Source: http://www.programma.x-pdf.ru/16astronomy/40669-5-vserossiyskaya-ezhegodnaya-konferenciya-mezhdunarodnim-uchastiem-solnechnaya-solnechno-zemnaya-fizika-trudi-sankt-peterburg-sb.php
Timestamp: 2019-04-24 12:55:46+00:00

Document:
There are two main geoeffective manifestations of solar activity whose variability is important for the Earth’s climate: solar electromagnetic radiation and solar corpuscular emissions. In the present paper we are dealing with the longterm variations in solar electromagnetic radiation (the solar irradiance).
Sun emits electromagnetic radiation in a wide range of wavelengths - from extreme ultraviolet to infrared. The integrated energy entering the terrestrial atmosphere, measured in W/m, is referred to as Total Solar Irradiance (TSI). For quite a long time, TSI has been regarded as constant, and has been even known as “the solar constant”.
2. TSI measurements Space-borne measurements of TSI began in 1978 with the Hickey-Frieden radiometer  aboard the NOAA/NASA mission Nimbus-7, followed by the ACRIM experiment aboard the Solar Maximum Mission. The most important result from them is that the “solar constant” is not constant but varies on different time scales, from minutes to decades, being maximum in sunspot maximum and minimum in sunspot minimum . Though sunspots are dark areas on the solar surface and cause reduction of TSI on day-to-day basis, the variations of their number and area in the ~11-year solar cycle are accompanied by variations of the number and area of bright faculae which more than compensate the darkening due to sunspots, and as a result TSI is higher in sunspot maximum than in sunspot minimum .
TSI has been measured by a number of instruments covering partly overlapping periods. They all show the solar cycle variations in TSI, but their results are quite different in terms of both absolute levels and trends. Even for one single instrument, the trend may be not reliable because of instrument-related factors like calibration, sensor degradation with time, etc. Therefore, combining the various data sets into a single time series is quite difficult and controversial. The basic disagreement among the published composites [4–6] important for evaluating solar contributions to climate change, is in long-term trends: some composites show decrease in TSI from cycle to cycle, others show increase, or no significant trend.
The differences are even bigger in estimates of TSI over longer periods with no instrumental measurements when proxies are used to reconstruct the irradiance. Reconstructions of TSI since the Maunder minimum in the second half of the 17th century, when the Sun was extremely inactive and Europe experienced the “Little Ice Age”, estimate values of TSI from equal to the ones during the last 2008–2009 solar minimum [7, 8] to almost 6 W/m2 lower .
The basic assumption in reconstructing variations of TSI is that all changes in the solar irradiance on time scales longer than hours are entirely caused by changes in the solar surface magnetic flux which can be traced through surface features, such as spots, faculae, ephemeral regions . TSI is then determined by the darkening due to sunspots, plus brightening due to faculae and ephemeral regions, plus the contribution of the “quiet Sun” considered constant. Information on the surface coverage by each component and its evolution in time is best provided by direct measurements of the solar photospheric magnetic fields, i.e. by the full-disc magnetograms, but they are also available for a limited period – less than 40 years. For earlier times, records of sunspot number and areas are used. There are no long records of ephemeral areas, and sunspot and facular areas have been measured only since 1874 so before that all their fluxes are estimated based on empirically found ratios with the sunspot number for a recent period when all values are available from measurements .
Moreover, this nonlinear relation itself depends on the sunspots’ magnetic field (Fig.3), so it is not correct to estimate by how much a number of sunspots decrease TSI without information about their magnetic fields. The average sunspot magnetic field in cycle 20–23 used in Fig.3 is from a composite historical synoptic data set described in .
The most important problem is the estimation of the area of bright faculae whose contribution to TSI is calculated to be about 50% higher than the one of sunspots . In reconstructions of TSI for longer periods , the facular area value is based on the correlation found between the facular and sunspots areas in cycle 22 . However, this correlation is not constant either. It varies with solar magnetic fields as the cycle progresses  and from cycle to cycle [17, 18].
As a result, the amplitudes of the 11-year solar cycles as measured by the facular and sunspots areas are not well correlated .
Therefore, to be able to correctly reconstruct TSI, we need information about the magnitude and evolution of solar magnetic fields. There are no longterm records of solar magnetic fields, but we have found that geomagnetic recСолнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября ords reflect the variations of the sunspot magnetic fields: the geomagnetic activity “floor” (the value below which geomagnetic activity cannot fall even in the lack of any sunspots) in a sunspot cycle is proportional to the sunspot magnetic field in the sunspot cycle minimum, and the rate of increase of geomagnetic activity with increasing number of sunspots is proportional to the rate of increase of sunspot magnetic field from cycle minimum to cycle maximum . These correlations can be used to reconstruct the solar magnetic fields and to account for their variations in reconstructions of long term (cycle to cycle) variations of total solar irradiance. Here we use the aa-index of geomagnetic activity and the international sunspot number for the period since 1868, and the ESAI data base of Extended Solar Activity Indices  for earlier periods to estimate the solar magnetic fields as described in , and we regress them to the ACRIM  composite TSI series to derive the correlations between sunspot magnetic fields and TSI, and to estimate the long term (cycle to cycle) variations of TSI.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября the interplay between the variations of the darkening determined by the total area and magnetic field in sunspots, and the brightening determined by the total area and magnetic field in facular and ephemeral regions. As pointed out in [16– 18], the ratio between the two quantities varies, and the maximum in the area of faculae which is about 50% more important for TSI than the sunspot area, does not coincide with the sunspot area maximum. As a result, the increase in TSI lasted until cycle 21 (1976–1985), unlike sunspot number which began decreasing about 20 years earlier after a maximum in cycle 19.
–1712), TSI has increased by about 3 W/m2, and since the deepest part of the Maunder minimum (not shown), the increase is about 7 W/m2, in good agreement with the results of  and much more than the estimations of .
Total solar irradiance reconstructions calculated taking into account the evolution of sunspot magnetic fields estimated from geomagnetic data demonstrate that TSI has increased by 0.6 W/m2 between a minimum in sunspot cycle 12 in the end of the 19th century and a maximum in cycle 21 in the second half of the 20th century. The increase of TSI since the early 18th century (the end of the Maunder minimum) was about 3 W/m2, and since the deepest part of the Maunder minimum – about 7 W/m2. These estimates support the TSI reconstructions showing much higher TSI variability, and consequently much bigger solar influences on climate variability than accounted for in popular models.
It should be noted that solar electromagnetic radiation is only one of the solar agents affecting climate. Another one is the solar wind – the ever expanding solar corona filling the whole heliosphere with solar plasma and embedded magnetic fields. Its role in climate change is a subject of extensive research, but is not yet fully understood, and its contribution is included in only a few atmospheric models.
1. Hickey J.R. et al., Science, 208, 281, 1980.
2. Willson R.C. and Hudson, H.S., Astrophys. J., Part 2, 244, L185, 1981.
3. Chapman G.A. et al., Ap. J., 482, 541, 1997.
4. Willson. R.C. and Mordvinov A.V., Geophys. Res. Lett., 30, 1199, 2003.
5. Frhlich C., Space Sci. Rev., 125, 53, 2006.
6. Dewitte S. et al., Sol. Phys., 224, 209, 2004.
7. Lockwood, M., Nat. Clim. Change, 1, 98, 2011.
8. Schrijver, C.J. et al., Geophys. Res. Lett., 38, L06701, 2011.
9. Shapiro, A.I. et al., Astron. Astrophys., 529, A67, 2011.
10. Krivova N. and Solanki S., In: F.-J. Luebken (Ed.), CAWSES, 2013, XXI.
11. Solanki S. et al., A&A, 383, 706, 2002.
12. Nagovitsyn, Yu.A. et al., Astrophys. J. Lett., 758, L20, 2012.
13. Abdussamatov, H.I., Bull. Astron. Inst. Cz., 24, 118, 1973.
14. Nicholson, S.B., PASP, 45, 51, 1933.
15. Pevtsov A.A. et al., Astrophys. J. Lett. 742, L36-L39, 2011.
16. Chapman, G.A. et al., Astrophys. J., 482, 541, 1997.
17. Foukal P., Solar Phys., 148, 219, 1993.
18. Chapman G.A. et al., Solar Phys. 289, 3961, 2014.
20. Nagovitsyn Yu. et al., Solar Phys., 224, 103, 2004.
21. Krivova, N.A. et al., J. Geophys. Res., 115, A12, A12112, 2010.
22. Cliver E.W. et al., Geophys. Res. Lett., 25, 1035, 1998.
23. Kirov B. et al., this volume, 2014.
The published results of polar coronal hole observation on RATAN-600 in comparison with the similar results received on different radio telescopes on the basis of microwave range observations are discussed. Concurrence average bright temperatures coronal holes on the quiet Sun with bright temperatures of polar coronal holes on distance of the several 100-th radius of the Sun from its limb on close waves testifies to identity of the physical processes happening in polar coronal hole and coronal holes, located on a disk of the quiet Sun during the minimum of solar activity.
1. Введение Солнечный ветер – потоки высокоэнергичных заряженных частиц, распространяющихся от Солнца за границы солнечной системы. В настоящее время, в частности, принято считать, что источниками солнечного ветра, являются корональные дыры (КД) на спокойном Солнце и полярные корональные дыры. Последние всегда видны в периоды минимальной солнечной активности, т.к. в это время преобладает вращательно ориентированная дипольная компонента магнитного поля. Впервые наблюдения КД за лимбом были выполнены Вальдмайером  в зелёной линии 5303А на коронографе Цюрихской обсерватории. Существенный прогресс в изучении КД начался в 1973–1974 гг. со времени наблюдений на космических аппаратах в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В настоящее время термин «корональная дыра» применяется к областям на Солнце со следующими характерными особенностями: в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазоне (3–60 ) эти области наблюдаются как наиболее тёмные участки на поверхности Солнца, т.е. как места с пониженной плотностью и температурой, и наименее интенсивные над солнечным лимбом.
Это области в общем униполярные с открытой конфигурацией магнитного поля .
Первые наблюдения в радиодиапазоне были выполнены в КРАО на радиотелескопе РТ-22 на волнах 8.2 и 13.5 мм (1974–1977) и в Австралии (CSIRO) на радиотелескопе диаметром 4 м на волне 3.5 мм (1977 г.) [3, 4].
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Наблюдения обнаружили повышение интенсивности радиоизлучения в области полюса Солнца в годы минимума солнечной активности. Впоследствии исследование повышения и понижения интенсивности радиоизлучения над полярной областью Солнца с большей точностью выполнены на радиотелескопе диаметром 14 м на волнах 8 мм и 3.4 мм в Финляндии (Metsahovi Radio Observatory) [5–7]. Наблюдаемые полярные радиоуярчения на этих волнах отождествлены с областями депрессии в UV и X-ray излучении и с более яркими областями в линии HeI 10830 A . В работе  отмечается, что в основном повышение яркости в полярной области в миллиметровом диапазоне длин волн коррелирует с группами полярных факелов и ярких структур (основания плюмов и некоторых других деталей).
В сантиметровом диапазоне длин волн (1.8–30.7) см радиоизлучение КД на поверхности Солнца исследовалось в работах, выполненных на радиотелескопах БПР и РАТАН-600 . Было показано, что области пониженной радиояркости Солнца на волнах (6–31.6) см отождествляются с областями пониженной температуры и плотности на поверхности Солнца в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах. С другой стороны, эти области отождествляются с яркими областями на Солнце в линии HeI 10830.
2. Наблюдения КД над северной полярной областью Солнца Наблюдения КД за лимбом над северной полярной областью Солнца были выполнены на северо-восточной части радиотелескопа РАТАН-600 [9, 10, 11] на волнах 1.03–31.6 см во время максимальной фазы (Ф = 0.988) солнечного затмения 29.03.2006 г. (рис. 1). Согласно этим наблюдениям, в период минимальной солнечной активности впервые в радиодиапазоне были получены распределения яркостной температуры и электронной концентрации над полюсом северной полярной области Солнца на волнах = (1.03, 1.38, 2.7, 6.2, 6.3, 13, 30.7) см на расстояниях от 1-го до 2-х радиусов Солнца от центра его оптического диска [11–15]. Найденные электронные концентрации над полярной областью за лимбом Солнца сравнивались с результатами измерений, полученными в белом свете . Установлено, что распределение электронной концентрации на расстояниях от лимба Солнца до 2 Rs по данным измерений на волнах 1.03 см и 1.38 см близко к распределениям, полученным в белом свете в эпоху минимальной солнечной активности [15, 16].
Сравнение результатов измерений яркостных температур над полярной корональной дырой с температурами корональных дыр на фоне спокойного Солнца выявило резкое падение яркостной температуры радиоизлучения в КД, начиная примерно с = 6 см [8, 12–15] как в том, так и в другом случаях.
Сравнение результатов измерений яркостных температур вблизи лимба Солнца во время затмения с температурами КД на поверхности спокойного Солнца, полученными ранее на РАТАН-600 на близких волнах [8, 15], показало практическое совпадение яркостных температур КД. Этот факт означает, что свойства полярной корональной дыры над северным полюсом Солнца идентичны свойствам корональных дыр, расположенных вне полярных областей на фоне спокойного Солнца, которые исследовались ранее с помощью РАТАН-600 .
1. В ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазоне (3–60 ) области, отождествлённые с корональными дырами, наблюдаются как наиболее тёмные участки на поверхности Солнца, т.е. как места с пониженной плотностью и температурой .
2. Области КД в общем униполярные с открытой конфигурацией магнитного поля .
3. В линии HeI 10830 области, отождествлённые с КД, являются областями с повышенной яркостью [2, 5–7].
4. В полярных областях Солнца в период минимума солнечной активности в миллиметровом диапазоне длин волн, как правило, наблюдается повышение интенсивности радиоизлучения (редко понижение интенсивности излучения) [4–7].
5. В сантиметровом диапазоне длин волн КД на Солнце наблюдаются как области пониженной интенсивности [8, 12–14]. Радиоизлучение полярных областей Солнца в сантиметровом диапазоне длин волн в период минимума солнечной активности наименее интенсивное [12–14].
1. Waldmeier M. Synoptishe Karten der Sonnenkorona // Z. Astrophys., v. 38, p. 219, 1956.
2. Cranmer S. Coronal Holes // Living Rev. Solar Phys. v. 6, p. 3, 2009.
3. Babin A. N. et al. Intensification of magnetic fields, millimeter-range radio brightness, and H-alpha activity in polar regions on the sun/ / Izv. Krymsk. Astrofis. Obs., v. 55, p. 3, 1976.
4. Efanov V.A. et al. Radio emission of the solar polar regions at millimeter wavelengths// In : Kundu M.R., Gergely T.E. (eds) Radio Physics of the Sun, Reidel, Dordrecht, p.141, 1980.
5. Pohjolainen S. On the origin of the polar radio brightenings of short millimeter wavelengths // Astron. Asrophys. Suppl. Ser. V. 361, p. 349, 2000.
6. Pohjolainen S. et al. Comparison of 87 GHz solar polar structures with EUV and soft Xray emission // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. V. 143, p. 227, 2000.
7. Riehokainen A. et al. Millimeter – radio, SOHO/EIT 171 A features and the polar faculae in the polar zones of the Sun // Astron.Astrophys. V. 366, p. 676, 2001.
8. Borovik V.N., Kurbanov M.S., Livshits M.A., and Ryabov B.I. Coronal holes against the quiet-Sun background: an analysis of RATAN-600 observations in the 2-32 cm wavelength range // Sov. Astron. V. 34. P. 522. 1990.
9. Golubchina O.A., Golubchin G.S. Metod estafeti // Astrofiz. Issled. (Izv. Spets. Astrofiz.
Obs.), No. 14, p. 125. 1981.
10. Голубчина О.А. Специальные наблюдения Солнца на радиотелескопах БПР и РАТАН-600 // Palmarium Academic Publishing (ISBN-13: 978-3-659-98306-1). 2013.
11. Golubchina O.A., Bogod V.M., Korzhavin A.N., Bursov N.N., Tokhchukova S. Centimeter-wave radio emission of a high-latitude prominence // Astrophys. Bull. V. 63. No. 1.
12. Golubchina O.A., and Korzhavin A.N., and Tokhchukova S. Brightness temperature distribution in solar corona based on RATAN-600 observations of the maximum phase of March 29, 2006 solar eclipse // Astrophys. Bull. V. 66. No. 4. P. 488–495. 2011.
13. Golubchina O.A., and Korzhavin A.N. Distribution of centimeter-wave brightness temperature of solar polar region // Astrophys. Bull. V. 68. No. 2. P. 219–225. 2013a.
14. Golubchina O.A., and Korzhavin A.N. Comparative Analysis of the Distributions of Brightness Temperatures in the Solar Polar Region Based on Observational Data Obtained with RATAN-600 in the Microwave Range during the Solar Eclipse of March 29, 2006 // Geomagnetism and Aeronomy. V. 53. No. 6. P. 1025–1029. 2013b.
15. Golubchina O.A., and Korzhavin A.N. Brightness Temperatures and Electron Density in the Solar Polar Coronal Region on the Basis of MW Observations // Geomagnetism and Aeronomy. V. 54. No. 8. 2014.
16. Zheleznyakov V.V. Radioizluchenie Solntsa i planet (Radioemission of the Sun and Planets). Moscow: Nauka. 1964.
17. Pasachoff, J.M., Rusin, V., Druckmuller, M., and M. Saniga, M. Fine structure in the white-light solar corona at the 2006 eclipse // The Astrophysical Journal, 665, pp.824– 829, 2007.
0.059 RSun width — under the bottom boundary of the tachocline.
0.0005 RSun, содержание гелия в конвективной зоне YCZ = 0.2485 ± 0.0034, а также профиль скорости звука в лучистой зоне и нижней части конвективной зоны с относительной погрешностью порядка 5·10–4. Современные эволюционные модели Солнца, как правило, удовлетворяют этим ограничениям. В частности, они включают в себя диффузионную эволюцию химического состава — механизм, способный за время жизни Солнца t = 4.6 млрд лет уменьшить содержание гелия в конвективной зоне от его начальной величины, принимаемой Y0 0,28, до YCZ.
Рис. 1. Относительная разность квадрата скорости звука в Модели S и гелиосейсмологической инверсии (Воронцов, 2013) «Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Профиль скорости звука в эволюционных моделях Солнца также неплохо согласуется с гелиосейсмологическими данными, но за исключением области под конвективной зоной. Пример такого несоответствия для эволюционной Модели S (Model S, ) показан на рис. 1.
Целью данной работы является попытка согласовать теоретический и гелиосейсмологический профили скорости звука под конвективной зоной.
Здесь ni и Vi — объемная концентрация и скорость диффузионного дрейфа соответственно для i-го компонента смеси, P и T — давление и температура, i, i, ii — коэффициенты баро-, термо- и концентрационной диффузии соответственно, ik — коэффициенты взаимного влияния диффузионных потоков элементов. Все величины являются функциями от времени t и радиуса r. Распределение давления, температуры, радиус и светимость Солнца как функции времени в наших расчетах заданы Моделью S и считаются известными. Расчет ведется от первоначально однородного состояния (соответствующего модели ZAMS — zero-age main sequence star) до момента t = 4.6 млрд. лет. Граничными условиями принимаются условия равенства нулю диффузионных потоков на границах модели. Заметим, что в выражении (1) член с градиентом концентрации определяет, насколько быстро в системе выравниваются неоднородности химического состава. Используя это свойство, мы применяем коэффициент KD для ввода в расчет зон перемешивания. В лучистой зоне он равен единице — градиент содержания выравнивается только за счет концентрационной диффузии. Перемешивание в конвективной зоне происходит с характерным временем, меньшим в 1011–1012 раз характерного времени диффузии, что приводит к практически моментальному выравниванию химического состава по всей конвективной зоне. Здесь мы полагаем KD 1. Для нахождения коэффициентов диффузии в (1) мы используем схему Мишо и Профитта , принятую и в МодеСолнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября ли S. Контрольные расчеты показали, что мы можем воспроизвести эволюцию химического состава в модели S с точностью до третьей значащей цифры.
2.2. Области дополнительного перемешивания под конвективной зоной Солнца Скорость звука c связана через выражение для частоты плавучести (частоты Брента-Вяйсяля) N2 с градиентом температуры и градиентом содержания водорода по массе X.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Полагая, что невязка скорости звука (рис. 1) вызвана вариацией химического состава в этой области, мы из (2) получаем «гелиосейсмологический» профиль dX/dr под конвективной зоной для современного Солнца (рис. 2б).
Варьируя в эволюционном расчете коэффициент перемешивания KD из (1), оказалось возможным получить при t = 4.6 млрд. лет такой профиль dX/dr, который соответствует «гелиосейсмологическому» во всем исследуемом диапазоне r за исключением узкой области, непосредственно примыкающей к границе конвективной зоны (рис. 2б). Здесь, как мы полагаем, невязка скорости звука может быть объяснена совокупным действием градиента содержания водорода и градиента температуры.
0.037 радиуса Солнца, простирается от границы конвективной зоны до нижней границы солнечного тахоклина , перемешивание в ней примерно в шесть раз интенсивнее концентрационной диффузии. Вторая, размером в 0.059 радиуса Солнца, находится под первой, перемешивание в ней по своей интенсивности примерно равно концентрационной диффузии.
1. Возможно построить такую эволюционную последовательность содержания водорода по массе Х(t, r), которая при t = 4.6 млрд. лет удовлетворяет гелиосейсмологическим данным.
2. Под областью солнечного тахоклина есть область слабого и равномерного перемешивания (шириной около 0.06 RSun), хорошо описывающаяся эволюционным профилем Х.
3. Точка максимума градиента Х находится на границе солнечного тахоклина, она ограничивает зону мягкого овершутинга шириной около 0.04 RSun, расположенную под конвективной зоной.
1. S. Basu, H.M. Antia, Astrophys. J., 606, L85 (2004).
2. J. Christensen-Dalsgaard et al., Science, 272, 1286 (1996).
3. G. Michaud, C.R. Proffitt, ASP Conf. Ser. 40, 137 (1993).
4. J. Christensen-Dalsgaard, M.J. Thompson in: “The solar tachocline”, p.53 (2007).
The influence of stationary magnetic holes on the bow shock wave due to the increase of the proton density at first is considered. Then looking to the effect of the solar wind magnetic cloud on the terrestrial magnetosphere using the framework of ideal MHD the interaction of a rotational discontinuity with the Earth’s bow shock is studied. As a result of that interaction a plateau in the density of protons and a depressed magnetic pressure is formed in the magnetosheath. A new mechanism for the occurrence of two differently directed slow shock waves and unstable contact discontinuity is proposed. The collisions between MHD discontinuities are considered as a particular cases of the Riemann-Kotchine problem concerning the splitting of an arbitrary discontinuity.
I. Магнитное облако (МО) и стационарная структура с постоянным давлением (PBS) типа магнитной дыры (МД) рассматриваются как физически устойчивые плазменные модели в потоке солнечного ветра. Эти структурные области возмущений солнечного ветра, характеризующиеся сильным, как в случае МО, или слабым, как в случае МД, регулярным магнитным полем по сравнению со средней интенсивностью поля в окружающем потоке солнечного ветра, обнаружены прямыми измерениями магнитного поля на космических аппаратах (КА), и вот уже более 30 лет активно изучаются. Первоначально их возникновение связывалось с наблюдением солнечных плазмоидов. Основная характеристика МД – падение величины магнитного поля внутри МД не менее чем на 50%, и они являются структурами постоянного полного давления.
Основные особенности МО, извергаемых из Солнца и распространяющихся через плазму солнечного ветра, – наличие сильного магнитного поля, плавное вращение направления магнитного поля при переходе через границу и малое значение величины температуры протонов.
Эти структуры достаточно хорошо описываются в рамках магнитной гидродинамики (МГД) .
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Границы МД чаще всего наблюдаются как тангенциальные разрывы (ТР). К разрывному представлению о границе МО можно также применять МГД модель стационарного тангенциального разрыва. Наряду с этим рассматривают в качестве границы МО и вращательные разрывы (ВР). Такая неоднозначность в определении границ вызвана тем, что данные измерений на КА не всегда позволяют отличить ВР от ТР.
Таким образом, границами МД и МО можно считать так называемые «разрывы направления» (DD) – тангенциальные или вращательные (альфвеновские) разрывы, на которых направление магнитного поля претерпевает разрыв.
Известно, что эволюционируя, по мере переноса их в солнечном ветре, МД и МО сохраняют свою форму на расстояниях до 1 а.е. и могут взаимодействовать с системой головная ударная волна (ГУВ) – магнитосфера Земли, вызывая различные возмущения.
Как известно, геоэффективность структур, порождаемых солнечным ветром, связана с долговременным наличием отрицательной Bz компоненты магнитного поля и величиной скачка динамического давления. Наличие вращательного разрыва обеспечивает появление Bz компоненты, а тангенциальный разрыв с увеличением плотности дает скачок динамического давления.
II. Магнитные дыры, переносимые солнечным ветром, наблюдались многими КА. Проведенные исследования космических данных, полученных КА WIND, а затем системой Cluster, подтверждают, что тангенциальный разрыв, взаимодействуя с головной ударной волной, модифицируется и проникает в магнитосферу .
Рассмотрим взаимодействие МД с головной ударной волной, задавая различный набор параметров тангенциального разрыва (отношение значения параметров в области магнитной дыры к значениям параметров в потоке солнечного ветра) на границах МД: (a) 3 1 2, Vt 3 Vt1 1, Bt 3 Bt1 1 ; (б) 3 1 2, Vt 3 Vt1 1, Bt 3 Bt1 1 4 ; (в) 3 1 4, Vt 3 Vt1 1, Bt 3 Bt1 1 4. Здесь индекс 3 относится к области внутри МД, а индекс 1 к невозмущенному потоку солнечного ветра, для которого число МахаАльфвена MAn1=5 и параметр 1=1 (отношение газодинамического и магнитного давлений в солнечном ветре).
При распаде произвольного разрыва прохождение передней границы МД сопровождается резким увеличением динамического давления и плотности плазмы. При взаимодействии же задней границы магнитной дыры с отраженной ударной волной образуются новая обратная ударная волна меньшей скорости, сдуваемая потоком солнечного ветра, и быстрая волна разрежения.
В таблице 1 приведены рассчитанные параметры во всех областях, образованных после распада разрыва.
Исследуя влияние параметров МД на величину изменения динамического давления, обнаруживаем, что параметр Bt 3 Bt1 оказывает меньшее влияние на величину динамического давления (рис. 1.2), чем скачок плотности 3 1 на передней границе МД (рис. 1.1).
На рис. 1 приведено сравнительное значение нормированного динамического давления Vn2/(Vn2)1. Вертикальными линиями отмечены разСолнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября рывы, возникающие после взаимодействия МД с ГУВ. Величина динамического давления отмечена здесь сплошной линией для параметров плазмы.
Прохождение передней границы МД сопровождается резким увеличением динамического давления и плотности плазмы с увеличением давления на магнитосферу.
III. Одним из результатов такого взаимодействия является возникновение в магнитослое плато с повышенной плотностью протонов и низким значением магнитного давления, которое можно описать схемой –|B|, здесь – плотность протонов, B – магнитное поле. Образование такого плато сопровождается также повышением динамического давления, которое воздействует на магнитопаузу.
На существование плато первоначально указывали результаты некоторых модельных расчетов . Позже наличие его в магнитослое подтвердилось и наблюдениями космических аппаратов . Относительно возникновения такого плато и МД выдвигались разные версии – механизм пересоединения магнитного поля и зеркальная неустойчивость .
Предлагается новый механизм возникновения двух медленных разнонаправленных ударных волн и неустойчивого контактного разрыва от взаимодействия вращательного (альфвеновского) разрыва с ГУВ, что приводит к возникновению плато по плотности протонов в магнитослое за счет распада произвольного разрыва при столкновении солнечного вращательного разрыва с ГУВ.
В рамках приближения идеальной МГД рассмотрим плоскополяризованное взаимодействие вращательного разрыва A c ГУВ Sb в некоторой окрестности подсолнечной точки (рис. 2).
Межпланетное магнитное поле Bsw, наклонено под углом B к направлению скорости солнечного ветра Vsw и лежит в плоскости эклиптики. Угол между касательной к Sb и направлением Vsw обозначен. Начало координат соответствует подсолнечной точке, в которой =90о. Так как задача плоскополяризована, взаимодействие происходит в плоскости эклиптики.
Падение вращательного разрыва на головную ударную волну можно рассматривать как частный случай решения проблемы Римана-Кочина о распаде произвольного разрыва. По мере продвижения ВР по направлению к Земле точка взаимодействия D смещается, возникают различные комбинации волн в результате распада произвольного разрыва.
Известно, что в широкой окрестности подсолнечной точки, при = 60о–90о, волновая картина течения может быть представлена следующими наборами волн: на верхнем фланге и на нижнем фланге. Индекс f относится к волнам, идущим в Земле, а b – от Земли.
нитного давлений в солнечном ветре). Скорость ВР определяется по форcos( ), где – газодинамическая скорость звука, – муле 2/ 1.1.
число Альфвена, Параметры возмущенного солнечного ветра за альфвеновским разрывом и ГУВ находятся из соотношений на сильных МГД разрывах .
На контактном разрыве должны быть выполнены 4 независимых граничных условия – непротекания плазмы и непрерывности скорости, давления и магнитного поля. Так как альфвеновский разрыв плоскополяризован, тангенциальная составляющая магнитного поля поворачивается на угол 180° вокруг нормали. В области 2 получены новые значения параметров =66, 2.63. В магнитослой проникает преломленСолнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября ный альфвеновский разрыв, существенно усилившийся при взаимодействии с. Контактный разрыв неустойчив и со временем он исчезает в результате диффузии.
Образованные в результате распада медленные ударные волны, прямая и обратная, двигаются в разные стороны, но сносятся в направлении Земли.
В медленных ударных волнах плотность растет, а величина магнитного поля и вместе с ним значение магнитного давления РВ убывает (рис. 4).
Рис. 4. Таким образом, в магнитослое может образоваться «плато», в котором плотность возрастает, а магнитное давление падает примерно в два раза.
Полученные результаты качественно совпадают с некоторыми результатами численного моделирования  и данными наблюдений на КА .
1. MД в солнечном ветре ведёт себя во многом подобно плазмоиду, в тоже время МО при взаимодействии с волной ведут себя подобно магнитосфере Земли.
2. Предлагается новый механизм возникновения в магнитослое плато повышенной плотности протонов.
3. Рассмотрено влияние вращательного разрыва на стационарную магнитосферную головную ударную волну с образованием в магнитослое провала магнитного поля за счёт действия вторичных медленных ударных волн.
Данные результаты позволяют объяснить также механизм возникновения МД в короне Солнца за счет распада произвольного разрыва при столкновении солнечного вращательного разрыва с МГД неоднородностью плазмы. Результаты наблюдений КА WIND подтверждают также возникновение МД перед магнитным облаком , которое может быть описано с помощью предложенного механизма.
Работа осуществлялась в рамках Программы П-22 Президиума РАН и при частичной поддержке грантом РФФИ № 11-01-00235 а).
1. Гриб С.А. Солнечная и солнечно-земная физика – 2012. СПб, Пулково. 24–28 сент., с. 437–442. 2012.
2. Yan M., Lee L.C. Journ. Geophys. Res., v. 101 (A3), p. 4835 (1996).
3. Hubert D., Harvey C.C., Journ. Geophys. Res., v. 27 (19), p. 3149 (2000).
4. Tsubouchi K., Matsumoto H., Journ. Geophys. Res., doi:10.1029/2004JA010818.
5. Бармин A.A.,Пушкарь Е.А. Изв. РАН МЖГ, №6, с.120–136, (1997).
6. Farrugia C.J., et al. Adv. Space Res. V. 28 (5), p. 759 (2001).
Hot plasma coronas are objects of the Sun-Earth Physics (SEP) and now of the High Energy Density (HED) physics. Both are in hot collisionless expansion kinetic regime: bulk velocity is less then electron thermal velocity. Coronas are selfconsistently structured due to inductive electromagnetic (e.m.) magnetic reconnection process (MR) forming ensemble of the 3D magnetosphere like streamers (MS). The MS currents are mixture in ratio GV of the resistive and diamagnetic currents provided by “resonant and nonresonant” particles of the plasma flow VDF. The linear solution of the Vlasov kinetic equation via tensor of dielectric permittivity together with Maxwell equations provides the e.m. kinetic spatial scales and dimensionless parameters operating MR inside of the resonance line of the flowing anisotropic plasma.
1. Наблюдения солнечной короны основаны на приеме слабого э.м.
излучения «подсвета», для которого n 2 (ck / ) 2 1. Нагрев и расширение горячей короны ( v – тепловая скорость, e, i ) происходит в электромагнитном режиме / | k | v 1, где n 2 0. Этот процесс самосогласован со структурой короны, рассматриваемой как упорядоченный ансамбль магнитосфероподобных стримеров (MC). Здесь t 1 характерное время, а r ' k 1 характерный масштаб процессов, так что характерная скорость расширения (потока) v' определяет кинетический режим v' r / t / k ve с разделением частиц потока на «резонансные» и «нерезонансные» (Рис. 1).
2. В физике высоких плотностей энергии (ФВПЭ) короны, образуются при имплозии мишеней в мощных «подсветах» в лазерных установках MIT, NIF, LULI. Наблюдаемые солнечные и лазерные «короны» показывают подобие МС и, по-видимому, короны имеют общую э.м. природу, что требует решения задач «радиационной кинетики» в режиме / | k | v 1 с учетом влияния форм функции распределения частиц (ФРЧ) плазмы f (v v ' ) и токов смещения на процессы.
exp(it ik x ) в горячей бесстолкновительной непрозрачной плазме. Условие резонанса, где n 2 ( 0 ) задает «частоту МП» 0, получаемую в МГД приближении ( 0 ) / | k | v 1. Это диагностический признак для поиска апериодических «кинетических волн» exp(it ik x ) в резонансной полосе ( 0 ) / | k | v 1. Задача поиска решается на основе изучения тензора ij (, k ), представляющего собой решение уравнения Власова с учетом эффектов пространственной дисперсии.
тока j,k, возбуждаемого в анизотропной плазме при появлении э.м. поля exp(it ik x ). При DT 0 получим дисперсионные уравнение (ДУ) для э.м.
моды (k ). При / | k | v 1 находим МГД резонанс n 2 (0) (Рис. 2).
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Рис. 2. Дисперсионные кривые r (k ) для поперечных t и продольных полей l в плазме, наклонная прямая волна kv' возбуждения от магнитного источника (тела).
Инкремент i (k ) индукционного поля r 0 в анизотропной среде, характеризуемой диамагнитным масштабом rDM и характерные области R, D, QCF. Декремент i (k ) индукционного поля в области R и аномальный скиновый масштаб rG, наклонная прямая.
Горизонтальная линия гармонический источник на частоте 0.
Первое слагаемое – оператор волнового уравнения. Второе слагаемое – ток смещения, где c / характерный масштаб э.м. «волны» при k 1, когда n 2 1. Третье слагаемое – динамической часть диамагнитного тока j d, возникающего при 0, где rDE p / v – радиус Дебая.
Четвертое слагаемое – магнитостатическая часть диамагнитного тока j d, обусловленного анизотропией D ФРЧ плазмы; возможно статическое намагниченное состояния плазмы k 2 rDM 1. Пятое слагаемое – резистивный ток j r ускоренных «резонансных» частиц. Отношение пятого слагаемого к сумме второго третьего и четвертого выражает параметр G,k с учетом тока смещения.
7. Решения i (k ) квадратного дисперсионного уравнения DT 1 (, k ) описывают резистивную iR (k ) и диамагнитную моды iD (k ). Диамагнитной моде, при подавлении резистивного члена ( G,k 1 ) и наличии анизотропии, соответствует замедленная э.м. волна.
В медленных процессах rDM rDE и при k 1 ток смещения не учитывается, в пренебрежении также третьим слагаемым динамика анизотропной плазмы определяется только резистивной модой (G,k 1), которая описывает э.м. неустойчивость Вейбеля.
ния существенно при v' c.
10. На основе решения i (k ) в зависимости от величины добротности G, k рассмотрены три задачи: структура 3D стримера и его топологическая перестройка (область R ); 2D структуры и 3D пояс корональных стримеров в гелиосферном ~1D диске (область D ); импульсная нелинейная 1D электродинамика слоя горячей токонесущей плазмы, самосогласованная с токами холодных ускоряемых частиц (область QCF ) http://www.vniitf.ru/images/zst/2012/s3/3-13.pdf.
Работа поддержана частично РФФИ (проекты No 13-02-97074 и No 14-02-00133), Программой No 22 Президиума РАН, Ведущей научной школой (проект НШ No 1041.2014.2) и Министерством образования и науки РФ (контракт No 14.Z50.31.0007).
Lrge-scale cyclicity of climatic events is the characteristic feature of climatic variability during the last one million years. It is established that long-term cyclic fluctuations of a global climate of the Earth during this time interval respond corresponding variations of parameters of the Earth’s orbit. The climatic cycle with the period of about 100 thousand years is thus most distinctly expressed. Important result of researches of a climatic cycle is e establishment and explanation of its two states – glacial and interglacial intervals (shorter intervals of warming with duration of about 10–12 thousand years).
Detailed micropaleontologic and isotope investigations of marine sediments of Northern Atlantic testify that the last interglacial (128–117 thousand years ago, sea isotope stage МIS-5), apparently, was the warmest, with temperatures approximately on 5 degrees above today. Proceeded from the assumption of similarity of orbital parameters during the current interglacial (МIS-1), it can be expected that interglacials in the vicinity ~ 400 (MIS-11) and ~ 800 (МIS-19) thousand years ago are analogues for evolution of the current interglacial МIS-1. At present the greatest attention as analogue is given to interglacial MIS-11. It should be noted that the MIS-11 duration is different according to various estimations, but essentially it is longer than the last interglacial.
1. Введение Наиболее разработанной и широко используемой в качестве внешней причины для долговременных изменений глобального климата является теория, связанная с колебаниями количества и состава солнечной радиации. И это представляется естественным, поскольку климат на Земле может быть обусловлен энергией (инсоляцией), поступающей от Солнца. Поступающая к Земле энергия зависит от расстояния Земли от Солнца, которое изменяется во времени, и угла наклона солнечных лучей, попадающих на поверхность Земли, и активности самого Солнца (астрономическая теория ледниковых периодов ).
Установлено, что климат Земли последних сотен тысяч лет характеризовался двумя более или менее устойчивыми состояниями: теплыми (межледниковыми) длительностью около 10–12 тыс. лет и холодными (ледниковыми) с довольно чёткой периодичностью в примерно 100 тыс. лет.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября Сегодня человечество живёт в межледниковье, которое уже продолжается более 10 тыс. лет. Встаёт вопрос о времени окончания современного межледниковья. Особенность данного межледниковья связана с тем, что орбитальный эксцентриситет изменяется не только с ~ 100-тысячелетнем циклом, но включает и ~ 400-тысячелетний цикл, а современное межледниковье попадает на минимум этого 400-тысячелетнего орбитального цикла . В этом смысле подобная ситуация с межледниковьем могла иметь место около 400 и 800 тыс. лет назад. Вторая особенность связана с возможным антропогенным воздействием парниковых газов на климат, в частности, углекислого газа. Заметим, что существуют острые разногласия в оценке вклада антропогенных факторов в изменение климата.
Для понимания механизмов изменений климата важно исследовать закономерности колебаний орбитальных параметров Земли во времени и пространстве, а также циклический характер колебаний климата, его долговременные тенденции, колебания общей энергии солнечного излучения, включающего солнечную активность, связь с общей циркуляции атмосферы и др. и установить связь между этими процессами.
В данной работе критически проанализированы имеющиеся данные по изменению орбитальных элементов Земли, солнечной инсоляции, изменению климата на шкале последних миллионов лет и обсуждена проблема продолжительности современного межледникового периода (голоцен).
2. Тенденция изменения климата в последние 5 млн. лет Ископаемые растения и другие геологические свидетельства предполагают, что температура на Земле в отдельные интервалы последних 65 млн. лет могла быть на 8–15 °C теплее, чем в настоящее время . Из анализа данных  следует, что около 50 млн. лет назад начался заметный плавный спад температуры, продолжавшийся до примерно 35 млн. лет назад, и в течение 15 млн. лет температура понизилась на 7° С. Последующее подобное плавное понижение температуры началась около 15 млн. лет назад, и тенденция продолжается до сего времени, а довольно существенное понижение температуры началось около 5 млн. лет назад и составило ~ 5° С (Рис. 1). Для последних 2–2.5 млн. лет характерны многократное наступление и отступание ледников, и существенные колебания климата в полярных и умеренных широтах (Рис. 1).
При этом теплые межледниковые периоды занимали только десятую часть всего времени, остальное пришлось на оледенения. Нельзя не отметить, что примерно с 400 тыс. лет назад становится заметным проявление экстремальных межледниковых условий. В течение прошлых ~0.7–0.9 млн.
лет ледниково-межледниковые циклические колебания оказывались на ~100-тысячелетних масштабах.
Голоцен – самое молодое межледниковье, начало которого относят к 11 550 лет назад [напр., 6]. Тёплый период (Рис. 2) продолжался с ~ 10 до 5 тыс. лет назад с последующим похолоданием на ~0.7°C около 200 лет назад, а наиболее холодные температуры оказались во время Малого ледникового периода (14–19 вв.).
3. Межледниковые интервалы последнего миллиона лет Получение детальной информации о закономерностях изменения климата на большой шкале времени связано с изучением ледниковых щитов Гренландии и Антарктиды и океанических отложений. Понимание будущего изменения климата, исходя из астрономической теории палеоклимата, связано с изучением прошлой изменчивости климата в высоких северных широтах во время астрономических аналогов современного межледниковья Голоцен. По данным содержания стабильных изотопов в кернах льда EPICA в Антарктиде хорошо разрешаются климатические циклы последних ~800 тыс. лет: временное разрешение составляет от десятилетий у поверхности до примерно 1 тыс. лет на 800 тыс. лет назад . Набор данных, сконструированный  из 57 глобально распределённых измерений кислорода-18 в донных фораминиферах имеет среднее разрешение около 1 тыс. лет. Благодаря орбитальным изменениям летней инсоляции в высоких северных широтах можно проследить последовательность ледниковоСолнечная и солнечно-земная физика – 2014», Санкт-Петербург, Пулково, 20 – 24 октября межледниковых колебаний в изменении климата на протяжении последних миллионов лет.

References: v. 
 v. 
 v. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 v. 
 v. 
 V.