О фазе минимума солнечной активности в цикле 24 презентация

минимума СЦ 24 в крупномасштабных характеристиках Солнца:
Площадь пятен (~Bφ) и высокоширотные магнитные поля и число полярных факелов (~Bp)
Составляющие крупномасштабных полей на фотосфере и поверхности источника ГМП
О предпочтительном пути исследования причин аномалии в развитии СЦ 23-24
О вариантах развития СЦ 24

Крайнев М.Б. (ФИАН)

SS

источника

23-24

Calibrated flux transport dynamo model, Dikpati M. et al., Ap. J., 601, 1136, 2004

Коэффициенты уравнений взяты из наблюдений или из теоретических соображений и конкретизированы по данным СЦ 22.
Продемонстрировано, из-за чего и как образуются аномалии в поведении полярных магнитных полей в максимуме СЦ 23: опоздание на 1 год инверсии полярных полей, асимметрия инверсии в N- и S-полушариях, слабое нарастание после инверсии.
Диффузионно-обусловленное динамо: Wmax,n~ Bp,n, конвективно-обусловленное динамо: Wmax,n~ Bp,n-1
Нас привлекает сам подход: попытка моделирования процессов реального Солнца и соответствующее уточнение коэффициентов. Если считать диффузию более важным процессом, чем перенос, нужно провести аналогичный анализ при других коэффициентах в уравнениях.

СЦ в великих экстремумах

не сильно отличается от СЦ начала 20-го века, но сильно отличается от них по развитию полоидальной ветви (Bp) и первых гармоник СМП (L=0,1).
Поскольку Bp и Bφ взаимосвязаны (динамо), именно на пути моделирования этого взаимодействия надо искать основные причины особенностей СЦ 23 и 24.
До сих пор (2 года после минимума) развитие СЦ 24 - промежуточно между СЦ дальтоновского и глайсберговского глобальных минимумов.
Если развитие СЦ 24 пойдёт по «дальтоновскому» пути, максимума в SSS можно ожидать в 2014-2016 гг.; если по «глайсберговскому» – в 2012-2013 гг.