Во второй год выполнения работ мы продолжили изучение зарисовок солнечных пятен в 17 веке. Глобальная задача этой работы – понять достоверны ли данные зарисовки, и в случае положительного ответа постараться оценить параметры солнечной активности в прошлом. Это расширит понимание долговременной эволюции солнечного магнетизма.
За отчетный период были отсканированы архивы немецкого астронома Георга Кристофа Айммарта, содержащие зарисовки солнечных пятен и другую дополнительную информацию касательно наблюдения солнечных пятен в 1680 – 1720 гг. Рассчитаны координаты и площади пятен на зарисовках Саксониуса (1616 год), Вурцельбау (1684), Айммарта (1703), Манфреди (1703) и Хоффмана (1703). Наиболее примечательными являются зарисовки солнечного пятна, наблюдавшегося независимо тремя наблюдателями с 26 мая по 16 июля 1703 года. Эти уникальные данные позволяют верифицировать качество зарисовок, сделанных в обсерватории Айммарта. Гелиографические координаты и площади пятен, рассчитанные по разработанному нами методу, свидетельствует о высоком качестве зарисовок. Предполагаемая скорость вращения данного пятна, расположенного вблизи экватора, оценивается в 14.31±0.03 градусов в день, что соответствует современными оценками скорости дифференциального вращения.
Также мы сравнили оцифрованные в прошлом году зарисовки солнечных пятен, выполненные Харриотом, Галилеем, Сиголи и Колоньей в 1612 – 1613 гг. Назначив единую нумерацию наблюдаемым группам пятен, мы оценили различия зарисовок одних и тех же пятен разными наблюдателями и проследили их эволюцию. Отметим, что качество зарисовок растёт на протяжении 1612 года, отражая по-видимому улучшение методик наблюдения (напомним, что это самые первые систематические наблюдения солнечных пятен и к началу 1612 года ещё не было представлений о формате наблюдений за солнечной активностью). В целом, положения групп пятен совпадают, средняя разница широт составляет 6 градусов (4 для более поздних зарисовок), долгот – 5 градусов.
В сравнении с Гринвичским каталогом групп пятен, зарисовки 17 века содержат гораздо меньше групп пятен площадью менее 100 миллионных долей солнечной полусферы. По современным данным доля таких групп пятен 35–70%. Предполагая, что доля мелких групп в прошлом и в современную эпоху одинаковы, мы оценили процент пропущенных пятен в исторических наблюдениях: у Харриота – 30-60%, Галилея – 20-55%, Колоньи – 45-85%, Сиголи – 35-70%, Колонны – 20-50%. Это позволило скорректировать оценки для числа групп пятен. Согласно детальным зарисовкам Сиголи и Галилея число групп в мае – августе 1612 года могло быть равным порядка 10-13. Мы также проанализировали площади индивидуальных групп пятен и ежедневные значения индексов площадей и числа групп. По этим параметрам солнечная активность в 1612 году аналогична периодам наступления максимумов в 17–22 циклах солнечной активности. Это позволяет предположить, что начало 1610-х гг. принадлежит периоду векового максимума солнечной активности.
Мы оценили скорость дифференциального вращения пятен по наиболее качественным зарисовкам Харриота, Галилея и Колонны (1612 – 1613 гг.) Полученные результаты свидетельствуют о чуть более медленном (на 0.3±0.2 градусов в день) вращении. Однако, учитывая погрешность определения скорости вращения отдельного пятна, эти оценки соответствует современным данным. Мы также оценили отношение площадей тени и полутени в больших группах пятен на зарисовках Галилея и Сиголи. Этот параметр потенциально связан с напряженностью и ориентацией магнитного поля в пятнах, а также с возможными вековыми вариациями скоростей конвекции, влияющими на солнечное излучение. Соотношения тени и полутени для зарисовок Галилея равно 0.26±0.05, для зарисовок Сиголи – 0.47±0.15. С учетом возможных неточностей зарисовок и статистического разброса, полученные для 1612 года также сравнимы с современными значениями (0.24 и 0.32 для малых и больших групп пятен).
Второе направление работ по проекту – изучение межпланетного магнитного поля (ММП), являющегося продолжением магнитного поля солнечной короны в межпланетное пространство. Во второй год работы, мы восстановили среднесуточные полярности (направление в сторону или от Солнца) ММП, используя магнитные наблюдения на полярной станции Кингуафьорд во время Первого Международного Полярного Года (1882 – 1883 гг.). Полученные полярности совпадают с более ранними результатами на основе анализа среднеширотных станций Санкт-Петербург и Хельсинки (обладают длительным рядом наблюдений, но меньше подходят для реконструкции полярности ММП). Это подтверждает достоверность крупномасштабной секторной структуры ММП, восстановленной ранее для второй половины 19 века.
Мы также оценили направление сдвига гелиосферного токового слоя (ГТС) в 9-19 циклах солнечной активности (1844-1964 гг.) и предположили, что, начиная с максимума 15 цикла солнечной активности до конца 19 цикла (исключением является 16 цикл, 1925 – 1932 гг.) ГТС был предположительно смещён к северу. С 9 по 14 циклы активности три периода достоверной секторной структуры ММП свидетельствуют о сдвиге ГТС к югу: 1862 – 1870, 1881 – 1896 и 1909 – 1917 гг. Подтверждением этой гипотезы служат идентичные по знаку долгосрочные вариации северо-южной асимметрии групп пятен, интенсивности полярного магнитного поля Солнца и дифференциального вращения пятен. Наличие долговременных синхронизированных вариаций северо-южной асимметрии в различных проявлениях солнечного магнетизма соответствуют сценарию амплитудной асимметрии, предложенному Вальдмайером: доминирование южного полушария на фазах падения векового цикла активности (10–14 и 21–24 циклы активности), северного – на фазах роста (7–9 и 15–19 циклы активности). Это указывает на важность учёта северо-южной асимметрии магнитного поля при моделировании и объяснении формирования вековых циклов активности.