Магнітні поля сонячних плям у 24-му циклі сонячної активності

Лозицька, Н. (2018). Магнітні поля сонячних плям у 24-му циклі сонячної активності. Вісник Київського національного університету імені Тараса Шевченка. Астрономія, (58), 11–16. https://doi.org/10.17721/BTSNUA.2018.58.11-17

Порівнюються дані візуальних вимірювань магнітного поля в тіні сонячних плям, отримані в чотирьох обсерваторіях протягом 24-го циклу сонячної активності. Проаналізовано модулі напруженості магнітного поля із усередненням по кожній обсерваторії. Базовими в дослідженні взято вимірювання в Астрономічній обсерваторії Київського університету (KAO), де 170 плям були виміряні в середньому 4 рази кожна з інтервалом 1–2 доби за проходження групи диском Сонця. Для порівняння з даними KAO використано вимірювання обсерваторій Уральської, Кримської та Маунт Вілсон, які виконані в межах 24 год від часу спостережень у KAO. Середні за цикл значення магнітного поля плям, отримані за даними трьох обсерваторій, УрАО, КрАО і КАО, становили 26.0 ± 0.3, 25.0 ± 0.2 та 25.2 ± 0.2 сТл, відповідно. Вони відрізняються між собою не більше ніж на 3 стандартні похибки, тоді як обсерваторія Маунт Вілсон дає достовірно нижче середнє магнітне поле – 23.8 ± 0.1 сТл. Цей результат підтверджує висновки роботи R. Rezaei et al., 2015, де порівнюються візуальні вимірювання в Маунт Вілсон з даними Tenerife Infrared Polarimeter (TIP) та Facility InfRared Spectropolarimeter (FIRS) у 23–24-му циклах сонячної активності: середнє значення магнітного поля за спостереженнями TIP і FIRS у 24-му циклі дорівнює 26.0 сТл, що незначно вище отриманого нами з візуальних спостережень трьох обсерваторій, тоді як MtW показує на кілька сантитесла менше. Середньоквадратична похибка середнього за цикл магнітного поля за даними TIP та FIRS становить 0.2 сТл, тому різниця з MtW достовірна. Заниження виміряної напруженості магнітного поля плям у Маунт Вілсон потребує перегляду калібровки вимірювань. Для обчислення щорічного індексу Bsp магнітних полів сонячних плям розміром 22–44 Мм традиційно використано дані візуальних вимірювань усіх чотирьох обсерваторій. Отримано, що варіації магнітного поля сонячних плям мають характерний для попередніх циклів пік на другий – третій рік після максимуму кількості плям. Середній за 24-й цикл індекс Bsp дорівнює 24.9 ± 0.3 сТл, що свідчить про те, що цей цикл є помірно сильним. Зменшення магнітного поля сонячних плям у 2018 р. до 23 сТл дає підставу очікувати у 2019 р. найбільший за півстоліття приземний рівень галактичних космічних променів.