Распределение магнитного потока при развитие АО

Временные вариации
распределений магнитного
потока и его дисбаланса в
солнечной активной области
NOAA10484 и их связь с
рентгеновскими вспышками и
корональными выбросами
масс
В.М.Соловьев
О.В.Чумак
ГАИШ-МГУ
1
2
3
В работе использовались магнитограммы
NOAA10484 (21.10.03 11:11 – 26.10.03 06:23) с
временным интервалом 96мин., MDI SOHО 2003,
данные по КВМ опубликованные Gopalswamy и
данные по вспышкам TRACE.
4
5
Параметры характеризующие состояние АО.
1.Магнитный поток Fa(Bi).
Определялся как сумма потоков в северной Fn(Bi) и в
южной Fs(i) полярностях:
FaBi   Fn Bi   Fs Bi ;
Потоки Fn(Bi) и Fs(Bi) вычислялись суммированием по
площади соответствующих изогаусс в северной и в
южной полярностях:
Nn
Fn Bi     Bi ;
1
Fs B j     Bi ;
Ns
1
Где Nn и Ns число пикселей внутри изогаусс северной
и южной полярностей, соответственно, σ- площадь
на Солнце, соответствующая одному пикселю и
равная (2х7.235х107)2 см2.
2.Дисбаланс Im(B).
Fn ( Bi )  Fs ( Bi )
Im( Bi ) 
;
Fa( Bi )
6
Моменты функций распределения.
1
MFa 
N
DFa 
N 1
 Fai
-Среднее значение;
i 0
1 N 1
2
Fai  MFa  -Стандартное отклонение;

N  1 i 0
1
As 
N
 Fai  MFa 



DFa 
i 0 
1
Ex 
N
 Fai  MFa 

  3 -Эксцесс;

DFa 
i 0 
N 1
N 1
3
-Асимметрия;
4
7
Среднее
Стандартное отклонение
0,4
0,03
0,35
0,025
0,3
0,02
DFa
Mfa
0,25
0,2
0,015
0,15
0,01
0,1
0,005
0,05
0
0
0
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
1800
0
200
400
600
В(Гс)
1000
1200
1400
1600
1800
В(Гс)
Эксцесс
1,5
Асимметрия
1,5
1
1
0,5
0
AsFa
ExFa
800
-0,5
0,5
0
-1
-0,5
-1,5
-1
-2
0
200
400
600
800
1000
B(Гс)
1200
1400
1600
1800
0
200
400
600
800
1000
B(Гс)
1200
1400
1600
1800
8
9
Пример функций распределения магнитного потока (в
10е22 Mk) по величине поля перед М1.7(25.10.03 5ч53м)
AR 10484 50Fa1
3,0E-01
2,5E-01
Fa(Mk)
2,0E-01
23.10.2003 23:59
1,5E-01
25.10.2003 4:47
1,0E-01
5,0E-02
0,0E+00
0
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
B(Гс)
10
Функция распределения магнитного потока (в 10e22 Mk)
по величине поля до и после М2.4 23.10.03 2:41
0,185
22.10.2003 23:59
23.10.2003 1:35
23.10.2003 3:11
Fa(Мк)
0,165
23.10.2003 4:47
0,145
0,125
400
500
600
700
800
900
1000
1100
1200
1300
B(Гс)
11
Асимметрия
2
1,5
AsIm
1
0,5
0
-0,5
-1
0
200
400
600
800
1000
B(Гс)
1200
1400
1600
1800
12
Пример функций распределения дисбаланса магнитного потока
(в 10e22 Mk) по величине поля перед вспышкой М1.7 (25.10.03 5ч53м)
AR 10484 50OV1
2,0E-01
Im(Mk)
-5,0E-02
23.10.2003 23:59
-3,0E-01
25.10.2003 4:47
-5,5E-01
-8,0E-01
0
200
400
600
800
1000
1200
1400
1600
B(Гс)
13
Функция распределения дисбаланса магнитного потока (в 10e22 Mk) по
величине поля до и после М2.4 23.10.03 2:41
0
22.10.2003 23:59
-0,1
23.10.2003 1:35
Im(Мк)
-0,2
23.10.2003 3:11
-0,3
-0,4
-0,5
-0,6
200
400
600
800
B(Гс)
1000
1200
1400
14
Временные вариации магнитного потока (в 10e22 Mk) в области
525Гс,1025Гс.
CME
AR 10484 50Fa1
Flare C.M.X
M2.4 M3.2 M2.7
M1.7 M1.5
0,2
Fa(Mk)
0,175
1025Гс
0,15
525Гс
0,125
0,1
21,5
22
22,5
23
23,5
24
Дата
24,5
25
25,5
26
26,5
15
Изменения со временем среднего значения магнитного потока
(в 10e22 Mk)
CME
Flare C.M.X
M2.4 M3.2 M2.7
M1.7 M1.5
0,17
MFa
0,16
0,15
0,14
0,13
0,12
21,5
22
22,5
23
23,5
24
Дата
24,5
25
25,5
26
26,5
16
Изменения со временем стандартного отклонения от среднего
значения магнитного потока
DFa
CME
Flare C.M.X
0,1
M2.4 M3.2 M2.7
M1.7 M1.5
0,09
0,08
0,07
0,06
0,05
21,5
22
22,5
23
23,5
24
24,5
25
25,5
26
26,5
Дата
17
Изменения со временем асимметрии функции распределения
магнитного потока
CME
Flare C.M.X
M1.7 M1.5
M2.4 M3.2 M2.7
1,5
1,25
AsFa
1
0,75
0,5
0,25
0
-0,25
21,5
22
22,5
23
23,5
24
Дата
24,5
25
25,5
26
26,5
18
Изменения со временем эксцесса функции распределения
магнитного потока
CME
M2.4 M3.2 M2.7
ExFa
Flare C.M.X
3,5
3
2,5
2
1,5
1
0,5
0
-0,5
21,5
22
22,5
23
23,5
24
M1.7 M1.5
24,5
25
25,5
26
26,5
Дата
19
Временные вариации дисбаланса магнитного потока (в 10e22 Mk)
в области 525 Гс. И 1025Гс.
AR 10484 50Ov1
CME
M2.4 M3.2 M2.7
Flare: C.M.X
0,0E+00
M1.7 M1.5
Im(Mk)
-1,0E-01
-2,0E-01
525Г
1025
-3,0E-01
-4,0E-01
-5,0E-01
21,500
22,500
23,500
24,500
25,500
26,500
Дата
20
Выводы
1. Перед большими вспышками,
сериями малых вспышек и корональными
выбросами масс наблюдаются заметные
изменения в распределениях по величине
поля магнитного потока всей АО. Это
значит, что распределение магнитного
потока АО по величине поля может
оказаться неплохим предиктором
эруптивных процессов в АО.
2. Наиболее сильные изменения в
распределении потока по полю перед и в
процессе вспышек и КВМ наблюдаются в
области 500-600Гс и 1200-1700Гс.
3. Ассиметрия дисбаланса во многих
случаях имеет тенденцию к росту перед
вспышками а непосредственно перед
вспышкой падает.
4. Стандартное отклонение растет
перед вспышками С и М, а также
отмечается его рост (за 2,5 дня) перед
вспышкой Х1.2.
5. Асимметрия и эксцесс начинают
увеличиваться за 2-4 часа до вспышек М и
С, а до вспышки Х1.2 за 2,5дня.
6. Поток от областей с
напряженностью порядка 1000Гс. имеет
тенденденцию к росту за несколько часов
до вспышки класса М. Похоже, ведет себя
поток от областей 525Гс., но он лучше
реагирует на приближение слабых
вспышек класса С.
Временные вариации магнитного потока (в 10e22 Mk) в области 75G
AR 10484 50Fa1
CME
M2.4 M3.2 M2.7
Flare: C.M.X M1.0
5,0E-01
M1.7 M1.5
75G
Fa(Mk)
4,0E-01
3,0E-01
2,0E-01
21,500
22,500
23,500
24,500
DATE(dd.ddd)
25,500
26,500
Изменения со временем асимметрии функции распределения
дисбаланса магнитного потока
CME
M2.4 M3.2 M2.7
Flare C.M.X
M1.7 M1.5
3
2,5
AsIm
2
1,5
1
0,5
0
21,5
22
22,5
23
23,5
24
Дата
24,5
25
25,5
26
26,5
Введение
- Джордж Эллери Хейл.
- Babcock H.W. и Babcock H.D.
- Никулин Н.С., Северный А.Б., Cтепанов В.Е..
- Solar and heliospheric observatory (SOHO) 1995г.
- The Transition Region and Coronal Explorer (TRACE).
- КРАО БСТ-1.
- Kitt Peak National Observatory.
- Big bear.
- The National Astronomical Observatories, Chinese
Academy of Sciences (NAOC).
- The Solar Dynamics Observatory (SDO).
- The Solar Spase Teleskope (SST).
Космическая обсерватория TRACE
В данном докладе сделана попытка на
примере NOAA10484 исследовать
эволюцию магнитного поля и
проследить связь со вспышечной
активностью и к.в.м
AR10484
• NOAA10484 сформировалась на выходе изза лимба, сначала как β конфигурация.
Происходила постепенная трансформация в
βγ(19.10.03), чуть позже в δ (20.10.03)
конфигурацию. 23.10.03 произвела вспышки
М2.4, М3.2 и М2.7. (N05L353, Sp max=1700
м.д.п., на 25.10.03). Она продолжала
развиваться до 26.10.03, дав резкий рост
площади с 24 на 25.10.03, что привело к
новому периоду вспышечного
энерговыделения: 25.10.03 произошли
вспышки М1.2, М1.7 и М1.5, а 26.10.03 группа
произвела две большие вспышки (Х1.2 и
позже М7.6).
Функция распределения магнитного потока (в 10e22 Mk) по величине
поля до и после М1.5 25.10.03 10:35
25.10.03 07:59/ 25.10.03 09:59/ 25.10.03 11:11/ M1.5 25.10.03 10:35
0,25
Fa(Мк)
0,2
0,15
0,1
0,05
0
300
500
700
900
1100
B(Гс)
1300
1500
1700
1900
Функция распределения дисбаланса магнитного потока (в 10e22 Mk) по
величине поля до и после М1.5 25.10.03 10:35
25.10.03 07:59/ 25.10.03 09:59/ 25.10.03 11:11/ M1.5 25.10.03 10:35
0
-0,1
Im(Мк)
-0,2
-0,3
-0,4
-0,5
-0,6
-0,7
-0,8
300
500
700
900
1100
B(Гс)
1300
1500
1700
Изменения со временем среднего значения дисбаланса магнитного
потока (в 10e22 Mk)
CME
Mean
Flare C.M.X
0,1
M2.4 M3.2 M2.7
M1.7 M1.5
MIm
0
-0,1
-0,2
-0,3
-0,4
21,5
22
22,5
23
23,5
24
24,5
DATE (DD.DDD)
25
25,5
26
26,5
Изменения со временем стандартного отклонения от среднего
значения дисбаланса магнитного потока
Standart deviation
M2.4 M3.2 M2.7
CME
Flare C.M.X
0,3
M1.7 M1.5
DIm
0,25
0,2
0,15
0,1
21,5
22
22,5
23
23,5
24
DATE (DD.DDD)
24,5
25
25,5
26
26,5
Изменения со временем асимметрии функции распределения
дисбаланса магнитного потока
CME
Skewness
M2.4 M3.2 M2.7
Flare C.M.X
M1.7 M1.5
3
2,5
AsIm
2
1,5
1
0,5
0
21,5
22
22,5
23
23,5
24
24,5
DATE (DD.DDD)
25
25,5
26
26,5
Изменения со временем эксцесса функции распределения
дисбаланса магнитного потока
CME
Kurtosis
M2.4 M3.2 M2.7
Flare C.M.X
15
M1.7 M1.5
ExIm
10
5
0
-5
21,5
22
22,5
23
23,5
24
DATE (DD.DDD)
24,5
25
25,5
26
26,5