Полученные результаты поддерживают ранее высказанные предположения о тесной связи между площадью и максимальным магнитным полем пятен. Мы подтвердили заключения ([29], [33], [40]) о связи логарифма полной площади пятна с его максимальным магнитным полем (рис. 3.3) и показали, что коэффициенты этого линейного соотношения изменяются со временем (рис. 3.4). В то же время до сих пор точная функциональная зависимость не может быть определена на основании только статистических данных. Все три функциональные зависимости, проанализированные нами, равнозначны в статистическом смысле (рис. 2.1, таблица 2.1). Для всех трёх выражений сила связи между площадью пятен и их магнитным полем зависит от расположения пятна на диске Солнца. Связь между S и H резко падает для гелиоцентрических углов, больших 60° (рис. 2.1), что может быть объяснено увеличением вклада горизонтальной компоненты магнитного поля и/или некоторых инструментальных эффектов, таких как увеличение вклада рассеянного света, влияющего на измерения магнитного поля. Это изменение в корреляции между магнитным полем пятен и их площадью в зависимости от гелиоцентрического угла требуется учитывать. Для солнечных пятен в центральной области солнечного диска логарифм площади пятен S и максимальная напряжённость H показывают высокую корреляцию (коэффициент корреляции 0.78-0.91).
Для исследования изменений зависимости между площадью пятен и их максимальной напряжённостью, мы использовали функциональную зависимость H = A + B х log S (раздел 2.2). Мы нашли, что коэффициенты А и В изменяются для разных фаз цикла солнечной активности (рис. 2.3). Эти изменения могут быть объяснены изменением вклада мелких и крупных пятен в общее распределение пятен в конкретный период времени. Сами по себе распределения площадей, НМП и магнитного потока пятен бимодальны с одним компонентом, отвечающим за мелкие пятна с меньшей напряжённостью магнитного поля и вторым компонентом, отвечающим за крупные пятна с большей напряжённостью (рисунки 2.4, 2.7, 3.6, 3.7). Площади и магнитный поток пятен показывают логнормальное распределение, напряжённости — нормальное. Это является косвенным подтверждением того, что H = A + B х log S наилучшим образом описывает функциональную зависимость между S и H. Бимодальное распределение солнечных пятен (по их площади, НМП и пятенному магнитному потоку) может быть интерпретировано как динамо, в котором генерация солнечных пятен разного размера пространственно разделена [3].
Мы исследовали изменения напряженности магнитных полей пятен на вековой шкале и их связи с площадями пятен. Использовались рутинные длительные наблюдения пятен в обсерваториях Гринвич, Кисловодск (площади пятен); Маунт-Вилсон, КрАО, Пулково, Урал, ИМИС, Уссурийск, ИЗМИРАН, Шемаха (магнитные поля). Отобранные пятна наблюдались вблизи центра диска Солнца на гелиографических углах 0 < 14°, т.е. наблюдаемое магнитное поле практически соответствовало вертикальному полю в пятне. Был составлен композитный ряд пятен с известными напряжённостями в системе КрАО и площадями.
Средние магнитные поля пятен на вековой шкале изменяются по-разному (рис. 3.5). Вклад больших и малых пятен в общую пятенную активности тоже изменяется со временем (рисунки 2.5, 2.6, 3.8).
В рамках наших результатов композитный ряд пятен разделён на два ряда больших и малых пятен, для которых впервые было рассмотрено дифференциальное вращение и асимметрия (раздел 3.6). Выделены три режима вращения пятен: быстро вращающиеся мелкие пятна и медленно и быстро вращающиеся крупные пятна (рис. 3.9). Показана близость вращательных режимов мелких пятен и быстрых крупных. В предположении, что магнитные структуры более крупного размера образуются на больших глубинах под поверхностью Солнца, чем более мелкие [36], наличие двух режимов вращения крупных пятен можно интерпретировать так: крупные пятна образуются в медленно вращающихся слоях вблизи основании конвективной зоны, но по мере выхода на поверхность проходят быстро вращающуюся зону образования мелких пятен, и часть больших пятен приобретает большую скорость вращения.
Рассмотрено изменение асимметрии полушарий для различных циклов для двух популяций пятен (3.11).
Основной вывод: подтверждено, что пятна образуют две физически различающиеся популяции, и свойства этих популяций также заметно изменяются со временем. Популяции разделяются следующими значениями параметров:
• Мелкие пятна: log S < 1.6 (40 м.д.п.), H < 2050 Гс, Ф < 1021 Мкс
• Крупные пятна: log S > 1.6, H > 2050 Гс, Ф > 1021 Мкс
Это подтверждает гипотезу Наговицына и др. [22] о существовании двух зон генерации пятенного магнитного поля на Солнце в свете пространственно-распределённого динамо [3].

Купить