Physics of auroral phenomena : proceedings of the 39th annual seminar, Apatity, 29 February-4 March, 2016 / [ed. board: N. V. Semenova, A. G. Yahnin]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2016. - 167 с. : ил., табл.

“Physics o f Auroral Phenomena". Proc. XXXIX Annual Sem inar, Apatity, pp. 84-86, 2 0 1 6 © Polar Geophysical Institute, 2016 Polar Geophysical Institute ИСТОЧНИКИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА КАК ЗВЕЗДЫ Ю .В. Стрижак, Д .И . Понявин Санкт -П ет ербургский Государст венны й Университет, 7/9 Университетская набереж ная, г. Санкт -Петербург, 199034 e-mails: triciyaO@mail.ru, dponyavin@m ail.ru. Аннотация. Магнитное поле Солнца, наблюдаемое с Земли, вращается вместе с Солнцем и меняется в течение И-летнего цикла. Оно определяет межпланетное магнитное поле солнечного ветра, а также оказывает влияние на магнитосферу Земли. Природа магнитных вариаций на Солнце остается малоизученной до сих пор. В последнее время появились новейшие данные с высоким пространственным и временным разрешением, получаемые на космических обсерваториях, что позволяет приблизиться к решению задачи определения источников этих вариаций. В нашей работе использовались данные HMI SDO ( Helioseismic and Magnetic Imager - instrument from the Solar Dynamics Observatory1 запущенный 11 февраля, 2010 года), как основной источник информации, и, для сравнения, данные наземной обсерватории WSO ( Wilcox Solar Observatory). Были проведены исследования полей разного масштаба, определяющих общее поле Солнца, и найдена наиболее весомая составляющая - поле средних значений. Также были оценены вклады от каждого полушария Солнца. Введение В 1968 году академик А. Северный проводил измерения усредненного по всему диску Солнца магнитного поля и обнаружил, что оно ведет себя как квадрупольный магнитный ротатор. Тогда же он предпринял попытку связать это явление с потоком магнитного поля от солнечных пятен, но обнаружил лишь незначительную антикорреляцию [1]. Природа вариаций общего магнитного поля Солнца (ОМП), видимого как звезда, не выяснена до сих пор, в частности из-за отсутствия данных высокого разрешения. Однако инструменты для наблюдения магнитного поля Солнца стремительно развиваются, и в настоящей работе представлено исследование на основе современных данных с целью определения источников такого поведения магнитного поля звезды. Для работы использовалась база данных Solar Dynamic Observatory (SDO) [2], космической обсерватории с прибором Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) [3] на борту, запущенной NASA в феврале 2010 года. Аппарат делает снимки Солнца с разрешением 4096 на 4096 пикселей каждые 12 секунд. Данные обрабатывались в программе Matlab. Исследуемый промежуток составляет 5 лет. HMI Magnetic Field Color Tab le TfceSireot sight magnetic held color table isdesigned №v5&uai!yshotv structure elboth high and low field values. FiiAJ strengths Gare shades of цщ. Positive P»e!dValuesere green and blue. Negativefieldvalues are yellowami red. Weak field regions appear mostlyytUaw or giecfl. Increasinglypositive values range fromdark green to bright greenet Z3SG Negativevalues raw frombright yellow toorange at -236G. There а л sharp dtssowmurty incolot Ji Positive ornegative polerity sunspots and other strong held regions will appeal fciuecr red withdark umbrae Рисунок 1. Цветовая шкала магнитограмм. Красный и синий цвета - сильные поля, желтый и зеленый - поля средних значений, серый цвет - слабые поля. Them ms 2Г«5 coiorv syronxsroaliy«ranged«wit# meгеи {vwu The127possve siiciusit2 startwng grary. 16 tofcmenitsggieen. erf 119 (totaling tfue. Ttw 127 мчат nrfud» i JwgMentHgyray. iS 4акекпц ye®o*,and*0?deAenx»ted WeminaBy,coshcolor9?wkfiнмде c«-,Ц.И Gantiin? esbt tefe®extent: inir. .teoa toSKOG Результаты В процессе анализа магнитограмм SDO магнитные поля были поделены на 3 составляющих, согласно шкале, предложенной SDO (рис. 1): слабые поля (< |24| Гс), средние поля (|24| Гс < ...< |236] Гс) и сильные поля (> |236| Гс). Первый этап исследования был направлен на определение преобладающего по величине вклада в общее магнитное поле Солнца. Ниже представлен график, отображающий значения ОМП (зеленая линия) и вкладов от компонент (компонента сильного поля - красная линия, среднего - синяя линия, слабого - желтая линия) (рис. 2). Большую часть времени все вклады коррелируют с общим магнитным полем Солнца, однако в некоторые промежутки времени составляющие имеют отличный от него знак, а значит, несмотря на большую величину, являются противовесом остальным компонентам в создании ОМП. Даже качественно на графиках видно, что наибольший по величине вклад в ОМГ1 Солнца имеют поля 84