Исследование эволюции активности Солнца с учётом данных о других звёздахНИР

Источник финансирования НИР

грант РФФИ

Этапы НИР

# Сроки Название
1 1 января 2009 г.-31 декабря 2009 г. Исследование эволюции активности Солнца с учётом данных о других звёздах - 1
Результаты этапа: Информация о потоках электромагнитного излучения и ускоренных частиц, магнитном поле «молодого» Солнца представляет большой интерес для специалистов разных областей знаний. Это может быть выяснено при изучении проблемы эволюции солнечной активности на различных временных шкалах. Прямые наблюдения охватывают несколько сотен лет, косвенные данные с разной степенью точности распространяются более, чем на тысячу лет. Большие временные шкалы становятся доступны только с привлечением результатов астрофизических исследований звёзд поздних спектральных классов F, G и K. До сих пор в наших исследованиях рассматривалось несколько десятков звёзд, близких к Солнцу по физическим характеристикам и активности. При этом показано, что уровень хромосферной активности Солнца сопоставим с активностью К звёзд с хорошо выраженными циклами, в то время как излучение солнечной короны на несколько порядков слабее, чем у этих звёзд. Наблюдения, выполненные в рамках программы поиска планет вне солнечной системы, позволяют расширить массив активных поздних звёзд. При сравнении с этими данными выяснилось, что хромосферная активность Солнца (особенно в максимум цикла) повышена по сравнению со звёздами, подобными Солнцу, и в этом смысле Солнце приближается к несколько более молодым звёздам. В рамках гранта был разработан новый метод изучения особенностей вращения по данным о долговременной переменности излучения внешних атмосфер, основанный на применении вейвлет-анализа к временным рядам данных с большими пробелами. Используя оригинальные ряды ежедневных наблюдений хромосферы за период 30-40 лет, определены периоды осевого вращения 20 звезд активных поздних звёзд с разной степенью циклической активности. У нескольких звёзд с более высокой, чем у Солнца, но менее регулярной активностью обнаружены изменения этих периодов от года к году, свидетельствующие о замедлении вращения поверхностных неоднородностей в эпохи близ максимума циклов. Полученные впервые надежные данные о дифференциальном вращении этих звезд позволили определить изменения широты активных областей в течение циклов, т.е. построить звездные аналоги диаграммы бабочек Маундера. Для сравнения этих результатов с солнечными тот же метод применен к излучению короны Солнца как звезды. Для этого введён новый индекс солнечной активности – излучения всей солнечной короны в зеленой линии 5303 А иона Fe XIV. Анализ значений этого индекса на протяжении нескольких солнечных циклов, во-первых, продемонстрировал возможность изучения особенностей вращения по данным о Солнце как звезде. Во-вторых, показано, что обнаруженные эпохи более медленного вращения неоднородностей в солнечной короне относятся к времени переполюсовки глобального диполя и существования наклонного магнитного ротатора. Эти результаты изучения дифференциального вращения Солнца и звёзд и детальное сопоставление характеристик их хромосферной и корональной активности открывают возможность исследования эволюции солнечной активности на больших временных масштабах. Эти выводы крайне важны для развития теории динамо. Использовано квазиклассического приближения для учета меридиональной циркуляции в теории динамо Паркера и проведено теоретическое построение диаграмм бабочек. При этом впервые удалось найти подход к асимптотическому исследованию модели солнечного динамо, работающего в двух слоях, скажем, вблизи дна конвективной зоны и в приповерхностном слое. Раньше подобные задачи удавалось решать только в рамках численного моделирования.
2 1 января 2010 г.-31 декабря 2010 г. Исследование эволюции активности Солнца с учётом данных о других звёздах - 2
Результаты этапа: Целью исследований, выполняемых в рамках всего гранта, является выявление возможных путей эволюции солнечной активности на характерных временах порядка миллиарда лет. Ранее предполагалось, что активность на Солнце меняется таким же образом, как у других звёзд с очень хорошо выраженными циклами, большинство из которых являются К карликами. Эта аналогия лежала в основе метода гирохронологии – оценки возраста активных звёзд по скорости осевого вращения, применявшегося одновременно для всех поздних звёзд независимо от их спектрального класса. Однако наши исследования, выполненные в первый год проекта, показали, что по характеру дифференциального вращения Солнце оказывается ближе к звёздам с менее регулярной активностью (типичной для более молодых звёзд), чем к звездам с установившимися циклами. Кроме того, активность современного Солнца оказалась существенно ниже, чем у К-звезд с циклами как по запятненности, так и по мощности короны. Возникло предположение, что эволюция активности поздних звезд различного спектрального класса происходит по-разному. Международная программа «Солнце во времени» позволила в общих чертах проследить эволюцию солнечной активности. Мы обратились к наблюдениям К-звезд, чтобы понять как меняется характер их активности, когда их первоначально быстрое вращение стало тормозиться. Нами проанализированы оптические спектры с высоким спектральным разрешением звезды OU Gem, состоящей из двух карликов К2 и К5, вращающихся почти синхронно с орбитальным периодом 7 дней. Уровень активности всех слоев атмосферы обеих К звезд достаточно высок, но близок к ожидаемому для G и K звезд с такими скоростями вращения. Однако в то время как вращательная модуляция хромосферной эмиссии в линиях H и K Ca II наблюдается отчетливо, соответствующие изменения фотосферного излучения практически отсутствуют. Это означает, что активные долготы проявляются в хромосфере, но не видны по фотосферным неоднородностям. Отсюда с некоторой осторожностью мы приходим к точке зрения о том, что при постепенном замедлении вращения соотношение вклада локальных и крупномасштабных магнитных полей в формирование активности меняется различным образом для G и K звезд. Дальнейшее развитие этих представлений ведёт к идее о двухуровневом динамо, когда крупномасштабные магнитные поля возникают вблизи основания конвективной зоны, а локальные поля генерируется и усиливаются в подфотосферных слоях. Для понимания физики возникновения солнечной активности важно выяснить условия выхода решения уравнений динамо на режим регулярных циклических изменений. В ходе выполнения проекта нами построены асимптотические решения для различных магнитных конфигураций, которые могут возникать в рамках модели динамо Паркера при изменении управляющих параметров динамо в результате перемещения звезды по её эволюционной кривой. Построены широтно-временные диаграммы для полоидального поля. Подчеркнём, что последние выводы из наблюдений распределения вектора магнитного поля на Солнце хорошо согласуются с соответствующими теоретическими диаграммами бабочек для полоидального поля. Эти новые факты, вместе с возможностью объяснения дрейфа пятен к экватору и различной продолжительности конкретных циклов, являются серьезным аргументом в пользу реализации простой модели динамо Паркера на Солнце. Тем самым, изучение солнечно-звёздных закономерностей может проводиться уже на более надёжной основе.
3 1 января 2011 г.-31 декабря 2011 г. Исследование эволюции активности Солнца с учётом данных о других звёздах - 3
Результаты этапа: Прежде всего, подготовлен краткий обзор данных о характере солнечной активности примерно с 850 г. по настоящую эпоху с учётом разной степени их достоверности за весь период и новой информации о глубоком минимуме активности между 23 и 24 циклами. При этом выявляется переменность амплитуд циклов, видимая в эпоху регулярных наблюдений по различию максимальных чисел Вольфа, существование глубоких и длительных минимумов активности типа Маундеровского, указания на одновременное проявление 10–11-летнего, квазидвухлетнего и векового циклов активности. Характеристики солнечной активности представлены в виде, пригодном для сравнения с параметрами звёздной активности. Уточнен индекс хромосферой активности по линиям Н и К Ca II в максимум и минимум последних циклов. Кроме того, по результатам ежедневных наблюдений солнечной короны в зеленой линии Fe XIV 5303 А – базе данных Ю.Сикоры – оценен поток излучения всей короны, и для 5 циклов получен новый индекс корональной активности (The Green Line Sun – GLSun), свободный от теоретических предположений о физических условиях в короне. Проведён вейвлет анализ ряда GLSun и выявлено более медленное вращение корональных неоднородностей в эпохи высокой активности. Эти результаты сопоставлены как с дифференциальным вращением активных поздних звёзд, так и с измерениями магнитных полей различных масштабов на Солнце. Установлено, что особенности дифференциального вращения Солнца близки к поведению вращения звёзд с более высокой, но менее регулярной активности (по-видимому, более молодых объектов), а не совпадают с характеристиками вращения звёзд с регулярными циклами. Показано, что медленное вращение проявляется в эпохи переполюсовок, более того, выявлена тесная связь между амплитудой вейвлет анализа медленного вращения и компонентой горизонтального магнитного диполя Солнца. Это может быть дополнительным указанием на то, что крупномасштабное магнитное поле является регулирующим фактором в формировании активности. Эти выводы об особенностях циклической активности Солнца подтверждаются сопоставлением с результатами нашего анализа наблюдений свыше 1300 поздних звёзд, хромосферная активность которых изучена в рамках программ поиска экзопланет. Хромосферная активность Солнца оказалась несколько выше, чем у основной массы этих звёзд. Кроме того, обнаружена группа звёзд с хромосферной активностью, сравнимой и даже более низкой, чем у «минимального» Солнца, корональное излучение которых заключено в широких пределах. Среди них оказываются звезды со слабой хромосферой и мощной короной. Для основной группы звёзд хромосферная и корональная активность коррелирует между собой, на чём были основаны представления об изменении активности с возрастом и метод его оценки (гирохронология). Добавление более быстро вращающихся и более молодых звёзд позволяет выявить эволюцонный смысл проведенного анализа. Скорее всего, это связано с тем, что активность молодых звёзд при замедлении вращения эволюционирует независимо от массы (или спектрального класса), а затем пути эволюции активности расходятся. Можно полагать, что на верхней ветви важную роль в формировании активности, помимо локальных магнитных полей, играют крупномасштабные поля. У этих звезд активность солнечного типа появляется начиная со спектрального класса F5, когда конвективная зона имеет определенную небольшую толщину порядка 0.05 радиуса звезды. К звездам спектрального класса G4 толщина конвективной зоны начинает превышать 0.35 радиуса звезды. У звезд в этом диапазоне параметров динамо-процесс развивается, вероятнее всего, как в области тахоклина, так и в подфотосферных слоях. У карликов позже Солнца конвективная зона становится достаточно толстой (свыше 0.35 радиуса звезды), и процессы вблизи ее нижнего основания перестают влиять на формирование активности солнечного типа. У них эволюция активности определяется процессами, происходящими непосредственно под фотосферой, где динамо-механизм формирует локальные магнитные поля. На Солнце, по-видимому, существуют два уровня, где реализуется динамо-процесс. В рамках проекта проведено всестороннее теоретическое изучение модели динамо Паркера на Солнце. Построены асимптотические решения для различных магнитных конфигураций, учтена роль меридиональной циркуляции и определены интервалы изменения управляющих параметров динамо, при которых можно получить основные наблюдательные характеристики цикла. При этом теоретические широтно-временные диаграммы для полоидального поля согласуются с полученными недавно из наблюдений распределениями вектора магнитного поля на Солнце. Выяснены условия, при которых действие механизма динамо на двух уровнях конвективной зоны обеспечивает генерацию магнитных полей разных масштабов.

Прикрепленные к НИР результаты

Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".