабних магнітних полів на Сонці та встановлено загальну картину зміни сонячних циклів слабких фотосферних і сильних (в активних областях) полів. Виявлено, що поряд з істотними відмінностями в еволюці...

Повний опис

Збережено в:

Бібліографічні деталі
Дата:	2011
Автори:	Зелык, Я.И., Степанян, Н.Н., Андреева, О.А.
Формат:	Стаття
Мова:	Russian
Опубліковано:	Інститут кібернетики ім. В.М. Глушкова НАН України 2011
Назва видання:	Проблемы управления и информатики
Теми:	Космический мониторинг
Онлайн доступ:	https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/207345
Теги:	Додати тег Немає тегів, Будьте першим, хто поставить тег для цього запису!
Назва журналу:	Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine
Цитувати:	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений / Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян, О.А. Андреева // Проблемы управления и информатики. — 2011. — № 5. — С. 123–139. — Бібліогр.: 50 назв. — рос.

Репозитарії

Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine

id	irk-123456789-207345
record_format	dspace
spelling	irk-123456789-2073452025-10-07T00:01:31Z Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений Закономірності еволюції великомасштабних магнітних полів на Сонці за даними спостережень Regularities in the Evolution of Large-Scale Solar Magnetic Fields on the Basis of Observational Data Зелык, Я.И. Степанян, Н.Н. Андреева, О.А. Космический мониторинг На основі оброблення даних спостережень досліджено еволюцію протягом трьох сонячних циклів великомасштабних магнітних полів на Сонці та встановлено загальну картину зміни сонячних циклів слабких фотосферних і сильних (в активних областях) полів. Виявлено, що поряд з істотними відмінностями в еволюції слабких і сильних магнітних полів має місце і тісний зв’язок їх поведінки у виділених інтервалах напруженості, якщо швидкість зростання сумарного потоку поля розглядати як характеристику для порівняння. Наразі не існує аргументованого теоретичного пояснення встановленого у статті зв’язку, і проблема його інтерпретації є предметом окремого наукового дослідження. Based on the observational data the evolution over three solar cycles of large-scale solar magnetic fields is studied and the general change pattern of solar cycles of weak photospheric and strong (in active regions) fields is determined. It is found that, along with significant differences in the evolution of weak and strong magnetic fields, there is a close relationship of their behavior in the selected strength intervals, if as characteristic for comparison the growth rate of the total field flux is considered. Currently there are no argued theoretical explanation of the relationship determined in the article, and the problem of its interpretation is the subject of a separate research. 2011 Article Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений / Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян, О.А. Андреева // Проблемы управления и информатики. — 2011. — № 5. — С. 123–139. — Бібліогр.: 50 назв. — рос. 0572-2691 https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/207345 519.246.8:517.443:523.9-327 10.1615/JAutomatInfScien.v43.i9.60 ru Проблемы управления и информатики application/pdf Інститут кібернетики ім. В.М. Глушкова НАН України
institution	Digital Library of Periodicals of National Academy of Sciences of Ukraine
collection	DSpace DC
language	Russian
topic	Космический мониторинг Космический мониторинг
spellingShingle	Космический мониторинг Космический мониторинг Зелык, Я.И. Степанян, Н.Н. Андреева, О.А. Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений Проблемы управления и информатики
description	На основі оброблення даних спостережень досліджено еволюцію протягом трьох сонячних циклів великомасштабних магнітних полів на Сонці та встановлено загальну картину зміни сонячних циклів слабких фотосферних і сильних (в активних областях) полів. Виявлено, що поряд з істотними відмінностями в еволюції слабких і сильних магнітних полів має місце і тісний зв’язок їх поведінки у виділених інтервалах напруженості, якщо швидкість зростання сумарного потоку поля розглядати як характеристику для порівняння. Наразі не існує аргументованого теоретичного пояснення встановленого у статті зв’язку, і проблема його інтерпретації є предметом окремого наукового дослідження.
format	Article
author	Зелык, Я.И. Степанян, Н.Н. Андреева, О.А.
author_facet	Зелык, Я.И. Степанян, Н.Н. Андреева, О.А.
author_sort	Зелык, Я.И.
title	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений
title_short	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений
title_full	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений
title_fullStr	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений
title_full_unstemmed	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений
title_sort	закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на солнце по данным наблюдений
publisher	Інститут кібернетики ім. В.М. Глушкова НАН України
publishDate	2011
topic_facet	Космический мониторинг
url	https://nasplib.isofts.kiev.ua/handle/123456789/207345
citation_txt	Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений / Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян, О.А. Андреева // Проблемы управления и информатики. — 2011. — № 5. — С. 123–139. — Бібліогр.: 50 назв. — рос.
series	Проблемы управления и информатики
work_keys_str_mv	AT zelykâi zakonomernostiévolûciikrupnomasštabnyhmagnitnyhpolejnasolncepodannymnablûdenij AT stepanânnn zakonomernostiévolûciikrupnomasštabnyhmagnitnyhpolejnasolncepodannymnablûdenij AT andreevaoa zakonomernostiévolûciikrupnomasštabnyhmagnitnyhpolejnasolncepodannymnablûdenij AT zelykâi zakonomírnostíevolûcíívelikomasštabnihmagnítnihpolívnasoncízadanimispostereženʹ AT stepanânnn zakonomírnostíevolûcíívelikomasštabnihmagnítnihpolívnasoncízadanimispostereženʹ AT andreevaoa zakonomírnostíevolûcíívelikomasštabnihmagnítnihpolívnasoncízadanimispostereženʹ AT zelykâi regularitiesintheevolutionoflargescalesolarmagneticfieldsonthebasisofobservationaldata AT stepanânnn regularitiesintheevolutionoflargescalesolarmagneticfieldsonthebasisofobservationaldata AT andreevaoa regularitiesintheevolutionoflargescalesolarmagneticfieldsonthebasisofobservationaldata
first_indexed	2025-10-07T01:10:36Z
last_indexed	2025-10-08T01:05:10Z
_version_	1845373709019250688
fulltext	© Я.И. ЗЕЛЫК, Н.Н. СТЕПАНЯН, О.А. АНДРЕЕВА, 2011 Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 123 КОСМИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ УДК 519.246.8:517.443:523.9-327 Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян, О.А. Андреева ЗАКОНОМЕРНОСТИ ЭВОЛЮЦИИ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ Состояние проблемы исследования эволюции крупномасштабных сла- бых и локальных сильных магнитных полей (в активных областях) на Солнце и научный задел авторов. Проблема генерации и эволюции магнитных полей занимает центральное место в современных исследованиях Солнца. Гене- рация магнитного поля описывается теориями динамо, основополагающие идеи которых заложены более полувека назад Паркером [1]. В настоящее время преоб- ладает точка зрения, что глобальное магнитное поле в периоды минимума актив- ности описывается полоидальным дипольным полем. С началом солнечного цик- ла это поле растягивается и усиливается широтным дифференциальным вращени- ем и радиальным градиентом угловой скорости в конвективной зоне, образуя тороидальное магнитное поле, которое при достижении определенной напряжен- ности всплывает на поверхность в виде биполярных активных областей. Затем магнитное поле хвостовой полярности за счет турбулентной диффузии и мериди- ональной циркуляции переносится в полярные области и по мере накопления приводит к изменению знака полярности дипольного поля. Меридиональная цир- куляция переносит это поле к основанию конвективной зоны, где оно усиливается спиральной конвекцией, образуя новое полоидальное поле противоположной по- лярности. В современных теориях солнечного динамо спорным является вопрос о при- роде слабых магнитных полей на Солнце: они либо целиком рассеянные поля хвостовых частей активных областей либо самостоятельное явление, лишь ча- стично связанное с сильными магнитными полями активных областей. Ответ можно получить на основе анализа пространственно-временной эволюции фото- сферного магнитного поля Солнца и исследования по данным наблюдений ее свя- зи с эволюцией сильных магнитных полей и изменением солнечной активности. Такие исследования являются предметом настоящей статьи. Объясним смысл используемых нами понятий. Солнечное магнитное поле обладает тонкой структурой, элементы которой имеют широкий набор значений напряженности: от нуля до тысяч гаусс. При высоком пространственном разре- шении современных магнитографов можно наблюдать две явно выраженные ком- поненты магнитного поля Солнца: слабое магнитное поле средней напряженности 1–10 Гс, занимающее всю поверхность Солнца, так называемое фоновое поле, и сильное магнитное поле напряженностью от единиц килогаусс и выше, возни- кающее при рождении активных образований. При уменьшении пространственно- го разрешения магнитографа наблюдается результат некоторого пространственного усреднения (сглаживания) этих компонент магнитного поля. При этом наблюдают- 124 ISSN 0572-2691 ся крупномасштабные структуры, результирующий магнитный поток которых имеет либо северную полярность (знак «» или N) и направлен от Солнца, либо южную полярность (знак «–» или S) и направлен к Солнцу. Такие магнитные поля Солнца будем называть крупномасштабными магнитными полями (КМП). Распределения магнитного поля по поверхности Солнца начали изучать Г.В. Бэбкок и Г.Д. Бэбкок [2]. В [3] Г.В. Бебкок высказал предположение о связи магнитных полей активных областей с общим магнитным полем Солнца. В 60-х го- дах ХХ века по наблюдениям на двойном магнитографе [3] в Крымской астрофизи- ческой обсерватории А.Б. Северный показал [4–10], что на Солнце нет когерентно- го общего магнитного поля. Оно складывается из мелких элементов разного разме- ра, напряженности и знака. Лишь результаты значительного пространственного усреднения позволяют обнаружить в некоторых крупномасштабных структурах преобладание потока магнитного поля той или иной полярности. Именно такого рода пространственное усреднение (сглаживание) имеет место при уменьшении пространственной разрешающей способности наблюдений, как указывалось вы- ше. В подробном анализе наблюдений полярных и экваториальных зон Солнца А.Б. Северный исследовал различные крупномасштабные солнечные образования, характеризующиеся напряженностью магнитных полей от единиц гаусс в фоно- вых полях до тысяч гаусс в солнечных пятнах. В [5, 6] показано, что поле поляр- ных областей Солнца отличается от поля типа диполя или равномерно намагни- ченной сферы. А.Б. Северный впервые отметил трудности в интерпретации фоно- вого поля как рассеянного поля хвостовых частей активных областей. В дальнейшем крупномасштабные солнечные магнитные поля подробно рас- сматривали Р. Говард и В. Бумба, наблюдая их с помощью магнитографа обсерва- тории Маунт-Вилсон (США, Калифорния) [11]. В результате исследования таких полей в 1967 г. был создан атлас фотосферных магнитных полей на всем диске Солнца по наблюдениям 1959–1966 гг. [12]. Подробный обзор результатов, по- лученных с помощью этого атласа, выполнен в [13]. Наблюдаемая структура поверхностного магнитного поля как трассер давно используется для исследования глобальных процессов на Солнце, в том числе и долговременных вариаций его вращения. Как заметил Р. Говард, спектральный анализ временнх рядов наблюдений поверхностных магнитных полей дает воз- можность определить характер вращения глубинных долгоживущих крупномас- штабных структур, т.е. источников генерации наблюдаемого поверхностного маг- нитного поля [14]. Помимо интереса к происхождению неоднородности вращения Солнца, его изучение (см., например, [15–18]) стимулируется и тем, что диффе- ренциальное вращение, по всей вероятности, играет ключевую роль в магнитной активности Солнца. Различные аспекты исследований КМП на Солнце на протяжении более чем 50 лет: с 40-х по 90-е годы XX века, обобщены в [19]. Знаковым событием в освещении научных результатов исследований эволюции КМП на Солнце на ру- беже веков стала конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», проведенная в Главной астрономической обсерватории РАН (Пулково) в 2001 г. [20]. Исследованию цикличности крупномасштабных магнитных полей на Солнце посвящены работы [21–30]. О циклах локальных и крупномасштабных полей как об эволюции двух независимых типов образований речь шла в [21–27]. На самом деле эти образования тесно связаны. Вопрос о соотношении локальных полей и КМП имеет большое значение для понимания природы и механизмов возникно- вения магнитного поля на Солнце [31]. Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 125 Отдельно рассмотрим работы, непосредственно связанные с различиями ха- рактеристик слабых крупномасштабных и сильных магнитных полей (в активных областях) на Солнце. В [32, 33] показано, что образования со слабыми магнитны- ми полями вносят определяющий вклад в общее магнитное поле Солнца, который по полученным оценкам может доходить до 90 %. В [34, 35] изучено распределе- ние магнитных полей на Солнце на основе наблюдений в линии Н-альфа по мето- ду Мак-Интоша [36]. Результаты этих работ свидетельствует о том, что слабые КМП на Солнце — самостоятельное явление, отражающее конвекцию третьего яруса, размеры элементов которой сравнимы с радиусом Солнца. Теоретические исследования [37] могут объяснить такие результаты тем, что в недрах Солнца генерация сильных и слабых магнитных полей происходит на разных глубинах. Сильные поля формируются вблизи дна конвективной зоны, так как здесь создаются наиболее благоприятные условия для противодействия силе плавучести Паркера. Именно сильные магнитные поля (~10 4 –10 5 Гс) способны обеспечить выход магнитных трубок на поверхность в области королевских ши- рот в соответствии с законом Джоя [38]. Слабые магнитные поля образуются вблизи фотосферной поверхности, поскольку согласно гелиосейсмологическим данным именно в этой области конвективной зоны происходит смена знака гра- диента скорости осевого вращения по глубине, что обеспечивает распространение динамо-волн в направлении экватора на низких широтах [28]. В [10, 39, 40] показано, что нарушение баланса магнитных полей N- и S-по- лярности является характерным свойством общего магнитного поля Солнца. Раз- личие слабых магнитных полей Солнца N- и S-полярности не ограничивается ненулевой разностью потоков. Их динамические характеристики существенно из- меняются во времени и пространстве [41]. Изучение дисбаланса полей N- и S-по- лярности на Солнце важно потому, что именно эта разность потоков магнитного поля в значительной степени определяет состояние межпланетного магнитного по- ля и солнечно-земные связи. Исследование слабых магнитных полей и их дисбаланса продолжено в рабо- тах авторов настоящей статьи 2005–2010 гг. [42–50] на основе синоптических карт магнитных полей Солнца, полученных в обсерватории NSO/Kitt Peak (США) (http://nsokp.nso.edu/) и безвозмездно предоставленных авторам. В [44, 45] по данным наблюдений фоновых магнитных полей на временнóм интервале 26 лет на основе анализа спектральной плотности мощности по соот- ветствующим временнм рядам в пятиградусных широтных зонах в диапазоне напряженности магнитного поля [0; 200] Гс определены характеристики враще- ния структур КМП. Установлено, что структуры магнитного поля, вращающиеся с одним и тем же значимым периодом, наблюдаются в широком диапазоне широт, и в спектре мощности для одной и той же широты существует несколько значи- мых периодов. В [46, 47, 49, 50] оценен стационарный широтный дрейф потока дисбаланса магнитных полей в целом и дрейф составляющих потока дисбаланса, обладающих наиболее значимыми периодами вращения. Установлено, что харак- тер обоих типов дрейфа одинаков для полей с близкими значениями напряженно- сти и для полей каждого значения напряженности существует некая широтная зо- на, в которой отсутствует широтный дрейф. В [46, 47, 49, 50] при оценивании широтного дрейфа потока дисбаланса магнит- ных полей в целом и широтного дрейфа отдельных составляющих потока дисбалан- са, обладающих определенными значимыми периодами вращения, на 26-летнем ин- тервале наблюдений используется математическая модель представления дисбаланса в каждой широтной зоне как стационарного случайного процесса [52, 53]. В рамках этой модели решены стационарные задачи определения дрейфа потока дисбалан- 126 ISSN 0572-2691 са в целом и дрейфа составляющих потока дисбаланса, вращающихся со значи- мыми периодами, как преобладающих тенденций (дрейф и вращение) на продол- жительном интервале наблюдений. Но результаты исследований, рассмотренные в [46, 47, 49, 50], не позволяют судить об эволюции потока дисбаланса фоновых магнитных полей на Солнце во времени, в частности, об эволюции указанных двух типов дрейфа. Эти результаты не проясняют ответ на вопрос о том, совпадают ли структуры потока дисбаланса в целом, осуществляющие широтный дрейф, со структурами потока дисбаланса, вращающимися с некоторыми значимыми перио- дами, и также дрейфующими по широте. Кроме того, в [42–45] авторами установлено, что особенности дифференци- ального вращения магнитных образований, а также цикличность в изменении их широтного распределения для слабых и сильных магнитных полей на Солнце су- щественно отличаются. Однако анализ широтно-временных распределений ско- рости роста потока суммарного магнитного поля N- и S-полярности разной напряженности и их эволюции до настоящего времени не проводился. Целью настоящей работы является исследование закономерностей эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце и установление общей картины изменения солнечных циклов слабых фотосферных и сильных (в активных обла- стях) магнитных полей на основе данных наблюдений. Полученные результаты позволяют обнаружить наряду с найденными в [42–50] существенными различия- ми в поведении слабых и сильных магнитных полей их тесную связь. Однако в настоящее время не существует аргументированного теоретическо- го объяснения установленной в статье по данным наблюдений связи эволюции солнечных циклов крупномасштабных слабых и сильных магнитных полей на Солнце, и проблема интерпретации этой связи является предметом отдельного научного исследования. Для достижения поставленной цели в работе решаются следующие задачи. — Формирование картины эволюции широтного дифференциального враще- ния и широтного дрейфа структур потока дисбаланса магнитного поля в целом и структур потока, обладающих значимым вращением. — Исследование широтно-временнх распределений скорости роста сум- марного магнитного поля разной напряженности, их эволюции в течение трех солнечных циклов и их связи с характеристиками вращения. — Сравнение широтно-временной зависимости роста потока суммарного маг- нитного поля разной напряженности на 26-летнем интервале наблюдений с времен- нóй зависимостью относительного числа солнечных пятен и с широтно-временнóй зависимостью площадей солнечных пятен Данные наблюдений и построение временнх рядов. В настоящей работе и в серии [42–50] используются данные наблюдений с помощью магнитографов обсерватории NSO/Kitt Peak (http://nsokp.nso.edu/), любезно предоставленные авто- рам настоящей статьи доктором Дж. Харви еще до представления их в Интернет. Использованные здесь данные получены в NSO/Kitt Peak совместно с NSF/NOAO, NASA/GSFC и NOAA/SEL. Данные соответствуют временнóму интервалу от 1 января 1977 года до 1 октяб- ря 2003 года. Это составит 357 кэррингтоновских оборотов Солнца № 1650–2006. Данные охватывают три солнечных цикла, от фазы роста 21-го цикла до фазы спада 23-го цикла. Материал наблюдений представляет собой синоптические кар- ты, каждая из которых соответствует одному кэррингтоновскому обороту и со- ставлена из результатов ежедневных измерений продольного вектора напряжен- ности магнитного поля Солнца. Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 127 Обработка синоптических карт проводилась в выделенных интервалах напряженности магнитного поля N- и S-полярности из диапазона значений по мо- дулю [0; 1500] Гс. Для наглядности эти интервалы модуля напряженности маг- нитного поля приведены в табл. 1. Специфика наблюдений с помощью магнитографа состоит в том, что при значениях модуля напряженности, меньших 10 Гс и больших 1500 Гс, единичные из- мерения имеют низкую точность. По данным об- серватории NSO/Kitt Peak в диапазоне модуля напряженности магнитного поля [10; 1500] Гс еди- ничные измерения напряженности магнитного поля на центральном меридиане Солнца имеют абсолют- ную среднеквадратичную погрешность, не превы- шающую 5 Гс. При построении синоптической кар- ты, которая представляет широтно-долготное распределение магнитного поля на одном кэррингтоновском обороте, результаты единичных измерений значительно усредняются. Поэтому рассматриваемые ниже результаты интерпретации оценен- ных эволюционных характеристик слабых крупномасштабных магнитных полей из диапазонов напряженности [10; 200] Гс и [200; 700] Гс, полученные на основе обработки синоптических карт, можно считать адекватными и использовать для среднесрочного прогнозирования (на несколько кэррингтоновских оборотов впе- ред) магнитных событий на Солнце в указанных диапазонах напряженности. Из временнх рядов потоков напряженности магнитного поля, отражающих зависимости ),,( nlk tHN  «» (N) и ),,( nlk tHS  «–» (S) полярности в выде- ленных пятиградусных широтных зонах, построенных методом, изложенным в [45], получены временне ряды ),,( nlk tHDis  потока дисбаланса магнитных полей как разности модулей соответствующих значений потоков и временне ря- ды потока суммарного магнитного поля ),,( nlk tHSum  как суммы модулей со- ответствующих значений потоков следующим образом: ),,(),,(),,( nlknlknlk tHStHNtHDis  ; (1) ),,(),,(),,( nlknlknlk tHStHNtHSum  . (2) Здесь kH )7,1( k — интервалы модуля напряженности магнитного поля, отоб- раженные в табл. 1 из диапазона напряженности [0; 1500] Гс; n ,5( n )70,65,,10   — интервалы 28 пятиградусных широтных зон в диапазоне широт [–70; 70] на Солнце (индекс n принимает значения верхних граничных широт 28 пятиградусных зон); lt )128520,1( l — временне отсчеты на 26-лет- нем интервале наблюдений; шаг дискретизации по времени ,сут0757,0t что соответствует 1 по долготе. Для каждого из семи интервалов модуля напряженности магнитного поля в каждом из 28 рядов, длиной по 128520 отсчетов, каждый член ряда (1) представляет собой поток дисбаланса магнитного поля, а каждый член ряда (2) — поток суммар- ного магнитного поля соответственно напряженностью kH «» (N) и «–» (S) по- лярности в относительных единицах на центральном меридиане Солнца в широт- ной зоне n от элементарной площадки длиной 1 по долготе и шириной 5 по ши- роте в момент времени lt ).128520,1( l Таблица 1 № интервала Граничные напряженности по модулю, Гс 1 [0; 5) 2 [5; 10) 3 [10; 20) 4 [20; 50) 5 [50; 200) 6 [200; 700) 7 [700; 1500] 128 ISSN 0572-2691 Аналогичным образом строятся временне ряды данных ),,(_ nlk tHSumdif  для первой разности двух последовательных отсчетов каждого ряда ),,( nlk tHSum  (2) ),,,()),(,(),,(_ nlknlknlk tHSumttHSumtHSumdif  (3) который при каждом значении напряженности kH в каждый момент времени lt на каждой широте n характеризует рост во времени потока суммарного магнит- ного поля. Широтно-временне изменения структур потока дисбаланса магнитного поля. По значениям потока дисбаланса магнитного поля в соответствии с вре- меннми рядами (1) в 28 пятиградусных широтных зонах в диапазоне [–70; 70] для пяти интервалов напряженности магнитного поля из табл. 1 в диапазоне [0; 200) Гс построены карты широтно-временнóй зависимости потока дисбаланса на 26-летнем временнóм интервале наблюдений. Для интервала напряженности [20; 50) Гс поток дисбаланса магнитного поля в относительных единицах пред- ставлен в виде изолиний в координатах время–широта на рис. 1. Дисбаланс магнитного поля (20–50 Гс) 50 25 0 – 4 – 50 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 – 3 – 2 – 1 0 – 25 1 2 3 10 4 Время (годы) Ш и р о та ( гр ад .) Рис. 1 Сопоставление таких карт потоков дисбаланса для интервалов напряженно- сти [5; 10) и [10; 20) Гс показало, что эволюция потоков для них очень мало отли- чается. Существенные различия наблюдаются лишь в 1985–1986 и в 1989 гг. При сравнении карт для интервалов напряженности [10; 20) и [20; 50) Гс обна- руживаются существенные отличия. Наиболее заметные из них (в пяти пятиградус- ных широтных зонах) приходятся на конец 22-го цикла. Они начинают проявляться в 1992 г. на высоких широтах и далее вплоть до 1999 г. опускаются к экватору. В соответствии с такими картами эволюция потоков дисбаланса в интерва- ле напряженности [50; 200) Гс практически повторяет эволюцию потоков в ин- тервале напряженности [20; 50) Гс, за исключением двух мест 20(  в 1985 г. и 30 в 1993 г.). Анализ эволюции потока дисбаланса магнитного поля в диапазоне напря- женности [0; 200) Гс на 26-летнем временнóм интервале приводит к следующим заключениям. Время существования характерных структур потока дисбаланса составляет около двух лет. Наблюдается дрейф структур потока дисбаланса от широт 25 и – 25 к по- люсам и экватору. Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 129 Распределение структур потока дисбаланса по полушариям несимметрично. Ось симметрии этого распределения находится примерно на широте –12. Эволюция структур потока дисбаланса, обладающих значимыми перио- дами вращения. В [45] оценено стационарное дифференциальное вращение фо- новых магнитных полей на Солнце с применением методов спектрального анали- за, среди которых наиболее эффективным для решения этой задачи оказался ме- тод Уэлча (Welch method) [53, 54]. При определении стационарного вращения магнитных полей на Солнце в каждом из семи интервалов модуля напряженности магнитного поля определялись значимые пики спектральной плотности мощности (Power Spectral Density) ),,( PHPSD nk  (P — период вращения), вычисленной по каждому из 28 временнх рядов, и соответствующие этим пикам значимые пе- риоды вращения ._ peakP На основании проведенного в [45] анализа широтного распределения указанных значимых пиков выделены такие наиболее значимые периоды вращения с некоторыми узкими интервалами их окрестностей, которые преобладают более чем в пяти пятиградусных широтных зонах во всех интервалах напряженности магнитного поля из диапазона [0; 200) Гс: ;15,091,261 P ;15,09,0282 P ).сут(25,023,303 P (4) В табл. 2 в столбцах 2–5 указаны интервалы широт в градусах, в которых каж- дый из этих периодов встречается в каждом из пяти интервалов модуля напря- женности из диапазона [0; 200) Гс. Таблица 2 Величина периода, сут Интервалы напряженности, Гс 0 ÷ 5 5 ÷ 10 10 ÷ 20 20 ÷ 50 50 ÷ 200 Интервалы широт, град. 26,91 – 25 ÷ – 5 – 15 ÷ 15 – 20 ÷ 35 28,09 – 65 ÷ – 25 –65 ÷ – 20 – 65 ÷ –20 – 40 ÷ – 20 – 30 ÷ – 20 30,323 45 ÷ 70 45 ÷ 70 45 ÷ 70 – 65 ÷ –45 40 ÷ 65 Из табл. 2 следует, что средняя ширина широтной зоны, в которой наблюда- ется один и тот же значимый период вращения, составляет 20. Наиболее широ- кую зону для магнитных полей всех диапазонов напряженности занимают струк- туры, вращающиеся с периодом 28,09 сут. Для анализа широтно-временнх изменений вращения фоновых магнитных полей разной напряженности N- и S-полярности, потока их дисбаланса, а также скорости роста потока суммарного магнитного поля по аналогии с [51] к каждому из временнх рядов (1) и (2) применялся спектральный анализ по методу Уэл- ча [53, 54] в скользящем временнóм окне шириной один год со сдвигом на полго- да. На 26-летнем временнóм интервале наблюдений для рядов (1) и (2) соответ- ственно получено по 52 зависимости спектральной плотности мощности от напряженности H, времени t, широты , периода P на последовательных годич- ных интервалах, отстоящих друг от друга на полгода, и построены зависимости вида ),,,,(_ PtHDisPSD  (5) ),,,(_ PtHSumPSD  (6) на всем временнóм интервале наблюдений. 130 ISSN 0572-2691 В указанных узких интервалах ];[ UPLO PP значимых периодов вращения (4) с соответствующими нижней LOP и верхней UPP гранями по найденной зависимо- сти (5) вычисляется так называемая суммарная мощность процесса (1):   UP LO P P PtHDisPSDtHDisS ),,,(_),,(_1 (7) для каждой широтной зоны во всех интервалах напряженности магнитного поля из диапазона [0; 200) Гс. ),,(_1 tHDisS характеризует вращение структур пото- ка дисбаланса магнитного поля с таким значимым периодом из (4), в окрестности ];[ UPLO PP которого она вычисляется. Для установления картины эволюции структур потока дисбаланса, обладаю- щих значимыми периодами вращения, были построены широтно-временне зави- симости суммарной мощности ),,,(_1 tHDisS вычисленной в соответствии с (7). В виде белых жирных изолиний указанные зависимости ),,(_1 tHDisS пред- ставлены на фоне аналогичных карт широтно-временнóго распределения потока дисбаланса магнитных полей на интервале наблюдений 26 лет. Для трех наиболее значимых периодов (4) наложение зависимостей ),,(_1 tHDisS на карты потока дисбаланса отображено на первых трех панелях сверху на (рис. 2), а на нижней панели рис. 2 для наглядности представлена ши- ротно-временнáя зависимость потока дисбаланса магнитного поля для интервала напряженности [10; 20) Гс на 26-летнем временнóм интервале. Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 131 P1 (26,912 cут) Суммарная PSD (500:2000:10000) 50 25 0 – 4 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 – 6 – 2 0 2 4 10 4 50 25 0 – 50 – 25 50 25 0 – 50 – 25 50 25 0 – 50 – 25 – 4 – 6 – 2 0 2 4 10 4 – 4 – 6 – 2 0 2 4 10 4 – 4 – 6 – 2 0 2 4 10 4 P2 (28,092 cут) Суммарная PSD (500:2000:10000) P3 (30,323 cут) Суммарная PSD (500:2000:10000) – 50 – 25 Ш и р о та ( гр ад .) Время (годы) Ш и р о та ( гр ад .) Ш и р о та ( гр ад .) Ш и р о та ( гр ад .) Дисбаланс магнитного поля (10–20 Гс) Рис. 2 На основе анализа результатов наложения зависимостей ),,(_1 tHDisS на карты потока дисбаланса для всех интервалов напряженности магнитного поля из диапазона [0; 200) Гс на временнóм интервале, охватывающем три цикла ак- тивности, сформирована нижеследующая картина эволюции потока дисбаланса фоновых магнитных полей на Солнце. Места всплытия структур, обладающих значимым вращением, не связаны явно со структурами потока дисбаланса в целом. Структуры, вращающиеся со значимыми периодами, после всплытия на по- верхность фотосферы начинают дрейфовать (в зависимости от периода вращения и соответствующей периоду широты всплытия) к полюсу или к экватору, посте- пенно увеличиваясь. Широтный дрейф структур, обладающих значимым враще- нием, практически совпадает с дрейфом структуры потока дисбаланса, в котором возникла структура, вращающаяся со значимым периодом. Сами же структуры потока дисбаланса магнитного поля не совпадают со структурами, вращающими- ся со значимыми периодами. Структура, обладающая значимым вращением, при 132 ISSN 0572-2691 своем развитии может захватывать отдельные зоны структур потока дисбаланса разного знака. Суммарная мощность процесса в узких интервалах значимых периодов вра- щения (характеристика значимого вращения) возрастает по мере приближения к нулевой линии потока дисбаланса, достигая максимума (белые жирные изолинии) в местах равенства потоков полей разных знаков (нулевого значения дисбаланса). Сместившись к полюсам или к экватору от широты всплытия (которая зависит от значимого периода вращения), структуры с некоторым периодом вращения пере- стают существовать как единое целое, уступая место структурам с иным значи- мым периодом вращения. Зависимость значимого пери- ода вращения структур потока дис- баланса от широты их всплытия на поверхность фотосферы качествен- но аппроксимируется полиномом второго порядка и имеет свой ха- рактер для магнитных полей разной напряженности. Для значимых периодов из ин- тервала [22; 35] сут графики этих за- висимостей для разных диапазонов напряженности магнитных полей отображены на графиках на рис. 3 Широтно-временне изменения скорости роста потока суммарного маг- нитного поля. По значениям скорости роста потока суммарного магнитного поля в соответствии с временнми рядами (3) в 28 пятиградусных широтных зонах в диапазоне [–70; 70] для пяти интервалов напряженности магнитного поля из табл. 1 в диапазоне [0; 200) Гс построены карты широтно-временнóй зависимо- сти потока дисбаланса на 26-летнем временнóм интервале наблюдений. Для ин- тервала напряженности [5; 10) Гс и [20; 50) Гс скорость роста потока суммарного магнитного поля в относительных единицах представлена в виде изолиний в ко- ординатах время–широта на рис. 4. «Нулевая» изолиния, разделяющая область роста (положительная скорость роста, определяемая рядом (3)) и область убыва- ния (отрицательная скорость роста) потока суммарного магнитного поля, изобра- жена жирной кривой. 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 50 25 0 – 50 – 25 – 1 0 2 1 Время (годы) dif_Sum (5–10 Гc) Ш и р о та ( гр ад .) – 80 – 60 – 40 – 20 0 20 40 40 60 80 22 24 26 28 30 32 34 36 38 Широта (град.) П ер и о д ( су т) 5–20 гс 20–200 гс 200–700 гс Рис. 3 Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 133 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 – 5 0 10 5 – 10 50 25 0 – 50 – 25 Время (годы) dif_Sum (20 –50 Гc) Ш и р о та ( гр ад .) Рис. 4 Из анализа эволюции скорости роста потока суммарного магнитного поля в диапазоне напряженности [0; 200) Гс на 26-летнем временнóм интервале на основа- нии карт, аналогичных приведенным на рис. 4, можно сделать следующие выводы. В эволюции областей роста потока суммарного магнитного поля четко наблюдаются три цикла активности — с 21-го по 23-й. Для 22-го и 23-го циклов пе- реход от убывания потока к возрастанию происходит около 1985 и 1995 гг. соответ- ственно, тогда как максимум скорости роста потока наступает через два года: в 1987 и 1997 гг. соответственно. Быстрый рост потока суммарного магнитного поля начинается на широтах 20–25 ° в обеих полусферах. Затем локальные максимумы скорости роста сме- щаются к более низким и высоким широтам, распространяясь к полюсам пример- но в течение 6–8 лет, а к экватору — 5–6 лет. Для полей более высокой напряженности скорость роста потока на высоких широтах меньше, чем на низких широтах. На всех широтах (особенно ярко для полей малой напряженности) проявляются квазидвухлетние (с периодом прибли- зительно 2,2 года) колебания скорости изменения потока суммарного магнитного поля, что согласуется с теоретическими представлениями. Эволюция областей роста потока суммарного магнитного поля и ста- бильное вращение структур потока со значимыми периодами. В указанных узких интервалах ];[ UPLO PP значимых периодов вращения (4) с соответствую- щими нижней LOP и верхней UPP гранями по найденной зависимости (6) вычис- ляется так называемая суммарная мощность процесса (2)   UP LO P P PtHSumPSDtHSumS ),,,(_),,(_1 (8) для каждой широтной зоны во всех интервалах напряженности магнитного поля из диапазона [0; 200) Гс. ),,(_1 tHSumS характеризует вращение структур по- тока суммарного магнитного поля с таким значимым периодом из (4), в окрестно- сти ];[ UPLO PP которого она вычисляется. Для установления картины эволюции структур потока суммарного магнит- ного поля, обладающих значимыми периодами вращения, построены широтно- временне зависимости суммарной мощности ),,,(_1 tHSumS вычисленной в соответствии с (8). Указанные зависимости ),,(_1 tHSumS представлены бе- лыми жирными изолиниями на фоне аналогичных карт широтно-временнóго распределения скорости роста потока суммарного магнитного поля на интервале наблюдений 26 лет, построенных на основании временнх рядов (3). На рис. 5 приведен результат такого наложения для интервала напряженности магнитного поля [10; 20) Гс. Фоновое изображение представляет эволюцию областей роста потока суммарного магнитного поля, «нулевые» изолинии смены знака скорости роста с отрицательной на положительную обозначены черными жирными кривы- 134 ISSN 0572-2691 ми, вращение структур потока суммарного магнитного поля со значимым перио- дом сут15,091,261 P — белыми жирными изолиниями. 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 50 25 0 – 50 – 25 – 1 0 2 1 – 2 – 3 3 Время (годы) dif_Sum (10–20 Гс) Ш и р о та ( гр ад .) Рис. 5 Анализ зависимостей, подобных отображенным на рис. 5, во всех интервалах напряженности из диапазона [0; 200) Гс показывает, что стабильное вращение структур потока суммарного магнитного поля (максимумы в белых жирных изо- линиях) имеет место в моменты времени и на широтах наибольшего убывания скорости роста этого потока (светло-серые участки в фоновом изображении). Сравнение широтно-временнх зависимостей роста потока суммарного магнитного поля с эволюцией солнечной активности в трех циклах. Полу- ченные временне зависимости роста потока суммарного магнитного поля срав- нивались с временнóй зависимостью относительного числа солнечных пятен на 26-летнем интервале наблюдений, что проиллюстрировано на рис. 6. Здесь два отрезка, параллельные оси времени, указывают на промежуток времени от начала (нуль) до достижения максимума скорости роста потока суммарного магнитного поля на широтах 20–25 °. 1974 1978 1982 1986 1990 1994 1998 2002 0 50 100 150 200 Годы О тн о си те л ь н о е ч и сл о со л н еч н ы х п я те н Рис. 6 Таким образом, рост потока суммарного магнитного поля начинается еще за год до конца очередного цикла и достигает максимума спустя год после нача- ла нового цикла активности, определяемого по относительным числам солнеч- ных пятен. Широтно-временне зависимости роста потока суммарного магнитного поля на 26-летнем интервале наблюдений во всех интервалах напряженности магнитного по- ля из диапазона [0; 200) Гс сравнивались с аналогичной зависимостью площадей солнечных пятен. Результаты сравнения представлены на рис. 7. На верхней панели рис. 7 представлена широтно-временнáя зависимость скорости роста потока сум- Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 135 марного магнитного поля. На центральной панели рис. 7 на эту зависимость нало- жена широтно-временнáя зависимость площадей солнечных пятен на 26-летнем ин- тервале наблюдений, взятая из сайта http://solarscience.msfc.nasa.gov. Для наглядно- сти последняя зависимость в чистом виде отображена на нижней панели рис. 7. 60 30 0 – 4 – 60 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 – 2 0 – 30 2 4 60 30 0 – 60 – 30 60 30 0 – 60 – 30 – 4 – 2 0 2 4 1980 1990 2000 1978 1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 dif_Sum (10–20 Гс) dif_Sum (10–20 Гс) Время (годы) Ш и р о та ( гр ад .) Ш и р о та ( гр ад .) Ш и р о та ( гр ад .) Время (годы) Sunspot area in equal area latitude strips (% of strip area) Рис. 7 Анализ зависимостей, отображенных рис. 7, позволяет сделать следующие выводы. Линия перемены знаков скорости роста потока суммарного магнитного поля от «–» к «» скорости «нулевая» (черная) изолиния проходит в каждом из трех циклов активности в конце цикла на широтах 20–25 ° при значительном количест- ве пятен. Точки максимального роста (максимумы в изолиниях фонового изображе- ния) и области значительного роста (ограниченные изолиниями высокого уровня) http://solarscience.msfc.nasa.gov/ 136 ISSN 0572-2691 потока суммарного магнитного поля на всех широтах примыкают к областям по- явления пятен нового цикла. С течением времени увеличению площадей пятен соответствует спад скоро- сти роста потока суммарного магнитного поля, а далее — убывание (отрицатель- ная скорость роста) потока суммарного магнитного поля слабой напряженности в диапазоне [0; 200) Гс. Единый сценарий развития солнечных циклов слабых и сильных маг- нитных полей на примере 21–23-го циклов. Полученные в настоящей работе результаты позволяют сформулировать единый сценарий развития солнечных циклов слабых и сильных магнитных полей (фоновых полей и магнитных полей солнечных пятен) на примере 21–23-го циклов, который заключается в следующем. Новый цикл начинается с роста потока суммарного слабого магнитного поля напряженностью [0; 200) Гс на широтах 20–25 ° в обеих полусферах. Цикл роста потока суммарного слабого магнитного поля начинается за год до минимума ак- тивности, определяемого по пятнам. Спустя два года скорость роста потока сум- марного слабого магнитного поля достигает максимума, который распространяет- ся к полюсам и к экватору. Стабильное вращение со значимыми периодами струк- тур потока суммарного магнитного поля в диапазоне напряженности [0; 200) Гс имеет место в моменты времени и на широтах наибольшего убывания скорости роста потока. Заключение. На основе обработки данных наблюдений исследована эволю- ция в течение трех солнечных циклов крупномасштабных магнитных полей на Солнце и установлена общая картина изменения солнечных циклов слабых фото- сферных и сильных (в активных областях) полей. Эта картина сформирована в ре- зультате анализа связи широтно-временнх распределений скорости роста сум- марного потока поля разной напряженности с характеристиками вращения пото- ка, с временнóй зависимостью относительного числа солнечных пятен и широтно- временнм распределением площадей солнечных пятен. Полученные результаты свидетельствуют, что наряду с существенными различиями в эволюции слабых и сильных магнитных полей на Солнце, исследованными, в частности, в цикле ра- бот авторов [42–50], имеет место и тесная связь их поведения в выделенных ин- тервалах напряженности, если в качестве характеристики для сравнения рассмат- ривать скорость роста суммарного потока поля. Как указывалось в начале настоящей статьи при анализе теоретических ис- следований [37, 38], сильные магнитные поля формируются вблизи дна конвек- тивной зоны, так как здесь создаются наиболее благоприятные условия для про- тиводействия силе плавучести Паркера. Слабые магнитные поля образуются вблизи фотосферной поверхности, поскольку согласно гелиосейсмологическим данным именно в этой области конвективной зоны происходит смена знака гра- диента скорости осевого вращения по глубине, что обеспечивает распространение динамоволн в направлении экватора на низких широтах [37]. Однако эти теоретические результаты могут косвенно объяснить лишь раз- личия в поведении сильных и крупномасштабных слабых магнитных полей на Солнце, а не обнаруженную по данным наблюдений в настоящей статье тесную связь эволюции солнечных циклов сильных и слабых магнитных полей. Как сле- дует из достаточно обширного анализа публикаций, выполненного в настоящей статье, проблема исследования факторов этой связи еще далека от решения и яв- ляется предметом отдельного научного исследования. Использованные в настоящей работе данные NSO/Kitt Peak получены сов- местно с NSF/NOAO, NASA/GSFC и NOAA/SE. Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 137 Я.І. Зєлик, Н.М. Степанян, О.А. Андрєєва ЗАКОНОМІРНОСТІ ЕВОЛЮЦІЇ ВЕЛИКОМАСШТАБНИХ МАГНІТНИХ ПОЛІВ НА СОНЦІ ЗА ДАНИМИ СПОСТЕРЕЖЕНЬ На основі оброблення даних спостережень досліджено еволюцію протягом трьох сонячних циклів великомасштабних магнітних полів на Сонці та встанов- лено загальну картину зміни сонячних циклів слабких фотосферних і сильних (в активних областях) полів. Виявлено, що поряд з істотними відмінностями в еволюції слабких і сильних магнітних полів має місце і тісний зв’язок їх по- ведінки у виділених інтервалах напруженості, якщо швидкість зростання сума- рного потоку поля розглядати як характеристику для порівняння. Наразі не іс- нує аргументованого теоретичного пояснення встановленого у статті зв’язку, і проблема його інтерпретації є предметом окремого наукового дослідження. Ya.I. Zyelyk, N.N. Stepanian, O.A. Andryeyeva REGULARITIES IN THE EVOLUTION OF LARGE-SCALE SOLAR MAGNETIC FIELDS ON THE BASIS OF OBSERVATIONAL DATA Based on the observational data the evolution over three solar cycles of large-scale solar magnetic fields is studied and the general change pattern of solar cycles of weak photospheric and strong (in active regions) fields is determined. It is found that, along with significant differences in the evolution of weak and strong magnetic fields, there is a close relationship of their behavior in the selected strength intervals, if as characteristic for comparison the growth rate of the total field flux is considered. Currently there are no argued theoretical explanation of the relationship determined in the article, and the problem of its interpretation is the subject of a separate re- search. 1. Parker E.N. Hydromagnetic dynamo models // Astrophys. J. — 1955. — 122. — P. 293–301. 2. Babcock H.D., Babcock H.W. The Sun’s magnetic fields, 1952–1954 // Ibid. — 1955. — 121. — P. 349–366. 3. Babcock H.W. The topology of the Sun’s magnetic field and the 22-year cycle // Ibid. — 1961. — 133. — P. 572–587. 4. Severny A. Solar magnetic fields // Space Sci. Reviews. — 1964. — 3. — P. 451–486. 5. Severny A. Solar magnetic fields // XII General Assembly IAU. — Hamburg, Aug. 26. — 1964. — P. 755–773. 6. Северный А.Б. О природе магнитных полей на Солнце // Астроном. журн. — 1965. — 42, № 2. — С. 217–231. 7. Северный А.Б. Исследование общего магнитного поля Солнца // Изв. Крымск. астрофиз. обс. — 1966. — 35. — С. 97–138. 8. Severny A.B. Is the Sun a magnetic rotator? // Nature. — 1969. — 224, N 5214. — P. 53–54. 9. Severny A.B. Time fluctuations of the general magnetic field of the Sun // Quart. J. Roy. Astron. Soc. — 1971. — 12, N 4. — P. 363–379. 10. Северный А.Б. Магнитная асимметрия и колебания общего магнитного поля Солнца // Изв. Крымск. астрофиз. обс. — 1968. — 38. — С. 3–51. 11. Bumba V., Howard R. Large-scale distribution of solar magnetic fields // Astrophys. J. — 1965, — 141. — P. 1502–1512. 12. Bumba H.V., Smith S.F. Atlas of solar magnetic fields // Carnegie Inst. Publ. Wash. — 1967. — N 626. — 14 p. 13. Проблемы солнечной активности / Под ред. В. Бумбы, И. Клечека. — М. : Мир, 1979. — C. 50–74. 14. Лейко У.М. Вращение магнитных полей Солнца и циклы активности в ХХ столетии // Тр. IX Пулковской междунар. конф. ГАО РАН. — Пулково, 4–9 июля 2005 г. — С. 411–416. 138 ISSN 0572-2691 15. Zhao Junwei, Kosovichev A.G., Duvall T.L. Jr. On the relationship between the rotational velocity and the field strength of solar magnetic elements // The Astrophys. J. — 2004. — 607, N 2.— P. L135–L138. 16. Weiss N.O., Thompson M.J. The solar dynamo // Space Sci. Reviews. — 2009. — 144, N 1–4. — P. 53–66. 17. Japaridze D.R., Gigolashvili M.Sh., Kukhianidze V.J. Investigation of the differential rotation of the large-scale magnetic elements for the solar activity cycles 20 and 21 // Advances in Space Re- search.— 2007. — 40, N 12. — P. 1912–1916. 18. Kitchatinov L.L., Rüdiger G. Differential rotation and meridional flow in the solar convection zone and beneath // Astronom. Nachrichten. — 2005. — 326, N 6. — P. 379–385. 19. Вариации глобальных характеристик Солнца / Ред. Э.А. Гуртовенко. — Киев : Наук. думка, 1992. — 304 c. 20. Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля». Программа и тез. докл. ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург. 28 мая – 1 июня 2001. — С.-Петербург : Изд-во ГАО РАН, 2001. — 113 с. 21. Обридко В.Н., Шельтинг В.Д. Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: экватори- альная область // Астроном. журн. — 2000. — 77, № 2. — С. 124–133. 22. Makarov V.I., Sivaraman K.R. Evolution of latitude zonal structure of the large-scale magnetic field in solar cycles // Solar Physics. — 1989. — 119, N 1. — P. 35–44. 23. Mikhailutsa V.P. The large-scale build-up of solar magnetic cycles // Ibid. — 1994. — 151, N 2. — P. 371–384. 24. Mikhailutsa V.P. The dipole-quadrupole cycle of the background solar magnetic field // Ibid. — 1995. — 159, N 1. — P. 29–44. 25. Mouradian Z., Soru-Escaut I. On the dynamics of the large- scale magnetic fields of the Sun and the sunspot cycle // Astronomy and Astrophysics. — 1991. — 251, N 2. — P. 649–654. 26. Obridko V.N., Shelting B.D. Structure and cyclic variations of open magnetic fields in the Sun // Solar Physics. — 1999. — 187, N 1. — P. 185–205. 27. Large-scale magnetic field and sunspot cycles / V.I. Makarov, A.G. Tlato, D.K. Callebaut, V.N. Obridko, B.D. Shelting // Ibid. — 2000. — 198, N 2. — P. 409–421. 28. Popova E.P., Sokoloff D.D. The solar cycle from data on the large-scale surface magnetic field and solar-dynamo theory // Astronomy Rep. — 2010. — 54, N 11. — P. 1042–1046. 29. Hoeksema T.J. Evolution of the large-scale magnetic field over three solar cycles // Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets // Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symp. — 2010. — 264. — P. 222–228. 30. Tlatov A.G., Vasil’eva Valerya V., Pevtsov A.A. Distribution of magnetic bipoles on the Sun over three solar cycles // The Astrophysical J. — 2010. — 717, N 1. — P. 357–362. 31. Обридко В.Н. Циклы солнечной активности и особенности 23-го цикла // Земля и Вселен- ная. — 2011. — № 1. — С. 3–21. 32. Котов В.А., Степанян Н.Н., Щербакова З.А. Роль фонового магнитного поля и полей ак- тивных областей и пятен в общем магнитном поле Солнца // Изв. Крымск. астрофиз. обс. — 1977. — 56. — С. 75–83. 33. Котов В.А., Степанян Н.Н. Некоторые характеристики крупномасштабных магнитных по- лей на Солнце // Там же. — 1980. — 62. — С. 117–124. 34. Степанян Н.Н. Фоновые магнитные поля на Солнце // Там же. — 1982. — 65. — С. 43–58. 35. Степанян Н.Н. Фоновые магнитные поля и солнечная активность // Там же. — 1985. — 71. — С. 62–67. 36. Наблюдения и прогноз солнечной активности / Под ред. П. Мак-Интоша, М. Драйера. — М. : Мир, 1976. — 352 с. 37. Brandenburg A. The case for a distributed solar dynamo shaped by near-surface shear // Astro- phys. J. — 2005. — 625. — P. 539–547. 38. D’Silva S., Choudhuri A.R. A theoretical model for tilts of bipolar magnetic regions // A&A. — 1993. — 272, N 2. — P. 621–633. 39. Котов В.А., Левицкий Л.С. К проблеме разбаланса общего магнитного поля Солнца: ано- мальный характер межпланетного магнитного поля в 1970–1981 гг. // Изв. Крымск. астро- физ. обс. — 1985. — 71. — С. 32–53. 40. Котов В.А., Ханейчук В.И., Цап Т.Т. Новые измерения общего магнитного поля Солнца и его вращение // Астроном. журн., — 1999. — 87, вып. 3. — С. 218222. 41. Степанян Н.Н. Фоновые магнитные поля на Солнце в 1964–1978 гг. // Изв. Крымск. астро- физ. обс. — 1982. — 65. — С. 43–58. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Zhao,+J&fullauthor=Zhao,%20Junwei&charset=UTF-8&db_key=AST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Duvall,+T&fullauthor=Duvall,%20Thomas%20L.,%20Jr.&charset=UTF-8&db_key=AST http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DWeiss%2C%2BN%26fullauthor%3DWeiss%2C%2520N.%2520O.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DThompson%2C%2BM%26fullauthor%3DThompson%2C%2520M.%2520J.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Japaridze,+D&fullauthor=Japaridze,%20D.%20R.&charset=UTF-8&db_key=AST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Gigolashvili,+M&fullauthor=Gigolashvili,%20M.%20Sh.&charset=UTF-8&db_key=AST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Kukhianidze,+V&fullauthor=Kukhianidze,%20V.%20J.&charset=UTF-8&db_key=AST http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DKitchatinov%2C%2BL%26fullauthor%3DKitchatinov%2C%2520L.%2520L.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DRuediger%2C%2BG%26fullauthor%3DR%25c3%25bcdiger%2C%2520G.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://www.springerlink.com/content/?Author=V.I.+Makarov http://www.springerlink.com/content/?Author=V.N.+Obridko http://www.springerlink.com/content/?Author=B.D.+Shelting http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DPopova%2C%2BE%26fullauthor%3DPopova%2C%2520E.%2520P.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://www.microsofttranslator.com/bv.aspx?from=en&to=ru&a=http%3A%2F%2Fadsabs.harvard.edu%2Fcgi-bin%2Fauthor_form%3Fauthor%3DSokoloff%2C%2BD%26fullauthor%3DSokoloff%2C%2520D.%2520D.%26charset%3DUTF-8%26db_key%3DAST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Tlatov,+A&fullauthor=Tlatov,%20Andrey%20G.&charset=UTF-8&db_key=AST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Vasil%27eva,+V&fullauthor=Vasil%27eva,%20Valerya%20V.&charset=UTF-8&db_key=AST http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/author_form?author=Pevtsov,+A&fullauthor=Pevtsov,%20Alexei%20A.&charset=UTF-8&db_key=AST Международный научно-технический журнал «Проблемы управления и информатики», 2011, № 5 139 42. Степанян Н.Н., Андреева О.А. Характеристики солнечных магнитных полей разных напря- женностей за последние три цикла солнечной активности // Там же. — 2005. — Т. 101. — С. 120–127. 43. Andryeyeva O.A., Stepanian N.N. Backgraund magnetic fields during last 3 cycles of solar acti- vity //Astron. Nachr. — 2008. — 329, N 6. — P. 579–582. 44. Андреева О.А., Зелык Я.И., Степанян Н.Н. Дифференциальное вращение солнечных маг- нитных полей // Изв. Крымс. астрофиз. обс. — 2008. — 104, № 1. — С. 5–12. 45. Зелык Я.И., Степанян Н.Н., Андреева О.А. Связь дифференциального вращения магнитных полей на Солнце со знаком и величиной напряженности поля // Проблемы управления и информатики. — 2008. — № 6. — С. 116–132. 46. Zyelyk Ya.I. Correlation and spectral models in stationary estimation problems of the differential rotation and the latitudinal drift of thе magnetic fields on the Sun // Proceedings of the 2nd Intern. сonf. on inductive modeling (ICIM 2008) (Kyiv, September 15–19, 2008). — P. 267–273. 47. Зелык Я.И., Степанян Н.Н., Андреева О.А. Корреляционные и спектральные методы оцени- вания широтного дрейфа солнечных магнитных полей // Управляющие системы и машины. — 2009. — № 3. — C. 30–35. 48. Степанян Н.Н., Андреева О.А., Зелык Я.И. Дисбаланс магнитных полей на Солнце // Изв. Крымск. астрофиз. обс. — 2009. — 105, № 1. — С. 5–17. 49. Зелык Я.И., Степанян Н.Н., Андреева О.А. Широтный дрейф дисбаланса солнечных маг- нитных полей // Там же. — 2009. — 105, № 1. — С. 18–32. 50. Зелык Я.И., Степанян Н.Н., Андреева О.А. Оценивание широтного дрейфа и дифференциаль- ного вращения потока дисбаланса магнитных полей на Солнце по данным наблюдений // Меж- дународный научно-технический журнала «Проблемы управления и информатики». — 2010. — № 2. — С. 144–156. 51. Зелык Я.И., Степанян Н.Н., Андреева О.А. Широтно-временные изменения вращения сол- нечных структур в трех циклах активности Солнца // Проблемы управления и информати- ки. — 2008. — № 1. — С. 139–146. 52. Бендат Дж., Пирсол А. Применения корреляционного и спектрального анализа. — М. : Мир, 1983. — 312 с. 53. Бендат Дж., Пирсол А. Прикладной анализ случайных данных. — М. : Мир, 1989. — 540 с. 54. Welch P.D. The use of fast Fourier transform for the estimation of power spectra: a method based on time averaging over short, modified periodograms // IEEE Trans. Audio Electroacoustics. — 1967. — AU-15. — P. 70–73. Получено 25.01.2011 После доработки 20.05.2011

Закономерности эволюции крупномасштабных магнитных полей на Солнце по данным наблюдений

Репозитарії

Схожі ресурси