Криводубський, Валерій НикифоровичВалерій НикифоровичКриводубський2026-05-282026-05-282020Krivodubskij, V. (2020). On sunspot “royal zone” and two maxima of solar cycle. Bulletin of Taras Shevchenko National University of Kyiv. Astronomy, (62), 23–34. https://doi.org/10.17721/btsnua.2020.62.23-34УДК 523.9810.17721/BTSNUA.2020.62.23-34https://ir.library.knu.ua/handle/15071834/22160Циклічна 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 [28], 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 зоні". 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.Cyclic regeneration of the large-scale magnetic field of the Sun underlies all the phenomena known collectively as "solar activity". The sunspot cycle is arguably the best known manifestation of the solar magnetic cycle. We outlined here the scenario of reconstructing of toroidal magnetic field in the solar convection zone (SCZ), which, on our opinion, may help to understand why magnetic fields rise to the solar surface only in the sunspot "royal zone" and what is reason of the phenomenon of double maximum of sunspots cycle. The effect of magnetic pumping (advection) caused by radial inhomogeneity of matter with taking into account Sun's rotation [28], in conjunction with deep meridional circulation, play a key role in proposed scenario. Magnetic buoyancy constrains the magnitude of toroidal field produced by the Ω effect near the bottom of the SCZ. Therefore, we examined two "antibuoyancy" effects: macroscopic turbulent diamagnetism and magnetic advection caused by radial inhomogeneity of fluid density in the SCZ, which we call as the ∇ρ effect. The Sun's rotation substantially modifies the ∇ρ effect. The reconstructing of the toroidal field was examined assuming the balance between mean-field magnetic buoyancy, turbulent diamagnetism and the rotationally modified ρ effect. We found that the reconstructing of large-scale magnetism develops differently in the near-polar and equatorial domains of the SCZ. In the near-polar domain, two downward pumping effects (macroscopic diamagnetism and rotational pumping) act against magnetic buoyancy and, as a result, they neutralize magnetic buoyancy and block the toroidal field (which is generated by the Ω effect) near the tachocline. Therefore, these two antibuoyancy effects might be the reason why sunspots at the near-polar zones are never observed. In other words, strong deep-seated fields at high latitudes may well be there, but they not produce sunspots. At the same time, in the deep layers of the equatorial domain, the rotational turbulent pumping due to the latitudinal convection anisotropy changes its direction to the opposite one (from downward to upward), thereby facilitating the migration of the field to the surface. We call this transport as first (upward) magnetic advection surge. The fragments of this floating up field can be observed after a while as sunspots at latitudes of the "royal zone". Meanwhile, a deep equator-ward meridional flow ensures transporting of deep-seated toroidal field, which is blocked near pole in tachocline, from high latitudes to low ones where are favourable conditions for the floating up of the strong field. Here this strong belated field is transported upward to solar surface (the second upward magnetic advection surge). Ultimately, two time delayed upward magnetic surges may cause on the surface in the "royal zone" the first and second maxima of sunspots cycle.enсонячні плямикоролівська зонасонячний циклмагнітні полятурбулентна конвекціямагнітна плавучістьтурбулентна магнітна накачкамеридіональна циркуляціяSunspotsroyal zonesolar cyclemagnetic fieldsturbulent convectionmagnetic buoyancyturbulent magnetic pumpingmeridional circulationСтаття