Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, №. 62, c. 23-34 (2020)
ПРО “КОРОЛІВСЬКУ ЗОНУ” СОНЯЧНИХ ПЛЯМ І ПОДВІЙНИЙ МАКСИМУМ СОНЯЧНОГО ЦИКЛУ
B. Криводубський, д-р фіз.-мат. наук
Київський національний університет імені Тараса Шевченка
Абстракт
Циклічна регенерація крупномасштабного магнітного поля Сонця лежить в основі всіх явищ, відомих під загальною назвою “сонячна активність”. Цикл сонячних плям, можливо, є найвідомішим проявом сонячного магнітного циклу. Ми окреслили сценарій перебудови тороїдального магнітного поля в сонячній конвективній зоні (СКЗ), який, на наш погляд, може допомогти зрозуміти, чому магнітні поля піднімаються до поверхні Сонця лише в “королівській зоні” сонячних плям і що є причиною явища подвійного максимуму циклу сонячних плям. Ефект турбулентного магнітного накачування (адвекції), викликаний радіальною неоднорідністю речовини з урахуванням обертання Сонця, у поєднанні з глибокою меридіональною циркуляцією, відіграє ключову роль у запропонованому сценарії. Магнітна плавучість обмежує величину тороїдального поля, що генерується Ω-ефектом біля дна СКЗ. Тому ми розглянули два ефекти “антиплавучості”: макроскопічний турбулентний діамагнетизм і турбулентну магнітну адвекцію, спричинену радіальною неоднорідністю густини плазми в СКЗ, яку ми називаємо ∇ρ-ефектом. Обертання Сонця істотно модифікує ∇ρ-ефект. Було досліджено перебудову тороїдального поля з урахуванням балансу між магнітною плавучістю середнього поля, турбулентним діамагнетизмом і ∇ρ-ефектом, який був модифікований обертанням. Ми виявили, що перебудова великомасштабного магнетизму по-різному розвивається у приполярному та екваторіальному доменах СКЗ. У приполярному домені два ефекти накачування вниз (макроскопічний діамагнетизм і ротаційна накачка) діють проти магнітної плавучості; і, як результат, нейтралізують магнітну плавучість і блокують тороїдальне поле (яке породжується Ω-ефектом) поблизу тахокліну. Тому ці два ефекти антиплавучості можуть бути причиною того, чому сонячні плями у приполярних зонах ніколи не спостерігаються. Іншими словами, глибоко вкорінені сильні поля у високих широтах цілком можуть бути там, але вони не породжують сонячні плями. Водночас у глибоких шарах екваторіального домену ротаційна турбулентна накачка завдяки широтній анізотропії конвекції змінює свій напрямок на протилежний (знизу догори), полегшуючи тим самим міграцію поля на поверхню. Ми називаємо це перенесення першим (висхідним) сплеском магнітної адвекції. Фрагменти спливаючого поля можна спостерігати через деякий час як сонячні плями на широтах “королівської зони”. Спрямований до екватора глибинний меридіональний потік забезпечує перенесення глибоко вкоріненого тороїдального поля, яке заблоковане біля полюса в тахокліні, з високих широт у низькі, де існують сприятливі умови для спливання сильного поля. Тут це запізніле сильне поле переноситься вгору на сонячну поверхню (другий сплеск магнітної адвекції вгору). У підсумку два спрямовані догори магнітні сплески, що виявилися затриманими в часі, можуть спричинити на поверхні в “королівській зоні” перший і другий максимуми циклу сонячних плям.
Ключові слова
Сонячні плями, “королівська зона”, сонячний цикл, магнітні поля, турбулентна конвекція, магнітна плавучість, турбулентна магнітна накачка, меридіональна циркуляція.