Дослідження циклічності магнетизму Сонця в межах теорії макроскопічної магнітогідродинаміки

Криводубський, В.М. (2019). Дослідження циклічності магнетизму Сонця в межах теорії макроскопічної магнітогідродинаміки. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, (60), 22–32. https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2019.60.22-32

Із середини 70-х рр. минулого століття в Астрономічній обсерваторії Київського національного університету імені Тараса Шевченка започатковано новий напрям теоретичних досліджень еволюції глобального магнетизму Сонця в межах макроскопічної МГД. У роботі наведено підсумки вивчення процесів генерації і перебудови великомасштабного (глобального) магнітного поля на основі моделі αΩ-динамо з урахуванням нових турбулентних ефектів, відкритих у теорії макроскопічної МГД, і даних геліосейсмологічних експериментів про внутрішнє обертання Сонця.
Установлено, що різкий радіальний градієнт турбулентної швидкості в нижній половині сонячної конвективної зони (СКЗ) приводить до зміни знаку азимутальної компоненти параметра спіральності α, у результаті чого поблизу дна СКЗ відбувається формування відносно тонкого шару негативного α-ефекту. Знайдено, що шар негативного α-ефекту разом зі знаком радіального градієнта кутової швидкості, виявленим у геліосейсмологічних експериментах, дозволяє пояснити напрямок міграції динамо-хвиль на сонячній поверхні. Розраховано магнітне насичення α-ефекту (альфа-квенчінг) у глибоких шарах СКЗ. Запропоновано пояснення затяжної тривалості 23-го сонячного циклу, яка становила близько 13 років. Для цього використано спостережені дані про суттєве зростання річного модуля магнітних полів сонячних плям у 23-му циклі. Розрахована північно-південна асиметрія структури глобального магнітного поля надає можливість пояснити феномен уявного магнітного "монополя", який спостерігається під час переполюсовок полярного магнетизму. Знайдено, що величини турбулентної електропровідності й турбулентної магнітної проникності сонячної плазми суттєво менші відповідних газокінетичних параметрів. Тому турбулентна дисипація сонячних магнітних полів підсилюється на 4–9 порядків величини порівняно із класичною омічною дисипацією. Досліджено макроскопічний турбулентний діамагнетизм сонячної плазми. Знайдено, що в нижній частині СКЗ турбулентний діамагнетизм діє проти магнітної плавучості, виконуючи таким чином роль "негативної магнітної плавучості". У результаті балансу ефектів магнітної плавучості й турбулентного діамагнетизму у глибинах СКЗ формується шар заблокованого магнітного поля величиною ≈ 3000 Гс. Досліджено турбулентну адвекцію магнітного поля в неоднорідній за густиною плазмі СКЗ. Знайдено, що в нижній половині СКЗ приекваторіального домену турбулентна адвекція спрямована догори. У результаті сумісної дії магнітної плавучості й турбулентної адвекції глибинні сильні тороїдальні поля виносяться на поверхню Сонця в широтній "королівській зоні" сонячних плям. Відзначено роль горизонтального турбулентного діамагнетизму в забезпеченні тривалої стабільності сонячних плям. Для пояснення спостереженого явища подвійних максимумів циклу сонячних плям розроблено сценарій, що містить генерацію магнітного поля в тахокліні біля дна СКЗ і наступне винесення цього поля із глибинних шарів на поверхню в широтній "королівській зоні". Відзначено роль радіального омега-ефекту у променистій зоні в поясненні спостереженої асиметрії амплітуди двох сусідніх 11-річних циклів сонячних плям.