Магнітне поле Сонця

На основі встановлених нами властивостей, що відносяться до залежності середньої частоти появи подій від рівня СА і інваріантності функції розподілу подій СКП відносно рівня і фаз виміру СА, була розроблена вероятнісна модель флюенсів і пікових потоків протонів СКП. Ця модель [9-11] дозволила нам прогнозувати появу великих подій СКП в роки спокійного Сонця (Quiet Sun periods) 2005 і 2006, що, згідно іншим відомим моделям СКП, заперечується.

Висновок

Вивчення рухів плазми Сонця та її зв'язку з магнітним полем було проведене на підставі спостережень променевих швидкостей в п'яти спектральних лініях: фотосферних лініях FEI 525.3 нм і FEI 512.4 нм, в лініях FEI 527.0 нм і MGI 517.3 нм, що утворюються поблизу температурного мінімуму, і в лінії хромосфери H, подовжнього магнітного поля і яскравості в лінії FEI 525.3 нм в чотирьох одиночних плямах. За спостереженнями променевої швидкості відновлені всі три складові вектора швидкості у внутрішній і зовнішній зонах тіні плями. По кожному запису обчислений модуль кута між векторами магнітного поля і швидкості.

На рівні фотосфери основної складової вектора швидкості є радіальна (уздовж радіусу плями) складова, середня її величина в центральній зоні тіні плями рівна ~1.2 км/с, а в периферійній - близько 2 км/с. Вертикальна складова направлена вниз і має величину близько 0.4 км/с для центральної і ~0.3 км/с в перифериних зонах. Середня величина модуля кута в центральній зоні рівний ~71° і в периферійній ~64°. Це означає, що рухи плазми у фотосфері направлені, головним чином, поперек магнітного поля і вниз. Зменшення кута в периферійній зоні обумовлене великим нахилом магнітного поля. У фотосфері швидкості зменшуються в 1.55 разу при переході ось спостережень в FEI 525.3 нм до спостережень в лінії FEI 512.4 нм, напівширина якої на 35% більша. На висоті формування FEI 527.0 нм (інтенсивність Роуланда в плямі 10) і MGI 517.3 нм (інтенсивність Роуланда 22) політ швидкостей в тіні плями складається з окремих елементів із зустрічним напрямом рухів. Величина складових швидкості на цій висоті в 3 - 5 разів менша, ніж у фотосфері. Вертикальна складова по виміри в лінії MGI 517.3 нм направлена вгору. Плазма в обох зонах рухається переважно поперек магнітного поля.

У хромосфері над центральною зоною тіні плями основною є вертикальна складова, яка направлена вгору з середньою величиною ~0.7 км/с. Над периферійною зоною - радіальна складова має негативний знак і її середня величина ~0.4 км/с. Середні значення модуля кута в центральній зоні тіні плями ~26° і в периферійній зоні ~33°. Це вказує на те, що в тіні плями потокові рухи плазми в хромосфері направлені, головним чином, уздовж магнітного поля. У ценральної зоні Сонця плазма рухається вгору, уздовж магнітного поля, що розходиться з висотою, а в кільцевій зоні втікає в пляму уздовж похилих силових ліній поля. Периферійна зона - це але область, де починають виявляться рухи, характерні для рухів Евершеда в хромосфері над півтінню плями.

Перехід осі для рухів у фотосфері, до рухів, характерних для хромосфери над тінню плями, відбувається в шарі, який знаходиться безпосередньо над висотою формування лінії FEI 527.0 нм. Потокові рухи в хромосфері над тінню плями не є прямим продовженням потокових рухів у фотосфері над тінню плями.

Список літератури

Averchenko A.N. Vertical gradients of the magnetic fields in active regions // Solar Phys. - 1996. - 168, N 1. - P. 65 - 74.

Gopasyuk O.S. Plasma motions above a sunspot in the chromosphere // Abstracts JENAM-2000. - Moscow (Russia) - 2000. - P. 120.

Ганджа С.И. О структуре магнитного поля в хромосфере активной области Солнца // Кинематика и физика небес. тел.- 1998, - 14, N 2. - С. 109 - 118.

Ганджа С.И., Тарасова Т.Н., Шаховская А.Н. Сравнение наблюдаемой и вычисленной для потенциальной модели структур магнитного поля двух активных областей // Кинематика и физика небес. тел.-1997.-13, N 1. - С. 50 - 59.

Гопасюк О.С. Движения плазмы в магнитном поле солнечного пятна. II. Наблюдения в линии Hв // Кинематика и физика небес. тел. - 1999. - 15, N 5. - С. 413 - 420.

Гопасюк О.С. Движения плазмы над тенью солнечного пятна вблизи уровня фотосфера - хромосфера. Структура магнитного поля // Кинематика и физика небес. тел. - 2000. - 16, N 3. - С. 230 - 240.

Иващенко О.С. Движения плазмы над пятном в хромосфере // Сборник тезисов докладов Междунар. конф. "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии". - Санкт-Петербург (Россия). - 2000. - С. 25 - 26.

Ивченко С.И. Движения плазмы в магнитном поле солнечного пятна. I. Наблюдения по фотосферным линиям // Кинематика и физика небес. тел. - 1998. - 14, N 5. - С. 389 - 400.

Савченко А.Н. Вертикальные градиенты напряженности магнитного поля //Изв. Крым. астрофиз. обсерватории.-1998.-94.-С. 141 - 143.

Тарасова Т.Н., Шаховская А.Н. Структура магнитного поля активных областей в хромосфере. Наблюдения в линиях Hв и FeI л 525.35 нм // Кинематика и физика небес. тел. - 1997. - 13, N 2. - C. 21 -31.