Что мы знаем и чего не знаем о Солнце и солнечно

Что мы знаем
и чего не знаем
о Солнце
и солнечно-земных
связях?
Ю.А. Наговицын
1
План:
• 1. Солнце: общие сведения.
• 2. Магнитное поле Солнца и солнечная
активность
• 3. Солнечная активность и космическая погода
• 4. От космической погоды к космическому
климату
• 5. Солнечная активность и климат Земли
• 6. Дополнение: Горная станция – основная
наблюдательная база ГАО РАН
• 7. Вопросы.
2
1. Солнце: общие
сведения.
3
«Досье» СОЛНЦА
Радиус Солнца = 695,990 км = 109
радиусов Земли
Масса Солнца = 1.989 1030 кг =
333,000 масс Земли
Светимость Солнца (энергия, выходящая от Солнца) = 3.846 1033 эрг/с
=3.846 1026Вт/с
Температура видимой поверхности
(фотосферы) = 5770º K
Плотность фотосферы = 2.07 10-7 г/см3
= 1.6 10-4 плотности воздyха
Химический состав = 70% H, 28% He,
2% (C, N, O, ...) на ед. массу
Температура ядра = 15,600,000º
Плотность ядра = 150 г/см3 = 8 ×
плотности золота
Химический состав ядра = 35% H, 63%
He, 2% (C, N, O, ...) на ед. массу
Возраст Солнца = 4.57 109 лет
4
Распределение температуры и плотности
в спокойной солнечной атмосфере
5
Каждому спектральному изображению
соответствует определенный
температурный слой в солнечной
атмосфере
Корона
Хромосфера
Температурный
минимум
Фотосфера
Магнитное
поле
6
«Томография
Солнца»:
Просматриваем
3D-атмосферу
7
Hinode
SOHO
SDO
STEREO
КОРОНАС-Ф
КОРОНАС-ФОТОН
8
2. Магнитное поле Солнца
и солнечная активность
9
Октябрь
2010
10
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ
НА СОЛНЦЕ
1908: магнитная природа солнечных
пятен, Д. Э. Хэйл: расщепление
спектральных линий в магнитном поле
солнечного пятна (эффект Зеемана).
11
Солнечное пятно в 3D
12
Долгопериодические колебания
солнечных пятен
Наблюдательные данные :
•
•
•
•
•
•
наблюдения временных изменений горизонтального поля скорости (ГАС
ГАО, ГАО);
наблюдения зеемановского расщепления магниточувствительных
спектральных линий пятен на трех обсерваториях (ГАС ГАО, ГАО РАН,
ИГА Кубы);
наблюдения доплеровских смещений спектральных линий в спектре
пятен (ГАО РАН);
отслеживание рекуррентности вспышечных событий в АО по данным
Мировой службы Солнца (ГАО РАН);
наблюдения интенсивности циклотронного радиоизлучения
надпятенных источников по данным радиогелиографов Нобеяма и ССРТ
(ГАО, ИСЗФ, НИРФИ).
Эти данные, полученные ранее с помощью наземных
наблюдений в разных обсерваториях и
согласующиеся между собой, подтверждены
наблюдениями на КА SOHO (MDI).
13
Первые наблюдения различных конфигураций
долгопериодических КПК
Ref:
Borzov V.,Vyalshin G.,Nagovitsyn Y. Contrib. Obs. Skalnate Pleso, 1986
14
Долгопериодические колебания
солнечных пятен
На основе анализа наблюдений КА SOHO (MDI) по
вариациям напряженности магнитного поля пятен
подтвержден ранний вывод из наземных наблюдений о
том, что в активных областях Солнца существует
особый класс колебательных движений:
долгопериодические колебания солнечных пятен с
периодами от получаса до десятков часов. Эти
колебания, амплитуды которых лишь немногим
уступают известным 3-минутным колебаниям,
согласуются с моделью «мелкого пятна»,
разработанной ранее и также получившей независимое
подтверждение на основе анализа космических данных.
15
3.0
40
2.5
50
2.0
50
2.0
1.5
75
100
1.0
150
250
500
0.5
0
200
400
Time, m
600
800
0.0
1000
100 / T, m
60
Period, m
2.5
-1
40
60
1.5
75
100
1.0
150
250
500
0.5
2300
2400
2500
2600
2700
2800
2900
-1
Position Angle
Radius
MF Strenth
35
100 / T, m
3.0
35
Period, m
Колебания по
SOHO
и Нобеяма
0.0
Time, m
Теоретическая модель
мелкого пятна:
16
Δ = 48+17 мин
SOHO (H) и Nobeyama (I), пятно № 10
800
15
600
10
400
5
200
0
0
-5
-200
-10
-400
-15
-600
400
500
600
700
Time, minutes
800
900
17
ЦИКЛЫ СОЛНЕЧНОЙ
АКТИВНОСТИ
18
В новом цикле пятна появляются далеко от экватора Солнца примерно
на широте ± 35° и больше. С развитием цикла пятна постепенно
смещаются к экватору, в максимуме они достигают ±15° и в конце
цикла ±5° (закон Шперера).
19
Магнитные поля от фотосферы до короны (TRACE)
Магнитный ковер
Большие и малые петли
Сложная структура
магнитного поля
Многосвязанность
магнитных полей
20
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА СОЛНЦЕ
21
Дифференциальное вращение Солнца
•
Тахоклин – область большого радиального
22
градиента угловой скорости
Трансэкваториальные корональные петли
23
Полоидальное и тороидальное
поле: α-Ω динамо
α
BP
Ω
BT
BT
BP
Спиральность
Дифференциальное вращение
τ
<
v
rot
v
>
α=
3
24
3. Солнечная активность и
космическая погода:
25
Вспышечные процессы и
Космическая погода -Æ
26
Корональные выбросы массы
КОРОНАС-Ф
КОРОНАС-Ф
SOHO
КОРОНАС-Ф
SOHO
27
КВМ:
28
Вспышка 9 марта 2011 (X1.5)
29
Вспышка 9 марта 2011 (X1.5):
КP – геомагнитный индекс
30
Космическая погода – это:
• Весь комплекс внешних по отношению к
Земле космических факторов, способных
влиять на земные процессы.
31
Последствия «космической
непогоды»
Нарушение радиосвязи–на коротких волнах
полное радиомолчание, потеря радиосвязи с
кораблями, подводными лодками, самолётами
Навигационные низкочастотные сигналы,
использующиеся для определения местоположения
судов и самолётов, спутников, пропадают
Сбои в работе приборов спутниковой ориентации
могут привести к полному отключению
энергоснабжения космических аппаратов
Ущерб здоровью космонавтов и даже пассажиров
авиалайнеров.
32
4. От космической погоды
к космическому климату
5000
120
60
2000
40
1000
0
1600
20
-21
S(t), мдп
80
3000
ΦΣ(t)∗10 , Мкс
100
4000
0
1650
1700
1750
1800
1850
1900
1950
2000
Годы
33
Обоснование
• Существует мнение о том, что наша эпоха уникальна по
высокому (в среднем) уровню солнечной активности.
• Аналогичное мнение существует и о климате Земли
(рекордно быстрое потепление, обусловленное
техногенной деятельностью).
• Несмотря на безусловную роль техногенных факторов в
современном изменении земного климата, по ряду
исследований существенную роль в этих изменениях
играет солнечная активность.
• Кроме 11-летнего, существуют другие
долгопериодические циклы (~80-90 лет, ~200 лет,
~900 лет и больше). Их суперпозиция и определяет
сложную структуру развертывания солнечной
активности на большой временной шкале и
последующих земных проявлений.
→ Проблема «Космический климат»
34
Проблема
«Космический Климат»
(рабочие определения):
Долгопериодические тенденции
Космической Погоды
z
Совокупность солнечно-земных связей,
действующих на длительных временах
z
Совокупность внешних космических
факторов, влияющих на земной климат
z
35
Цели
• Получение физически информативных комплексных
данных о динамике солнечного магнитного поля,
геомагнитного поля и ММП на больших временных
масштабах.
• Качественный и количественный анализ эволюции
солнечной активности на основе реконструкций
поведения различных компонент магнитного поля
Солнца на длительных временах.
• Исследование прогностических сценариев вариаций
активности Солнца на интервале десятков - сотен лет
- Исследование связи солнечной активности и климата
Земли.
36
Методы и подходы:
а) Переход от традиционных статистических индексов (числа
Вольфа, числа групп пятен и т.п.) к физическим параметрам (магнитный поток, напряженность поля и т.п.).
б) Учет дифференциального характера связей между
параметрами СА на различных временных масштабах. Для
это предложены математические методы MSR и DPS
(Nagovitsyn et al, Solar Phys., 2004; Наговицын, ПАЖ,
2006), основанные на вейвлет-преобразовании и
разложении по псевдофазовому пространству Такенса
соответственно.
в) Стремление к максимально полному описанию процессов
СА с использованием всего комплекса имеющихся данных,
а не данных какого-либо одного типа («принцип
свидетелей» (Nagovitsyn et al, Solar Phys., 2004).
37
Проблема наблюдательных данных
38
Солнечная активность на
различных длительных
временных шкалах:
«История Солнца»
39
«История Солнца» (мультимасштабное
описание поведения СА на длительных
временах): возможности реконструкций
Временные шкалы:
• 100-150 лет – Служба Солнца
• 400 лет – инструментальные наблюдения
• 1000-2000 лет – непрямые данные
(полярные сияния, пятна, видимые
невооруженным глазом)
• Сверхтысячелетняя шкала (Голоцен) –
14С (10Be)
40
Реконструкция индексов солнечной
активности на больших временных шкалах:
связи индексов друг с другом
Y (t ) = f ( X (t ))
Y (t , ω) = f ( X (t , ω))
Пример: реконструкция СА по относительной
концентрации радиоуглерода в естественных
архивах
S (t ) = f (n (t ))
⎧n& 0 = − kn0 − (∑ c0i ) n0 + ∑ ci 0 ni + S
i ≠0
i ≠0
⎪
⎪n& = − kn − ( c ) n + c n
∑ 1i 1 ∑ i1 i
1
⎪ 1
i ≠1
i ≠1
⎨
⎪....................................................
⎪
⎪n& m = − knm − ( ∑ cmi )n1 + ∑ cim ni
i≠m
i≠m
⎩
0
a(ω)n0 (ω,t) + b(ω)n&0 (ω,t) = S(ω,t)
41
Общие подходы к задаче реконструкции
индексов солнечной активности на
большой временной шкале
• MSR - Метод кратномасштабных регрессий.
Вейвлет-преобразование:
[Wψ x ]( a , b ) =
Y = f ( X m ) : Y (ω, t ) = f [X m (ω, t )]
+∞
∫ x (t )ψ
−∞
*
ab dt
=a
−1 / 2
+∞
*⎛ t − b ⎞
x
(
t
)
ψ
⎜
⎟dt
∫
a
⎝
⎠
−∞
[WY ](2q , t ) = c0q + c1q [WX1 ](2q , t ) + c2q [WX 2 ](2q , t ) + ... + cmq [WX m ](2q , t )
• DPS – Метод разложения по компонентам
псевдофазового пространства
Y (ω, t ) = f [X (ω, t )]
{X (t ), X (t − Δ), X (t + Δ),..., X (t − (n − 1)Δ / 2), X (t + (n − 1)Δ / 2)}
Y (t ) = Y0 + a1 X (t ) + a2 X (t − Δ) + a3 X (t + Δ) + ... + an−1 X (t − (n −1)Δ / 2) + an X (t + (n −1)Δ / 2)
Ref: Nagovitsyn Yu.A. et al - Solar Physics, 224, 2005.
42
Ряд суммарного пятенного магнитного потока
ФΣ(t) на 400-летней временной шкале
5000
120
60
2000
40
1000
20
0
0
1600
-21
S(t), мдп
80
3000
ΦΣ(t)∗10 , Мкс
100
4000
1650
1700
1750
1800
1850
1900
1950
2000
Годы
43
Ряд индекса крупномасштабного магнитного
поля A(t) на 400-летней временной шкале
1
3
4
5
6
7
9
k(ω)
m(ω)
Макаров и Тлатов, 2005
Модель
6
160
3
140
0
-3
120
100
80
2
2
A(t) = (μ1 + μ3 /3 )*10
3
180
2
60
40
20
0
1600
1650
1700
1750
1800
1850
1900
1950
2000
Годы
44
Среднегодовые данные на тысячелетней шкале:
«Нелинейная версия W»
Ref: Nagovitsyn Yu.A. A nonlinear mathematical model
for the Solar cyclicity and prospects for reconstructing the Solar activity in the Past.// Astronomy
Letters. Vol.23. No.6. PP.742-748. 1997.
200
150
100
50
0
1100 1150 1200 1250 1300 1350 1400 1450 1500 1550 1600 1650 1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000
Yearly Wolf numbers: "Nonlinear Amplitude Generalization" (NAG-version) of Schove's series
45
Грандиозные экстремумы
солнечной активности
Современный максимум
Cредневековый максимум
Относительное число пятен
200
Позднесредневековый максимум
Минимум Маундера
Минимум Вольфа
150
Минимум Дальтона
Минимум Шперера
100
50
0
1100
1200
1300
1400
1500
1600
1700
1800
1900
Годы
2000
46
«Свидетели» поведения солнечной активности в
последние два тысячелетия
SONE –
Солнечные пятна, замеченные
невооруженным глазом
CARS – Вариации концентрации
радиокарбона по Стюйверу
AURA –
Полярные сияния
NOMO –
Нелинейная модель (Schove-Nag)
И др.: 10Be, археомагнитные
данные …
«Принцип свидетелей»: только на основе сравнения
различных данных можно говорить о надежности
реконструкций
47
Двухтысячелетняя шкала: MSR-метод
+ принцип свидетелей
Нелинейная модель [11]
100
14
( С+Ne+Au)-реконструкция
W
80
60
40
20
0
0
200
400
600
800
1000
1200
Годы
1400
1600
1800
2000
48
-2000
-1500
-1000
100
Radiocarbon reconstruction
80
500
1000
1500
2000
100
Nonlinear model (Nagovitsyn [54])
80
60
40
40
20
20
0
0
Naked eye sunspots (Nagovitsyn [33])
GSN (Hoyt&Schatten [102])
15
9
10
6
5
3
0
0
0
1500
NE sunspot
relative number
1/2
0
60
Radiocarbon reconstruction
(Wolf's number)
-500
Wolf's number
Wolf's number
Сверхтысячелетняя шкала: MSR-метод
1600
1700
1800
1900
500
1000
1500
2000
Year
49
http://www.gao.spb.ru/english/database/esai/
Результаты реконструкции
поведения СА на различных
временных шкалах:
Contact address: [email protected] (Dr. Yury Nagovitsyn)
Russian Academy of Sciences, Central astronomical observatory at Pulkovo.
Pulkovskoe shosse, 65/1, Saint-Petersburg, 196140,
Russia
Extended time series of Solar Activity Indices
(observational, synthetic and simulated data)
→ Read me
→ GRAPHICS
Extended time series of Solar
Activity Indices (ESAI) – база
данных о солнечной активности
(СА), включающая, в частности,
новые временные ряды для изучения
изменений солнечного магнитного
поля и его влияния на Землю на
длительных временах.
→ ASCII FILES
–
Observational sets
♦ monthly sunspot areas (Greenwich general system), 1821-1989
♦ yearly sunspot areas (Greenwich general system) for N- and S- hemispheres, 1821-1994
♦ yearly mean latitudes of sunspots for N- and S- hemispheres, 1854-1985
–
Synthetic set
♦ yearly polar faculae numbers (Mt.Wilson general system) for N- and S- hemispheres, 1837-1999
–
Simulated sets
♦ yearly Wolf numbers (Zurich-International general system), 1090-2002
♦ yearly polar faculae numbers (Mt.Wilson general system), 1705-1999
Supported by grants:
INTAS 2000-0752 “Key parameters of Space Weather”,
INTAS 2001-0550 “The Solar-terrestrial climate link in the past millennia and its influence on future climate”,
and partly – Federal Scientific and Technical Program “Astronomy-1105”,
Program of Presidium of Russian Academy of Sciences “Non-stationary phenomena in astronomy”,
Program Division for Physical Sciences of RAS No 16 “Solar Wind”,
and Russian Fund for Basic Researches No 01-07-90289.
50
Основной результат разд. 4:
•
•
•
•
•
Произведена реконструкция поведения основных
физических параметров Космической Погоды на
400-летней – 1610-2005 гг. – временной шкале
(база данных RSW-400), включающая в себя:
полный пятенный магнитный поток Солнца
открытый магнитный поток Солнца
диполь-октупольный индекс крупномасштабного
магнитного поля
аа- и IDV- индексы геомагнитной возмущенности
напряженность межпланетного магнитного поля
Произведены также реконструкции на более
длительных временных шкалах вплоть до 10 тыс.
лет.
51
5. Солнечная активность
и климат Земли
52
Климатообразующие факторы:
•
•
•
•
•
•
Атмосфера
Гидросфера
Литосфера
Криосфера
Биосфера
Солнце (светимость, солнечная
активность)
⇒
53
Долгопериодические изменения
СА и климата
Земли
400
350
400
CARS
350
SONE
AURA
PERIOD, YRS
300
NOMO
250
PERIOD, YRS
300
250
200
150
200
150
100
100
50
50
0
1200
1400
1600
YEARS
1800
0
1200
1400
1600
1800
YEARS
Ref: Nagovitsyn Yu.A. et al - Solar Physics, 224, 2005.
54
Задача в рамках проблемы «Космический
Климат»:
• Каков вклад солнечной
активности в изменения климата?
Подход:
T (t ) = f ( S (t ))
⎧n& 0 = − kn0 − (∑ c0i ) n0 + ∑ ci 0 ni + S
i ≠0
i≠0
⎪
⎪n& = − kn − ( c ) n + c n
∑ 1i 1 ∑ i1 i
1
⎪ 1
i ≠1
i ≠1
⎨
⎪....................................................
⎪
⎪n& m = − knm − ( ∑ cmi )n1 + ∑ cim ni
i≠m
i≠m
⎩
T (t , ω ) = f ( S (t , ω ))
Модель:
a(ω)S (ω, t ) + b(ω)S& (ω, t ) = T (ω, t )
55
Шесть тысячелетних моделей климата
0.4
0.2
JO
CL
ES
MA
BR
MS
Temperature
0.0
-0.2
-0.4
-0.6
-0.8
-1.0
-1.2
1100 1200 1300 1400 1500 1600 1700 1800 1900
Years
56
Вклад в изменения климата солнечной
активности для разных временных шкал
1.0
1.0
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.6
0.4
0.2
0.4
0.3
0.1
0.2
0.05
0.02
0.1
0.0
Relative Dispersion
Relative Standard
0.8
Jones
Crowley
Esper
Mann
Briffa
Moberg
0
10
20
40
70 100
200
400
Scale, yr
700
57
1.0
1.0
0.9
0.8
0.8
0.6
0.7
0.4
0.6
0.5
Mean
0.2
0.4
0.3
0.1
0.2
0.05
0.02
0.1
Relative Dispersion
Relative Standard
Вклад в вариации земного климата СА для разных врем. шкал: среднее по 6 реконструкциям
0
0.0
10
20
40
70 100
200
400
Scale, yr
700
58
Вклад в вариации земного климата солнечной
активности для разных временных шкал
1.0
2000 yrs (САPROXIES+ТChina)
1000 yrs (САNL Mod+Т6 Reconstrs)
400 yrs (САOBS+ТMEAN)
0.8
0.6
0.8
0.4
0.6
0.2
0.4
0.1
0.05
0.02
0.2
0
0.0
3
5
10
20
40
100
200
400
Scale, yr
Relative Standard
K(ω) - Relative Dispersion
1.0
1000 2000
59
Надежность современных
реконструкций СА и климата
Средняя
температура
Земли
100
W
80
Солнечная
активность
60
40
20
0
0
200
400
600
800
1000 1200 1400 1600 1800 2000
Годы
60
Выводы к разд.5:
• В последние 5-10 лет достигнут определенный
прогресс в реконструкции поведения солнечной
активности в прошлом.
• Необходимы дальнейшие усилия по составлению
надежной климатической реконструкции.
• Только надежные данные могут ответить на
вопросы о связи солнечной активности и климата
Земли.
• Несмотря на безусловную роль техногенных
факторов, пренебрегать вкладом природных
источников в изменения климата – рискованно.
61
6. Дополнение:
Горная станция –
основная
наблюдательная
база ГАО РАН
62
Наблюдательные базы ГАО
•
•
•
•
•
•
•
•
Утрачены:
Николаевская астрономическая обсерватория (Украина)
Обсерватория в Ордубаде (Азербайджан)
Араратская экспедиция (Армения)
База в г.Ош (Киргизия)
Обсерватория Эль-Робле (Чили)
Памирская экспедиция (Шор-Булак, Таджикистан)
Институт Геофизики и астрономии (Куба)
Обсерватория в Китабе (Узбекистан)
Обсерватория Тариха (Боливия)
Имеющаяся база:
• Горная астрономическая станция ГАО РАН
(Кисловодск и КЧР)
63
Горная астрономическая станция ГАО РАН
Основана в 1948 г. на плато Шад-Жадмас, КЧР, высота 2100 м,
в 27 км от Кисловодска
Место выбрано Н.И.Вавиловым (1920-е годы) и М.С.Гневышевым
64
Горная астрономическая станция ГАО РАН
вблизи Кисловодска
• Прекрасный астроклимат. Создан
непрерывный (с 1948 г.) ряд наблюдений
Солнца (5,5 циклов).
• Уникальность станции: фотосфера 340 дней
в году, корона – 145 дней (мировой
рекорд!).
• Наблюдательная база не только ГАО РАН, но
и ИЗМИРАН, ИСЗФ, НИРФИ, ИФА РАН, СПбГУ.
• В 2012 г. будет введён в строй 2,5 м
звездный телескоп ГАИШ МГУ.
65
Инструменты для солнечных наблюдений
– Коронограф Лио: в линиях 5303A, 6374A и протуберанцы
в H-alpha
– Большой коронограф Никольского (D=53 cm) : структура
хромосферы и короны, магнитные поля в протуберанцах
– Телескоп OPTON : хромосфера и протуберанцы в H-alpha
– Радиотелескопы λ = 2, 3 и 5 см
– Фотогелиограф: пятна и полярные факелы
– Спектрогелиограф: флокулы в линии К кальция
66
Инструменты ГАС ГАО РАН
67
6. Вопросы: что мы знаем
и чего не знаем…
68
Wolf's number
-500
0
1500
2000
100
80
60
60
40
40
20
20
Naked eye sunspots (Nagovitsyn [33])
GSN (Hoyt&Schatten [102])
0
15
9
10
6
5
3
0
0
0
1500
NE sunspot
relative number
Radiocarbon reconstruction
1/2
1000
Nonlinear model (Nagovitsyn [54])
0
(Wolf's number)
500
Wolf's number
Вопрос 1:
-2000
-1500
-1000
100
Radiocarbon reconstruction
80
1600
1700
1800
1900
500
1000
1500
2000
Year
Глобальное МП Солнца испытывает
квазипериодические (циклические)
изменения на типичных временах 11,
22, 80-90, 210, >900 лет.
Какова математическая модель этих
вариаций?
69
Вопрос 2:
На Солнце работает ω-эффект
(усиление глобально-тороидального МП
дифференциальным вращением).
Какой обратный процесс приводит к
усилению полоидального
(крупномасштабного) МП?
Действительно ли классическая схема
α-ω динамо работает на Солнце?
70
2.5
50
2.0
60
1.5
75
100
1.0
150
250
500
0.5
0
200
400
600
800
-1
40
100 / T, m
Period, m
Вопрос 3:
3.0
35
0.0
1000
Time, m
Кроме известных 3- и 5- минутных
колебаний, в АО Солнца присутствуют
длительные колебания МП с типичными
временами десятки-тысячи минут в ряде
частотных полос.
Какова геометрическая структура этих
колебаний? Какова их физическая
природа?
71
1.0
0.9
0.8
Relative Standard
0.8
0.6
0.7
0.4
0.6
0.5
Mean
0.2
0.4
0.3
0.1
0.2
0.05
0.02
0.1
Relative Dispersion
Вопрос 4:
1.0
0
0.0
10
20
40
70 100
200
400
Scale, yr
700
Климат последних 150 лет испытывает
серьезные изменения. Разработан ряд
моделей (IPCC), учитывающих вклад
антропогенных факторов.
Какова относительная роль
антропогенных и естественных
факторов, в том числе СА, в этих
изменениях ? Каков сценарий изменения
климата в будущем?
72
Спасибо за внимание!
73