Циклы Земли и Солнца - Ривин Ю.Р.

Автор: Ривин Ю.Р.

Теги: геофизика солнце физика солнца астрометрия сферическая астрономия системы координат, единицы, астрономические постоянные и шкалы времени астрономия

ISBN: 5-02-000677-7

Год: 1989

Похожие

Солнечная активность, цикличность и методы прогноза

Русско-английский физический словарь

Спектральный анализ в геофизике

Физика Солнца и солнечно-земных связей. Учебное пособие

Текст

АКАДЕМИЯ НАУК СССР
ИНСТИТУТ ЗЕМНОГО МАГНЕТИЗМА, ИОНОСФЕРЫ
И РАСПРОСТРАНЕНИЯ РАДИОВОЛН
Ю.Р.РИВИН
циклы
ЗЕМЛИ
и СОЛНЦА
Ответственный редактор
кандидат физико-математических наук
А.Е. ЛЕВИТИН
в
МОСКВА
’’НАУКА”
1989
УДК 550.383+523.982+521.93
Циклы Зёмли и Солнца//Ривин Ю.Р. —М.: Наука, 1989.- 165 с. — ISBN5-02-000677-7
Рассмотрены частотно-временные характеристики вариаций скорости суточного вращения и маг-
нитного поля Земли, солнечной активности (солнечная и геомагнитная активности, потоки высоко-
энергичных нейтрино Солнца) в диапазоне периодов Т - 2 4- 100 год. Эти характеристики иссле-
дованы как отдельно для каждого из рядов, так и в их совокупности в рамках обсуждения гипотез
о природе активности Солнца, а также возможности его воздействия на процессы в околоземной
оболочке и вблизи границы ядро-мантия.
Для специалистов по физике Солнца и Земли,а также солнечно-земных связей.
Табл. 19. Ил. 61. Библиогр.. 236 назв.
Рецензенты Я.И. ФЕЛЬДШТЕЙН, В.Ю. СЕМЕНОВ
1605050000-479
Р ---------------- 137-89, кн. 2
055(02) -89
© Издательство ’’Наука”, 1989
ISBN 5-02-000677-7
ПРЕДИСЛОВИЕ
Одним из важнейших инструментов изучения окружающего мира являются исследо-
вания временных изменений различных астро- и геофизических полей. В системе Солн-
це-Земля это относится к длительным наблюдениям динамики активности Солнца,
орбитальных и собственных вращений планет, к продолжающимся уже несколько сто-
летий изучениям собственных физических полей Земли, обусловленных процессами
в разных ее оболочках. Динамика полей имеет существенные отличия, что отражает
многообразие источников, генерирующих эти изменения. В то же время часть измене-
ний проявляется одновременно в разных полях. Когда это устанавливается достаточно
надежно, такие события становятся основой выявления связи между полями и более
углубленного понимания как структуры самих исследуемых полей, так и источни-
ков, вызывающих изменения.
Спектры временных вариаций астро- и геофизических полей содержат периоды Т
от долей секунды до многих миллионов лет. В настоящей работе внимание уделено
только вариациям с 1 < Т< 100 год. В литературе такие изменения, занимая место
в спектре между сезонными и вековыми вариациями, не получили пока своего наимено-
вания. Специалисты по изучению геомагнитного поля иногда называют их вековыми
вариациями, вековым ходом, короткопериодными вековыми вариациями. Те, кто
занимается изучением изменений скорости суточного вращения Земли, вариации с
Т 20^- 60 лет называют декадными вариациями. Далее для всех рассматриваемых
полей принята следующая единая классификация: вариации с 1 < 100 год назва-
ны многолетними вариациями (МЯВ) . Общая полоса частот МЯВ в свою очередь раз-
бита на две: 10 < 100 год - декадные вариации (ДКВ) и 1 < 10 год — до-
декадные вариации (ДЦКВ). Такое разделение диапазона строится на принципе разной
степени осреднения исходных данных: для ДДКВ — это в значительной мере средне-
месячные значения, для ДКВ — среднегодовые. Граница разделения диапазонов Т до-
вольно условна. Принятая классификация особенно целесообразна для описания соот-
ветствующих диапазонов частот вариаций геомагнитного поля. Как будет показано
ниже, она, по-видимому, отражает различные для каждой части спектра способы
воздействия Солнца на магнитное поле Земли. В то же время такая классификация
несколько сложна. На первом этапе ее введения название МЯВ относилось только
к вариациям с 1< 10 год. Однако многочисленные обсуждения показали, что
некоторые специалисты относят это понятие и к вариациям с периодами в несколько
десятков лет. Усложнение есть результат влияния таких обсуждений, некоторый ком-
промисс, ибо введение новой терминологии иногда обсуждается и встречается в штыки
гораздо категоричнее, чем та научная суть, которая за нею стоит. Я допускаю, что
предложенные здесь названия не лучшие и в будущем претерпят изменения. Однако
убежден, что они более соответствуют по смыслу изучаемому диапазону вариаций,
чем ныне существующие. Отметим, что ниже вариации с Т « 10^-11 год для удобства
обсуждения рассматриваются вместе с ДКВ.
В настоящей работе рассмотрены МЯВ двух групп источников. Первая связана с про-
цессами на Солнце. Она несет информацию о динамике активности Солнца, механиз-
мах, создающих эту динамику, а также об особенностях воздействия корпускулярного
излучения Солнца на токовые системы магнитосферы Земли. Вторая группа источни-
ков МЯВ обусловлена процессами внутри Земли, в жидком ядре или вблизи его грани-
3
цы с мантией. Здесь, по современным представлениям, генерируются МЛВ, которые
составляют основную часть динамики магнитного поля и скорости суточного вращения
Земли на интервале последних примерно ста лет. Обе группы источников МЛВ явля-
ются, по-видимому, определяющими для многих процессов, наблюдаемых на поверх-
ности Земли.
Полученные в результате анализа материалы позволили не только выявить новые
свойства самой солнечной активности, но и дать новую интерпретацию возможности
воздействия Солнца на область генерации большей части ДКВ Земли.
Правильная теория может быть построена только на хорошо разработанной морфо-
логии объекта анализа, а также, что очень важно, на изучении его связей с окружающим
миром. Именно поэтому основное внимание в работе уделено исследованию достовер-
ности экспериментальной информации, уточнению надежности корреляционных связей
между динамическими процессами на Солнце и на Земле, а также обсуждению извест-
ных механизмов соответствующих взаимодействий.
Объектом анализа, который привлекает меня как специалиста, являются МЛВ гео-
магнитного поля. Но чем больше я ими занимаюсь, тем больше растет убеждение, что,
ограничиваясь только данными магнитных обсерваторий, которых к тому же крайне
мало, мы не сможем построить модели МЛВ геомагнитного поля во времени и про-
странстве с точностями, удовлетворяющими современной практике, понять природу
этих вариаций, правильно и полно описать механизмы их генерации. Это понимание
заставило обратиться к анализу вариаций с 1 < 100 год в активности Солнца и
скорости суточного вращения Земли (продолжительности земных суток) . Такой анализ
оказался столь интересным, а результаты его столь неожиданными, что именно ими
захотелось поделиться в первую очередь с читателем.
При анализах МЛВ Солнца использована вся известная и доступная информация
по временным изменениям на различных уровнях нашей звезды. Традиционно к сол-
нечной активности относят только те процессы, которые исследуются с помощью астро-
номических методов. Основным объектом долговременного исследования являются
пятна на фотосфере Солнца. Крупные пятна на Солнце невооруженным глазом мож-
но увидеть, когда его яркость ослаблена легкой облачностью или во время восходов
и заходов Солнца. Это позволило наблюдать крупные пятна задолго до появления
телескопа. Так, в китайских хрониках с 28 г. до н.э. по 1639 г. встречается свыше
ПО описаний солнечных пятен, хотя авторы и не знали, находятся ли пятна на поверх-
ности Солнца или где-нибудь в пространстве между Солнцем и Землей [1]. Ученик Пла-
тона и Аристотеля Теофраст наблюдал пятна в середине IV в. до н.э. О ’’знамениях”
на Солнце упоминается и в русских летописях. Так, в Никоновской летописи (1371 г.)
отмечается, что ’’того же лета бысть знамение на Солнце, места черны по Солнцу аки
гвозди...”.
Более точное и полное изучение появления пятен, их динамики во времени и по
поверхности Солнца началось с появлением телескопов. История этих изучений и основ-
ные полученные на сегодня результаты довольно подробно и полно изложены в совет-
ской литературе, и в частности в [2—4].
Среди индексов, характеризующих многолетние изменения солнечной активности,
самое широкое распространение получили числа Вольфа И7. Среднегодовые и средне-
месячные значения других индексов активности Солнца практически линейно связаны
с этой характеристикой: с точностью до противофазы аналогично МЛВ (W) происходят
изменения таких явлений на Солнце, как факелы, вспышки, рентгеновское, ультрафио-
летовое и прочие излучения.
Наиболее важной чертой динамики пятен во времени является наличие вариаций с
1< 100 год, среди которых наиболее широко известна 11-летняя цикличность.
Амплитуда 11-летних циклов модулирована более продолжительными изменениями,
где среди прочих в интервале последние ~ 250 лет преобладает амплитуда на Т ~
« 90-НООгод (период В. Глайсберга). Другая важная черта динамики пятен - наличие
22-летней вариации смены знака полярности магнитного поля Солнца. Иногда ее называ-
4
ют гелиомагнитным циклом. Существование И- и 22-летних циклов, их модуляции
амплитуды, а также особенности распределения пятен по поверхности Солнца служат
основой для теорий,описывающих механизм генерации и жизни пятен.
По мере развития с начала прошлого века измерений и изучений изменений геомаг-
нитного поля было обнаружено, что вариации этого поля с Т < 1 сут отражают воз-
действие корпускулярного излучения Солнца на магнитное поле Земли, являются от-
ветной реакцией магнитосферы и ионосферы Земли на такое воздействие. Эта реак-
ция геомагнитного поля получила название магнитной активности. Количественно,
как и солнечная активность, она характеризуется разными индексами. Для описа-
ния магнитной активности в основном в средних широтах наибольшее распространение
среди индексов с 30-х годов нашего столетия получил Хр-индекс, предложенный Ю. Бар-
тельсом [5]. Согласование Хр-индекса с ранее употребляемым индексом С (для созда-
ния непрерывного ряда магнитной активности с середины прошлого века по наши
дни) оказывается неполным, что приводит к некоторому нарушению однородности
почти столетнего ряда Хр-индекса [6]. Более однородны в этом отношении средне-
месячные и среднегодовые значения аа-индекса, введенного П.Майо [7].
Анализы спектрального состава среднегодовых значений индексов геомагнитной
активности позволяют заключить о наличии у них, как и у солнечной активности,
11-летнего цикла. Однако, согласно А.И.Оль [6], максимальные значения индексов
геомагнитной активности в 11-летнем цикле запаздывают по фазе на несколько лет
относительно годов максимальных значений IV. Это позволило считать, что меха-
низм генерации 11-летнего цикла геомагнитной активности чем-то отличается от
механизма генерации 11-летнего цикла W.
Ю. Бартельс высказал предположение, что рекуррентная часть геомагнитной актив-
ности обусловлена не пятнами, а M-регионами на фотосфере Солнца, т.е. областями,
где пятна в этот момент отсутствуют.
В 60-х годах М.Н. Гневышев рассмотрел развитие 11-летнего 19-го цикла пятен на
разных гелиографических широтах по корональной линии 5303 А [8] и обнаружил
две разновременные вспышки активности короны Солнца в одном цикле. Одна —
вблизи максимума солнечной активности, вторая половина 1956 г., другая — вблизи
максимума геомагнитной активности, первая половина 1960 г. Во время этих вспы-
шек через корону высвечено одинаковое количество энергии. В первый максимум
энергия излучения была обусловлена всей поверхностью Солнца, а во второй —
лишь приэкваториальной зоной. Отсюда был сделан вывод, что интенсивность излучения
на единицу поверхности во второй вспышке гораздо сильнее, чем в первой. Такое уси-
ление интенсивности вспышек, возможно, привело к усилению геомагнитной актив-
ности в 1960 г.
В последние годы генерация большей части геомагнитной активности часто связыва-
ется с корональными дырами [9] — областями, где линия 5303 А имеет слабую интен-
сивность, полостями волокон [10] и другими явлениями на Солнце, а также вблизи
Земли [11].
Пятна, корональные дыры и другие видимые на Солнце образования являются инди-
каторами динамики процессов в конвективной зоне и хромосфере Солнца. Хотя есть
надежда, что их изучение поможет заглянуть и в более глубокие слои Солнца, пока
нет оснований считать, что они хоть в какой-то мере связаны с процессами в ядре,
которые определяют жизнь Солнца как звезды.
На сегодня известен только один эксперимент, позволяющий судить о динамике
процессов в ядре, связанный с изучением потоков высокоэнергичных нейтрино Солн-
ца ро, которые как предполагается, образуются в его ядре в результате боро-бериллие-
вой реакции 8В => 8Be + е+ + ро. При этом чем выше температура в ядре, тем большая
часть реакций образования ро протон-протонной цепи идет по боро-бериллиевой ветви.
Таким образом, поток высокоэнергичных нейтрино Солнца является чувствительным
термометром для оценки температуры в его ядре.
Возможность обнаружения потоков ро с энергией Е > 0,814 МэВ основана на реак-
5
ции Понтекорво 37С1 + ро=>37Аг + е“и реализована в начале 70-х годов нашего века
в заброшенных шахтах штата Южная Дакота Р.Дэвисом и его коллегами [12].Резуль-
таты измерений 37 Аг показали дефицит абсолютной величины потока нейтрино по
сравнению с теоретически предсказываемой, привели к постановке вопроса о степени
приближенности современных моделей внутреннего строения Солнца к реальности.
Наряду с этим наличие 10-летнего ряда наблюдений побудило ряд авторов, в том числе?
и руководителей эксперимента, исследовать природу динамики потока нейтрино во
времени, которая в основном обусловлена вариациями в диапазоне ДДКВ.
Расширение круга объектов изучения и их разнообразие способствуют более глубо -
кому познанию Солнца. В последние десятилетия наибольшее развитие получили иссле-
дования Солнца, связанные с изучением более кратковременных событий, чем много -
летние вариации, выяснением физики этих событий, установлением механизмов их
генерации. И все же анализ многолетних вариаций сегодня остается важным средством
изучения динамики Солнца от ядра до короны, дает свою часть уникальной информа-
ции, используемой как для построения механизмов генерации пятен на Солнце,
так и выявления связи процессов в ядре, конвективной зоне и короне Солнца. И чем
дальше, чем более продолжительными станут ряды спутниковых и новых наземных
наблюдений, тем больше будет расти интерес к изучению многолетних вариаций Солнца.
В целом перечисленные характеристики, отражая динамику Солнца на разных уров-
нях, обнаруживают на каждом из них свою специфику, которая затем может быть
использована как для изучения самого Солнца, так и для построения корреляций с про-
цессами в геофизических полях, более точного обоснования особенностей этой корре-
ляции и последующего доказательства обусловленности геофизических полей воздей-
ствием на них корпускулярного или волнового электромагнитного излучений Солнца
с построением механизма такого воздействия.
В изменениях скорости суточного вращения и магнитного поля Земли в рассматри-
ваемом диапазоне Т наибольшее внимание специалистов привлекали декадные вариа-
ции. Теперь мало кто сомневается, что эти вариации генерируются процессами вблизи
границы ядро-мантия, проявляются в изменениях как скорости суточного враще-
ния, так и магнитного поля Земли. Эта удивительная особенность генерации ДКВ в ядре
Земли позволяет более полно использовать результаты изученности каждого из двух
полей.
Анализы распределения амплитуды и фазы ДКВ магнитного поля на поверхности
Земли дают возможность определить наиболее характерные свойства этих вариаций
на поверхности сферы, достаточно обоснованно показать, расположены ли источники
ДКВ внутри Земли или вне нее. При этом длина временных рядов наблюдений гео-
магнитного поля ограничена временем работы наиболее старых магнитных обсерва-
торий, т.е. ~ 100 лет.
Значительная часть определений скорости суточного вращения Земли проведена
астрономическими методами. И поскольку эти методы были разработаны раньше,
чем измерения геомагнитного поля, на сегодня удается реконструировать временной
ряд изменений продолжительности суток ЪР с середины XVII в. [13]. Анализ по столь
продолжительному ряду позволяет более полно исследовать стационарность ДКВ.
Однако значительные погрешности определения старых данных (особенно первой
половины ряда) с максимумом в спектре, приходящимся на Т = 1СН20 год, сильно
сужают возможности таких определений для большей части диапазона этих вариаций.
Менее исследованы в литературе ДДКВ магнитного поля и скорости суточного вра-
щения Земли. Поэтому их исследованию ниже уделено больше внимания, особенно
ДДКВ геомагнитного поля и их источникам.
Во всех проведенных анализах при выделении МЛВ из временных рядов исполь-
зован метод, заключающийся в узкополосной фильтрации исходных кривых во вре-
менной области, получении спектра выделенной полосы частот, исправлении его за
кривизну амплитудно-частотной характеристики в диапазоне выделяемых частот, пере-
ход из частотной области во временную путем обратного фурье-преобразования. При
6
этом сами фильтры, а также все этапы такого преобразования предварительно апроби-
рованы многократным численным моделированием, результаты которого, чтобы не
перегружать изложение, в данной работе не приводятся, но ссылки на некоторые из
них даются. В ряде случаев для контроля результатов анализа ряда полос частот МЛВ
использованы фильтры с близкими частотными характеристиками, но построенные
на различных преобразованиях.
Основой для применения метода узкополосной фильтрации к анализу МЛВ явля-
ется дискретность большей части спектра этих вариаций в исследуемых полях, т.е. такое
перекрытие соседних частотных полос, которое позволяет, во-первых, составить пред-
ставление о границах этих полос, а во-вторых, выделить большую часть энергии в пре-
делах соответствующих границ для каждой из полос.
Обычно узкополосность фильтрации достигается большой длиной оператора преобра-
зования во временной области (весовой функции), т.е. сопровождается большими
потерями временных рядов. Это уменьшает возможность изучения процесса во вре-
мени, особенно когда процесс нестационарен. Наиболее тяжелы потери при анализах
ДКВ геофизических рядов, длина которых и так мала. В связи с этим одной из важ-
ных задач изучения ДКВ солнечной и геофизической активностей является привлечение
таких методов фильтрации, которые при наименьших потерях временных рядов дали
бы максимально полную и точную информацию об изучаемом явлении на наиболее про-
должительном интервале времени. Поиски показали, что в некотором приближении
сформулированным требованиям отвечает фильтр, построенный на прямом и обратном
преобразованиях Фурье, дополненный (для улучшения интерполяции между частотами
в спектре) методом дробных гармоник. Поэтому значительная и важная часть анализов,
приведенных в работе, проделана на основе такого преобразования.
Метод анализа частотного состава какого-либо явления уже давно получил широкое
применение в разных областях науки, техники и экономики. Он не нуждается в рекла-
ме. Тем не менее попытки применения этого метода в солнечно-земной физике не всегда
бывают корректными или результативными, что создает определенный скепсис по от-
ношению к нему у ряда специалистов. Как правило, это связано с пренебрежением тем
фактом, что всякое преобразование исходной информации является элементом филь-
трации, которому отвечают изменения не только во временной, но и в частотной облас-
тях, определяемые частотными характеристиками преобразований. К сожалению, такой
скепсис трудно преодолеть. Однако определенные шаги для этого в работе сделаны:
1) по мере необходимости везде приведены частотные характеристики преобразований;
2) наряду с узкополосной фильтрацией в некоторых случаях применена и широкополос-
ная; 3) как уже отмечалось, использованы разные преобразования с близкими частот-
ными характеристиками. Надеюсь, что эти меры будут способствовать большему дове-
рию читателя к результатам анализов.
Метод узкополосной фильтрации позволяет существенно повысить соотношение
сигнал/шум для узкой полосы частот, особенно тогда, когда амплитуды этой полосы
частот меньше или немного превосходят соседние. Однако при такой фильтрации наряду
с полезным сигналом в выделяемую полосу частот входят и ошибки получения исход-
ных данных. Поэтому вторая важная задача методики таких анализов — это исследова-
ние ошибок экспериментальных данных или применение по какому-либо параметру
дополнительной фильтрации, существенно подавляющей такие ошибки. В частности,
при анализах МЛВ геомагнитного поля таким параметром стало пространство, была
использована разнесенность магнитных обсерваторий по поверхности земного шара.
Возможно, такой же прием полезно применить к данным по солнечной активности,
получаемым в астрономических обсерваториях, а также к данным по изменению ско-
рости суточного вращения Земли на пунктах измерения точного времени, входящих
в систему наблюдений изменений продолжительности суток. Однако пока такой прак-
тики нет, и систематические ошибки получения этих кривых остаются вещью в себе.
Другой путь, на котором можно было бы добиться их уменьшения, — это исследова-
ние процессов на Земле, откликающихся на изменения солнечной активности и про-
7
должительности суток. И здесь должны быть положены в основу те же критерии: чем
разнообразнее набор этих процессов, тем более полным и достоверным будет описа-
ние не только самих этих процессов, но и тех источников, которые их вызывают.
Однако и этот путь только начат солнечно-земной физикой в рассматриваемом диапазо-
не частот.
Полезно сделать еще одно замечание, связанное с оформлением работы, с приняты-
ми в ней обозначениями.
Любой временной ряд может быть записан в виде f = f (t). Если ряд имеет слож-
ный частотный состав, то эта запись на основе разложения в ряд Фурье может иметь вид
f = f (t> ЛТп) или f = f(Ti) + f(T2) + ... + f (Тп). Такая форма записи вариаций
разных полей использована ниже для их обозначения. Например, IV (6) означает, что в
скобках приведен период, условно характеризующий рассматриваемую полосу частот
спектра.
Работа построена следующим образом.
Первые четыре главы посвящены анализу экспериментального материала, попыткам
дать максимально точное описание спектра МЛВ каждого из рассматриваемых полей,
а также каждой из значимых полос частот этого спектра в частотной и временной облас-
тях. В них приведены результаты, частично подтверждающие уже известные из мировой
литературы, а также новые, связанные с работами автора. Обсуждение этих результатов,
а также возможной роли Солнца и солнечного ветра в генерации ДЦКВ магнитного
поля и скорости суточного вращения Земли дано в гл. 5. Оно рассмотрено с точки зре-
ния как астрофизической значимости полученной информации, так и ее значения для
солнечно-земных связей. Здесь показано принципиальное отличие ДЦКВ геомагнит-
ной активности от ДЦКВ процесса пятнообразования на Солнце. Для вариаций с
Т < 5 год это различие механизмов их генерации, отнесение их к разным оболочкам
Солнца. Для вариаций с Т ~ 6, 11 год — это единство механизмов генерации, но раз-
личие путей дальнейшего распространения вариаций из недр Солнца наружу. Послед-
нее свидетельствует о получении совершенно новой важной информации о процессах
в глубинах Солнца, о необходимости существенного расширения ее учета в механиз-
мах динамо солнечной активности.
Для исследования солнечно-земных, связей существенными являются, во-первых,
вывод об обусловленности ДЦКВ магнитного поля, а возможно, и скорости суточ-
ного вращения Земли модуляцией динамики токовых систем DR и DCF магнито-
сферы солнечным ветром, а во-вторых, новые данные о ДЦКВ основных параметров
солнечного ветра и межпланетного поля по данным за ~ 20 лет. Большое место здесь
же отведено анализу источников квазидвухлетних вариаций в атмосфере Земли.
В гл, 6 обсуждена нестационарность 22-летней цикличности солнечной активности
(по числам Вольфа) на интервале последних ^250 лет, а также вариаций скорости су-
точного вращения Земли с Т = 60^-70 год. Нестационарность 22-летней цикличности
солнечной активности интерпретируется как результат скачкообразного изменения
величины первичного магнитного поля Солнца после середины прошлого века (умень-
шение поля). Относящаяся к этому же периоду внезапность появления (усиление) ДКВ
продолжительности суток с Т « 6СН70 год, а также последующая корреляция 20-лет-
них вариаций магнитного поля и скорости суточного вращения Земли с магнитным цик-
лом Солнца интерпретируются как результат воздействия Солнца на область генерации
ДКВ внутри Земли в виде механизма буферного сцепления.
В свете новых результатов, полученных из анализов экспериментальных данных,
в работе рассмотрены и более частные вопросы, касающиеся каждого из изучаемых
полей. В результате рассмотрений приведены доказательства и аргументы возмож-
ности иной интерпретации этих вопросов, чем имела место до сих пор.
В целом расширение объектов исследования за счет привлечения и астро- и геофизи-
ческих полей, использование максимально возможной по длительности информации,
применение методов узкополосной фильтрации с оценками погрешности исходной
экспериментальной информации позволили выявить новые интересные особенности
8
многолетних вариаций в динамике Солнца, а также в его воздействии на Землю и около-
земное пространство. Мне кажется, что эти вопросы должны вызвать интерес у специа-
листов, изучающих Солнце или Землю, а также занимающихся изучением солнечно-
земных связей. И не только интерес, но и желание проверить полученные результаты,
отнестись к ним критически. Следствием этого должно стать дальнейшее развитие как
анализа отдельных полей, так и дальнейшего комплексирования их с данными по
космическим лучам, метеорологии, дендрохронологии и др. Ибо, и это полезно повто-
рить, чем точнее мы сможем описать явление и полнее выделить его связи с другими,
тем быстрее, полнее и точнее можно будет построить модель этого явления, которая
затем будет использована в других фундаментальных и прикладных задачах.
При подготовке рукописи к публикации с нею познакомились В.Н.Обридко, В.П. Го-
ловков, ряд других специалистов по Солнцу и геофизиков. Автор признателен им
за обсуждение работы, высказанные замечания и пожелания.
ВАРИАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
И СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ,
А ТАКЖЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
В ДИАПАЗОНЕ 1 < Т< 10 ГОД
Глава 1. АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ НАПРЯЖЕННОСТИ
МАГНИТНОГО ПОЛЯ И СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ,
А ТАКЖЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
ПО СРЕДНЕГОДОВЫМ ЗНАЧЕНИЯМ
1.1. КАТАЛОГИ СРЕДНЕГОДОВЫХ ЗНАЧЕНИЙ МАГНИТНЫХ ОБСЕРВАТОРИЙ
И МЕТОДЫ АНАЛИЗА ПОГРЕШНОСТЕЙ РЕГИСТРАЦИИ МНОГОЛЕТНИХ ВАРИАЦИЙ
Введение, описание каталогов. Базой изучения многолетних вариаций напряженности
(индукции) геомагнитного поля F(t,r) — вариаций с 1 < 100 год — являются в
основном каталоги среднегодовых значений мировой сети обсерваторий. Надежность
данных каталога — основа более точных и полных изучений широкого спектра времен-
ных и пространственных изменений F(r,r), содержащих информацию о динамических
процессах в Земле и окружающем ее пространстве. В то же время известно, что катало-
ги содержат многочисленные ошибки, связанные с погрешностями регистрации таких
вариаций в обсерваториях. Наличие ошибок приводит к уменьшению соотношения
сигнал/шум и (там, где эти величины сравнимы) к искажению сигнала. Ниже рассмот-
рены существующие методы выделения таких ошибок и предложен новый более уни-
версальный подход для решения этой задачи, продемонстрированный на примерах.
Довольно полное представление об имеющихся каталогах среднегодовых значений
приведено в обзоре [14]. Дополнительно следует отметить следующее. Практически
первым каталогом данных мировой сети обсерваторий, вобравшим в себя предыдущие
отдельные публикации обсерваторий и небольшие сводки, стал каталог Р.Бока и В. Шу-
мана [15]. Две разные формы представления данных в [15] связаны с двумя разными
подходами к обработке этих данных. Для анализа MJIB(F) в отдельных обсервато-
риях важно, чтобы были устранены скачки между разными частями ряда, т.е. умень-
шена погрешность измерения временных вариаций. При изучении пространственной
структуры геомагнитного поля на последовательность эпох обычно используются зна-
чения, измеренные в обсерватории на данную эпоху, и непрерывность уровня ряда
не столь обязательна. Только с выходом [15] появилась реальная возможность изуче-
ния пространственного распределения многолетних вариаций F на всей поверхности
Земли.
Все последующие каталоги в какой-то мере стали продолжением [15], однако ни
один из них не давал столь же удобно представленной информации. И только в 80-е го-
ды появились два каталога [16,17], взаимно дополняющие друг друга, которые в сово-
купности дали информацию в форме, близкой к той, что ив [15]. Они более компакт-
ны, хотя объем собранной в них информации вырос по сравнению с тем, что было в
[15], в несколько раз.
Каталог [16] стал обобщением и продолжением работы магнитологов Англии
[18, 19]. Его структура близка к структуре [15]. Важным достоинством [16] является
представление всех данных как в рукописном виде, так и на магнитной ленте.
Каталог [17] обобщил каталоги советских магнитологов [20—22], развил их за счет
включения данных по более широкому числу, обсерваторий за весь интервал их работы,
10
привел все данные к уровню последних лет. Однако эти данные в машиночитаемой фор-
ме пока малодоступны.
Сбор среднегодовых значений в каталоги — это весьма важная, но только первая
часть задачи подготовки данных для исследования многолетних вариаций по времен-
ным рядам отдельных обсерваторий. Вторая часть задачи связана с необходимостью
устранения из рядов обсерваторий погрешностей регистрации этих вариаций для
повышения соотношения сигнал/шум.
Каталог не является чем-то однородным, застывшим по точности и надежности.
Иногда туда входят предварительные данные обсерваторий, которые потом сущест-
венно изменяются; часто происходит пересмотр прежних результатов наблюдений с
получением за много лет новых; в некоторых случаях в каталоги для полноты ряда
включаются данные, не обеспеченные вариационными наблюдениями. Очень важным
обстоятельством, ухудшающим качество каталогов для анализа временных измене-
ний, является неполное, а иногда неправильное описание скачков уровня между раз-
ными участками временного ряда, наличие других погрешностей измерения в обсерва-
ториях. При этом составители каталогов вынуждены без всяких оценок правильности
последних данных включать их в новые сводки.
Все перечисленное отражает насущную необходимость на современном этапе изуче-
ния многолетних вариаций F перехода к решению второй части задачи подготовки
данных: к коррекции данных, созданию методик таких коррекций. Методы коррек-
ции должны предусматривать: 1) обнаружение и оценку a(F)cc (см. ниже) в каждой
обсерватории и компоненте F (t, г); 2) пути устранения о (F) сс.
Ниже дается описание a(F)cc и предложена методика обнаружения погрешностей
регистрации многолетних вариаций в обсерваториях.
Погрешности определения среднегодового значения в обсерватории. Поскольку
каждое среднегодовое значение получается в результате измерений вариационными
и абсолютными приборами, оно отражает погрешности той и другой аппаратуры, усло-
вий ее эксплуатации и совершенство методов вычислений самой величины. Средне-
квадратичная погрешность среднегодового значения может быть представлена как
a(F)= [o(F)’„+ o(F)?c]0-5, (1.1)
где сл и сс — индексы, соответствующие случайной и систематической погрешностям.
При этом под систематической ошибкой понимается смещение среднегодового значе-
ния относительно истинного, возникающее в ходе определения этого среднего значе-
ния. Среднегодовое значение по всем дням есть результат осреднения ~8760 средне-
часовых значений, т.е. практически a(F)CJI в (1.1), которое вычисляется как
п __
a(F) « [ S (F.-F )2] 0,5/и, обусловлено в большинстве обсерваторий округле-
сл /=1 1
нием целочисленного значения последнего знака (для X, У, Т, Н, Z — ± 0,5 нТл, а
для D, I — ±0,1 мин) . По спокойным и возмущенным дням осреднение производит-
ся по ~ 1440 значениям, что в итоге приводит примерно к тем же значениям o(F)CJI.
Систематические погрешности связаны с недостаточно точной службой базисных
значений, с наличием в базисных значениях неучтенных или неправильно определенных
скачков, плохой аппроксимацией непрерывных изменений малыми горизонтальными
отрезками, неучетом температурных ходов приборов и т.п. Неучтенный скачок базис-
ного значения автоматически влияет на абсолютную величину всего последующего ряда,
ошибка же за счет неправильного определения среднегодового значения влияет только
на значение соответствующего года. Каждое среднегодовое значение имеет свою систе-
матическую для данного года погрешность. Но последовательность систематических
погрешностей среднегодовых значений образует ряд независимых погрешностей, т.е.
локальные изменения во времени. Таким образом, общая задача выделения a(F)cc
сводится к выделению в рядах обсерваторий локальных многолетних вариаций негео-
физической природы.
11
Метод выделения o(F)cc путем сравнения среднечасовых и среднесуточных значе-
ний F(r,r).
Основным методом выделения o(F)cc в среднегодовых значениях является свер-
ка абсолютных приборов разных обсерваторий. Такая сверка проводится эпизоди-
чески [23, 24]. В ходе сверок происходит взаимная калибровка приборов. Однако,
поскольку сверки, как правило, редки (раз в 5—10 лет), в промежутке между ними
постоянные приборов могут измениться.
Для постоянного контроля уровня обсерваторий в ряде случаев разрабатываются
некоторые приемы группового контроля материалов. Они охватывают группу близких
обсерваторий и основываются на просмотре записей обсерваторий, сравнении измене-
ний их часовых или суточных значений по ночным часам спокойных дней.
С середины 50-х годов по инициативе Фанзелау и Мэйера групповой контроль мате-
риалов проводился между обсерваториями Центральной Европы Вингст, Фюрстенфельд-
брук, Вена, Нимег [25]. Эти обсерватории обменивались среднемесячными значениями,
полученными за два ночных часа в течение суток спокойных дней месяца. В настоящее
время в таком групповом контроле участвуют уже 20 обсерваторий Европы. Данные
собираются в обе. Вингст, где строятся относительные изменения среднемесячных и
среднегодовых значений между ближайшими обсерваториями. Относительные измене-
ния Н-, Z-, D-компонент 15 обсерваторий по отношению к обе. Нимег за 1955—1978 гг.
приведены в [25, рис. 1-3] . Они в среднем имеют величины 5-10 нТл в Я, Z и
2-3 мин в D. При этом считается, что отклонения могут быть связаны с разл ичием маг-
нитной активности и особенностью вариаций в отдельных обсерваториях. Иногда (ча-
ще в Z) отклонения могут быть в несколько раз больше средних, что указывает на
возникновение в этот период некоторых особенностей в записях обсерваторий, воз-
можно, связанных с a(F)cc.
Информация об отклонениях сообщается в соответствующую обсерваторию, но,
как следует из результатов других методов анализа, не всегда, вероятно, своевременно
учитывается или не принимается во внимание.
В 50-60-е годы аналогичный контроль обсерваторий СССР осуществлялся в
ИЗМИР АН. При такой сверке удавалось ’’установить ту или иную неправильность в ре-
зультатах обработки материалов магнитных наблюдений в пределах 10 нТл для Н и Z
и 1 мин для D” [26, с. 42]. Однако на самом деле в записях обсерваторий Тбилиси,
Львов, Иркутск, Казань и др. остались в этот период искажения, значительно превы-
шающие указанные величины.
Безусловно, совместная работа группы обсерваторий (сверка приборов, контроль
одновременных изменений по всей группе) способствует повышению качества записи,
более высокой культуре регистрации многолетних изменений F(t). Однако, как пра-
вило, такие сверки охватывают только отдельные группы обсерваторий мира, точ-
ность их ограничена пространственными градиентами вариаций, особенно тех, источ-
ники которых расположены в земном ядре.
Выделение a(F)cc как задача узкополосной фильтрации ряда F (t). Перечислен-
ные недостатки рассмотренной выше методики заставляют искать новые пути опре-
деления o(F)cc, которые позволили бы определять o(F)cc в любой точке земного
шара; проводить такие определения с точностью, соответствующей современным
нуждам практики магнитных измерений (o(F) = 1-^2 нТл). Основой создания мето-
дики определения o(F)cc могут быть представления о o(F)cc как локальном про-
цессе с широким спектром временных изменений.
Известно, что FnK (t) = FK3M (t) - Frp (r), где лк - локальное, изм - измерен-
ное, гр — глобально-региональное, т.е. нелокальное, изменение F(t). Последнее отно-
сится к расстояниям, большим 200-300 км. В свою очередь, FnK (г) для среднегодо-
вых значений можно представить как FnK (г) = Fn (t) + a(F)cc, где Fn (t) - измене-
ние во времени напряженности магнитного поля источников, находящихся в лито-
сфере. Для многолетних вариаций в большинстве обсерваторий мира Fn (г) « 0, сле-
12
довательно,
F (r)=o(F) = F (r) - F (t), (1.2)
ЛК V 7 V 7 Cc ИЗМ v 7 rp v 7 v 7
т.е. при o(F)cc = 0 все измеренные значения F (t) соответствуют полям источников,
создающих Frp (г). Из (1.2) следует, что спектр временных изменений FH3M (t) в од-
ной обсерватории обусловлен суммой спектров Frp (t), o(F)CCi поскольку они накла-
дываются друг на друга, то в этой обсерватории не могут быть разделены без дополни-
тельной информации. Основой разделения спектров служат различия изменений спек-
тров Frp (t) и a(F)cc в пространстве, обусловленные природой этих величин.
В разных частях спектра Frp (t) точность построения соответствующих моделей про-
странственной структуры различна, что определяется как структурой самих полей на
разных частотах, так и существенной неоднородностью сети обсерваторий. Наиболее
точно такие модели могут быть построены для частот полей, которые имеют на по-
верхности Земли однородное распределение амплитуд, описываемое диполем. При этом
достаточно уже небольшого количества обсерваторий для оценки величины первых
зональных коэффициентов сферического гармонического ряда или других характерис-
тик описания такого поля. В [27, 28] показано, что этому условию удовлетворяют
изменения F (t) с Т = 2 -МО год. При современной сети обсерваторий модель их про-
странственной структуры Frp (г) может быть описана со среднеквадратичной погреш-
ностью ±1—2 нТл. F(t) с Т > 11 год имеют более сложную пространственную струк-
туру, что затрудняет ее описание существующей сетью обсерваторий, значительно увели-
чивает погрешность такого описания.
Можно показать, что в обсерваториях наиболее часто встречаются локальные из-
менения с Т < 10 год. Отсюда следует, что при современном состоянии сети измерений
многолетних вариаций F (t) наиболее точное выделение o(F)cc может быть произведе-
но для той полосы частот, где локальные изменения наиболее распространены. Вне этой
полосы точность их определения ухудшается и соответствует точности создания соответ-
ствующих моделей Frp (t, г).
Важность выделения a(F)cc в диапазоне 2<Т<10год связана еще и с тем обстоя-
тельством, что при различных методах обработки среднегодовых значений возможна
перекачка энергии из высокочастотной (ВЧ) в низкочастотную (НЧ) составляющие
спектра. Это может создать ложные низкочастотные локальные изменения.
Задача выделения F (t) и затем o(F)cc в диапазоне 2 <Т< 10 год решается мето-
дами узкополосной фильтрации. Фильтры могут быть построены на совершенно различ-
ных преобразованиях, ряд из которых приведен ниже.
Выделение a(F)cc фильтром вторых разностей. Этот фильтр использован в [29—34].
Основы такой фильтрации обсуждены в [27] и приведены ниже. Согласно проведенным
в этих работах определениям, полученная в [27] по данным обсерваторий Европы кри-
вая 32Frp(/L) на интервале 1931-1978 гг. имеет среднеквадратичную погрешность не
более 1-2 нТл/год2 и с некоторой коррекцией может быть распространена на любую
точку земного шара [28—34]. В результате применения фильтра вторых разностей вы-
деляются значения d2a(F)cc, которые затем при необходимости (с учетом амплитуд-
но-частотной характеристики преобразования) могут быть преобразованы в a(F)cc.
Результаты анализов, обработанных таким фильтром, большинства обсерваторий
Евроазиатского континента указывают на различный вклад o(F)cc в разных обсерва-
ториях и компонентах, позволяют произвести численные оценки этой величины и на
основе такой оценки судить о точности регистрации в обсерватории многолетних
вариаций.
Для иллюстрации возможностей фильтра вторых разностей приведем обработку им
Х-, У-, Z-компонент обс.Нимег.
После получения по среднегодовым значениям каждой из компонент заимствован-
ным из [17] этой обсерватории d2F из них исключена глобальная часть Э2Frp,табули-
рованная в [29, 33]. Оставшаяся локальная часть по компонентам d2FnK приведена
13
7330 7340 7330 7360 7370
Рис. 1.1. Локальные многолетние вариации компонент геомагнитного поля в обе. Нимег, получен-
ные методом вторых разностей
Кружки — исправления по Ю.Р.Ривину [33] , крестики — по Ф.Фанзелау, Г. Визе [35]. Стрелки с
буквами — моменты наиболее значительных изменений 92FnK и модели интерпретации (с — ска-
чок, в — выброс)
на рис. 1.1. В каждой из компонент изменения d2FJ1K представляют собой хорошо
центрированные относительно нуля колебания. Наименьший размах этих колебаний
в компоненте У, наибольший - в Z.
В кривой Э2УЛК на интервале 1931 — 1978 гг. наибольшие отклонения приходятся
на первые два десятилетия. В отдельные годы они достигают ~6 нТл/год2. Средне-
квадратичное значение отдельного отклонения р (Э2 Улк) составляет для всего интер-
вала 2,1 нТл/год2.
В кривых Э2ХЛК и d2ZnK. наибольшие отклонения приурочены к 1944—1945 гг.
(штриховая линия). Размах изменений в эти годы составляет в кривой Э2ХЛК
29 нТл/год2, а кривой Э2/лк - 64 нТл/год2. Несколько меньшие отклонения от
нуля в Э2ХЛК приходятся на 1938 и 1967 гг., а в кривой d2ZJ1K они существуют
практически все время до начала 60-х годов.
Остановимся на анализе изменений Э2ХЛК и d2ZnK, которые произошли между
1944—1945 гг. Моделирование реально существующих в рядах обсерваторий систе-
матических ошибок в виде скачка базисного значения позволяет сделать пред-
положение, что флуктуации обусловлены неучтенным в эти годы скачком уровней
(их увеличением), а также определить величины соответствующих скачков в
X — 14 нТл, Z — 32 нТл. Исправленные с учетом такого предположения значения
д2^лк и д22Лк приведены на рис. 1.1 (обозначены кружками).
Из переписки с обсерваторией выяснилось, что ранее, используя другие методы,
Ф.Фанзелау и Г.Визе [35] также пришли к выводу, что между 1944—1945 гг. произо-
шел скачок базисных значений в X- и Z-компонентах, и определили величины этих
скачков соответственно в 12 и 29 нТл. Исправленные (после введения этих скачков
в исходные данные) значения д2АГлк и d2ZJIK приведены на рис. 1.1 (обозначены
крестиками). Как видно из рисунка, расхождения в определениях двумя методами
мало влияют на характер исправленных кривых. Но, поскольку приведенные в [29]
значения скачков получены, как представляется, по более точной модели, в виде окон-
чательных величин там рекомендовано принять эти значения. К этому следует доба-
вить следующее: сведения о скачках между 1944—1945 гг. в X- и Z-компонентах
обе. Нимег опубликованы впервые в 1956 г. и подтверждены в 1980 г. Между тем
14
они до сих пор публикуются обсерваторией [36] и продолжают кочевать из каталога
в каталог, включая и [16, 17].
На основе аналогичных модельных расчетов введены исправления в кривые Э2ХЛК
и Э27Лк на рис. 1.1 и в ряде других случаев (кружки). Однако правомочность таких
исправлений должна быть подтверждена анализом непосредственно обсерваторских
данных.
Приведенный пример показывает не только возможности выделения фильтром вто-
рых разностей локальных изменений в обсерватории, но в некоторых случаях и
возможности определения источника этих изменений, когда они могут быть интер-
претированы простыми моделями, а также показывает пути избавления от помехи,
что повышает точность выделения многолетних вариаций нелокального происхождения.
Выделение o(F)cc фильтром скользящего сглаживания. Возможность использования
этих фильтров показана при анализе о(Н)сс с Т = 10 год в [33], где в результате ана-
лиза по группе европейских обсерваторий отмечено наличие особо значительных измене-
ний а(Я)сс в обе. Коимбра.
Другой пример такого подхода может быть продемонстрирован на анализе a(F)cc
для рядов обсерваторий до 1930 г.
Согласно [27], на интервале 1931-1978 гг. среднее значение Frp(t,r) ддя Х-, Y- и
Z-компонент с Т < 10 год не превосходит 2—3 нТл. Можно допустить, что такую же
величину оно имело и в более ранние годы. И тогда, если в этом диапазоне периодов
выделяются F(r, г) с более значительными средними значениями, они должны быть от-
несены к o(F)cc. На рис. 1.2 (сверху вниз) приведены результаты обработки фильтром
сглаживания кривых первой разности Z (’’векового хода”) ряда обсерваторий, заим-
ствованных из [17]. Фильтр представляет собой двойное последовательное сглажива-
ние скользящим интервалом три года. На рис. 1.2 для каждой обсерватории приведены
низко- и высокочастотные части преобразованных кривых. После высокочастотной
фильтрации кривые 3Z разбиты на интервалы, внутри которых их амплитуда визуаль-
но примерно одинакова. Интервалы показаны стрелками над кривыми. Цифры — сред-
няя амплитуда высокочастотной части на этом интервале.
Средняя амплитуда bZ с Т < 10 год на основании приведенных выше оценок равна
~ 3 нТл/год. Для обе. Хартленд, Осло цифры на интервалах до 1930 г. много больше
этой величины. В обе. Нимег и Ленинград они велики в прошлом веке. В высокочастот-
ной части кривой bZ обе. Ленинград в конце 40-х годов имеет место отдельная флук-
туация, связанная со скачком, который можно проинтерпретировать как неучтенный
или неправильно определенный скачок базисного значения. Этот скачок превратился
в сглаженной кривой во флуктуацию с Г ~ 6 год, что связано с указанным выше эф-
фектом перекачки энергии от высоких частот к более низким аппаратом преобразова-
ния. Учет этого скачка в исходных данных путем линейной интерполяции между сосед-
ними годами устраняет ложную аномалию в сглаженной кривой (штриховая линия).
В кривых высокочастотной части сглаживания в виде модуляции обнаруживаются
и более длиннопериодные колебания, т.е. в спектре локальной части отражается в
какой-то степени более широкая полоса частот, чем вырезанная фильтром. Эта полоса
тем заметнее, чем больше амплитуда высокочастотной части (обе. Хартленд, Осло).
Отсюда можно судить, что флуктуация, с которой начинается сглаженная кривая
обе. Хартленд (ее Т « 30 год), поскольку она отражается и в кривой высокочастот-
ной части, относится скорее всего к погрешностям измерений, во всяком случае, одно-
временные записи обе. Осло ее не подтверждают.
Важность разработки методов коррекции каталогов среднегодовых значений дикту-
ется растущим интересом к изучению многолетних вариаций, необходимостью созда-
ния точных физических моделей этих вариаций для решения фундаментальных и при-
кладных задач геофизики. Однако разработка таких методов не уменьшает требова-
ния к обсерваториям регистрировать многолетние вариации с a(F)cc < 1 нТл. Наобо-
рот, поскольку она ставит вопрос о наличии в записях обсерваторий локальных много-
летних изменений, то только на основе детального анализа самих записей, как правило,
15
dZ, нТл/год Рис. 1.2. Локальная часть МЛВ в среднегодо-
вых значениях aZ-компоненты геомагнитного
поля Европы, выделенная фильтром скользя-
щего сглаживания
а — Хартленд, б — Нимег, в — Осло, г —
Ленинград. 1 — низкочастотная часть фильтра-
ции, 2 — высокочастотная часть фильтрации;
средняя величина высокочастотных отклоне-
ний на соответствующих интервалах указана
цифрами
на месте, где они хранятся, может быть
окончательно решен вопрос, чем обуслов-
лены и в какой мере должны быть устра-
нены эти изменения. Возможно также,
что в будущем развитие таких методов
должно привести и к пересмотру наших
представлений о структуре сети обсерва-
торий: к переходу от регистрации в от-
дельной обсерватории к регистрации на
кустах близких обсерваторий.
Выше рассмотрено решение только
первой части задачи коррекции. Однако,
как показывают результаты [29—34],
иногда отдельные FnK(t, г) связаны
с часто встречающимися упущениями
в работе обсерватории и составителей
каталога: скачки, выбросы. В тех слу-
чаях, когда скачки или выбросы не ос-
ложены другими /7лк(г, г), такие ло-
кальные изменения легко могут быть
устранены, что является уже полным решением задачи коррекции. Методика устранения
более сложных FnK (г, г) пока не разработана. Тем не менее решение только первой час-
ти задачи коррекции позволяет уже сейчас давать численные оценки шума для каждой
компоненты обсерватории, способствует лучшему пониманию точности выделения в
них широкого спектра многолетних вариаций. При этом, как показали анализы работы
магнитных обсерваторий, можно выделить две важные особенности FnK (г, г) :
1) чаще всего они встречаются в диапазоне Т< 10 год;
2) значительное увеличение амплитуды FnK (t,r) с Т < 10 год, как правило, сопро-
вождается и расширением спектра FnK в сторону более низких частот.
Последнее обстоятельство должно приниматься во внимание при исследованиях
Frp (Г, г) в широком диапазоне Г.
1.2. АНАЛИЗЫ ИЗМЕНЕНИЯ ВТОРОЙ РАЗНОСТИ СРЕДНЕГОДОВЫХ ЗНАЧЕНИЙ
НАПРЯЖЕННОСТИ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ ВО ВРЕМЕНИ
В 1883 г. А.Тилло опубликовал карты первых разностей F (г) для европейской
части России которые позднее стали называться картами изопор. В 1930 г. первые миро-
вые карты изопор построил Г. Фиск [5]. Построение карт изопор сделало более удоб-
ным и наглядным графическое представление динамики геомагнитного поля в про-
странстве и времени, что связано со значительным подавлением низкочастотной части
F (t) пропорционально Т. В течение последних 50 лет анализы динамики поля по bF (Г)
получили широкое распространение в практике магнитологов.
Одним из первых на полезность привлечения вторых разностей для анализа динамики
поля во времени обратил внимание М.Сигиура [37]. Он использовал этот фильтр для
16
Таблица 1.1. Средние значения модуля отдельного отклонения Э2 F (нТл/год2) на интервале
1955-1980 гг.
№ п/п Обсерватория Страна р(э2*) р(Э2У) P(92Z)
1 Нурмиярви Финляндия 5,6 3,4; 2,0 6,0
2 Москва СССР 5,9 3,9; 2,5 6,2
3 Нимег ГДР 5,6 2,7; 1,5 5,8
4 Хартленд Среднее Великобритания 5,3 5,6 ± 0,1 2,8; 2,2 3,2 ± 0,3; 2 ± 0,2 6,0 6,0 ± 0,03
выделения и анализа квазидвухлетних вариаций геомагнитного поля по пяти обсерва-
ториям мира. Позднее вторые разности применил В. Цандер для выделения локальных
изменений в ряде европейских обсерваторий [38]. Локальная часть выделялась как
разность кривых d2F исследуемой обсерватории и обе. Нимег в каждой из компонент.
Работы М.Сигиуры и В.Цандера не ставили целью исследования особенности метода
вторых разностей, а только в какой-то мере иллюстрировали его возможности. В то же
время метод вторых разностей оказывается эффективным для исследования ДДКВ(^) ,
поэтому он требует более пристального внимания и анализа.
Вторые разности по обсерваториям Европы и мира. Самая густая сеть обсерваторий
на большой территории есть только в Европе, поэтому полезно провести исследования
d2F(r) в первую очередь для этой сети, причем для выделения основных закономер-
ностей d2F(t) в пространстве и времени на первом этапе анализа полезно ограничиться
данными наблюдений обсерваторий с 1955 г. Точность регистрации многолетних вариа-
ций F (г) за последние 30 лет повысилась, что привело к увеличению соотношения сиг-
нал/шум для вариаций с Т < 10 год (под сигналом понимается d2F(r)rp, а под шу-
MOM -92F(z)nK).
Вторые разности Ь2Х, Э2У, d2Z четырех обсерваторий Европы, полученные путем
вычитания из предыдущего значения OF (г) последующего (для устранения смещения
фазы относительно F) , приведены на рис. 1.3. В табл. 1.1 даны названия обсерваторий,
а также среднеквадратичные значения отдельного отклонения d2F по компонентам
для интервала 1955—1980 гг. Из рис. 1.3 следует, что в каждой из компонент кривые
отдельных обсерваторий, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч
километров,ведут себя в значительной мере согласованно
Как следует из табл. 1.1, средние модули отклонений д2Х и d2Z отдельных обсер-
ваторий практически не зависят от положения обсерватории в широтном или долгот-
ном направлениях, а их среднее значение для всего региона определяется с о < 0,1 нТл/
/год2. Несколько больше разброс средних в Э2 У, где расхождение между крайними
западной и восточной обсерваториями (ДХ ~ 40°) достигает 1 нТл/год2. Увеличе-
ние расхождения Э2У нельзя связать полностью с появлением в этих кривых остатков
низкочастотной части, которые могут быть подавлены дополнительной фильтрацией
в виде высокочастотного сглаживания трехлетним скользящим интервалом. Кривые
Э2У после дополнительной фильтрации приведены на рис. 1.3 штриховыми линиями,
а их средние амплитуды после точки с запятой в табл. 1.1. Более вероятно, что эти
расхождения связаны с локальной частью Y в обсерваториях.
Отсутствие сдвига фазы кривых d2F обсерваторий в каждой из компонент, про-
хождение д2Х и d2Z в противофазе в северном полушарии, малые пространственные
градиенты изменения амплитуды как в широтном, так и в долготном направлениях —
все это вместе взятое свидетельствует о том, что распределение амплитуды вторых вре-
менных разностей в пространстве на территории Европы обладает большой однород-
ностью и в первом приближении может быть представлено как распределение ампли-
туды поля осевого диполя, ось которого примерно совпадает с осью вращения Земли.
2.Зак.928 17
д2у |Л7нТл/гоЗг
Рис. 1.3. Вторые разности (ускорения) F по компонентам ряда обсерваторий Европы
Нумерация кривых соответствует номерам обсерваторий в табл. 1.1. Пунктирная линия — кри-
вые Э 2 Y после дополнительной фильтрации
При дальнейших приближениях полезно учитывать малые изменения амплитуды Э2У,
характеризующие наклон оси диполя к оси вращения Земли.
Наряду со значительным подобием в пространстве изменений b2F в одной компо-
ненте на рис. 1.3 в отдельных кривых существуют отклонения от общего хода,
представляющие, как это следует из рисунка, локальные процессы, имеющие место
только в той или иной компоненте одной обсерватории. Поскольку амплитуды d2F
малы по величине (что делает малыми и пространственные градиенты), то при на-
личии локальной части соотношение сигнал/шум в кривой отдельной обсерватории
не очень велико, а иногда, как показывают анализы d2F по другим обсерваториям,
становится меньше единицы, т.е. делает невозможным выделение глобальной части по
отдельной обсерватории.
При малом пространственном градиенте амплитуды d2F на территории Европы
18
среднерегиональная кривая d2Frp в каждой компоненте может быть получена как
среднее арифметическое значение кривых d2F(t) отдельных обсерваторий за каж-
дый год [27]. Такая операция позволяет получить не только характерное для всего
региона среднее значение d2F за каждый год, но и величины отдельных отклонений
от этой средней, по которым может быть охарактеризована ее погрешность. Разные
обсерватории работают в разные периоды, и, следовательно, каждый год в осреднении
будет участвовать разное число обсерваторий.
Приведенные рассмотрения по распределению амплитуды d2F в пространстве отно-
сятся к данным после 1955 г. Очевидно, что такое распределение амплитуды b2F долж-
но сохраниться и на более ранних интервалах. Это дает основание для получения сред-
неарифметического значения b2F за отдельный год по данным всех обсерваторий
Европы, работающих в этом году, вплоть до 1930 г., а также и в более ранние годы.
Среднеевропейские кривые b2F по компонентам (d2Fe) со среднеквадратичными
отклонениями от них в каждой точке (вертикальные линии) с 1931 г., полученные
в [27], приведены на рис. 1.4,а. В качестве исходных данных использованы данные
каталога [17]. На рис. 1.4, о показано общее количество обсерваторий, участвующих
в осреднениях за каждый год. Видно, что наибольшее число обсерваторий приходится
на 60-е годы, а совместное рассмотрение рис. 1.4, а, б показывает, что с середины
50-х годов разброс определений d2F становится в несколько раз меньше, чем ранее.
Однако и на интервале 1930—1954 гг. в отдельные моменты небольшой разброс по-
зволяет судить о надежности выделяемых изменений d2F.
В большей части кривых b2F до 1955 г. o(d2F) велика, и при использовании от-
дельной компоненты судить о надежности кривой на этом интервале было бы невоз-
можно. Однако то обстоятельство, что в результате независимой обработки кривых
d2F по компонентам, полученных разными приборами и имеющих разное соотноше-
ние сигнал/шум, выделились взаимосогласованные изменения, позволяет заключить
о надежности получения среднеевропейских кривых b2F(г) на всем рассматриваемом
интервале с начала 30-х годов. Взаимосогласованность заключается в наличии, во-пер-
вых, в кривых d2Fe одновременных усилений и ослаблений амплитуды отклонений,
а во-вторых, в прохождении кривых b2XQ и d2Ze в противофазе, что согласуется со
свойствами поля осевого диполя.
Расширение интервала анализа b2F до 1930 г. позволяет расширить и анализ поведе-
ния во времени Э2Уе. Эта кривая на всем интервале имеет значимые отклонения во
времени только в моменты усиления общих изменений кривых d2F. В Европе фаза
д2Уе совпадает с фазой кривой d2Z (рис. 1.4,а). По обсерваториям Японии можно
показать, что на меридиане ~ 180° кривая Э2У имеет фазу, противоположную евро-
пейской [28]. Малые амплитуды Э2 Y даже в моменты усилений делают модельное
описание распределения амплитуды b2F в пространстве в виде диполя, ось которого
немного наклонена к оси вращения Земли, вполне приемлемым для нужд современной
практики.
При получении кривых d2Fe выше сделано допущение о возможности пренебреже-
ния на территории Европы величиной пространственного градиента амплитуды d2F.
Однако и без такого допущения аналогичные кривые могут быть получены при раз-
ложении кривых d2F трех компонент на естественные ортогональные (ЕО) функции
[29]. При этом в Х-9 Z-компонентах выделяется только одна устойчивая функция
(рис. 1.4,в), что свидетельствует об одинаковости пространственного распределе-
ния для всех частот временных изменений, входящих в d2F.
Для выделения той же полосы частот вместо фильтра вторых разностей может быть
построен фильтр на основе скользящего сглаживания. Результаты применения фильтра
в виде двойного высокочастотного сглаживания скользящим интервалом три года
к рядам F обсерваторий Европы приведены на рис. 1.4, в. Частотные характеристики
получения b2F и F(3) довольно близки между собой, что и привело к получению
близких по основным характеристикам кривых на рис. 1.4,а, в.
Проведенные исследования показали: среднеевропейские кривые b2F надежно
Рис. 1.4. Среднеевропейские кривые вторых разностей по компонентам
а - кривые Э2Frp по компонентам, вертикальные черточки - среднеквадратичные погрешности
средних; б — число обсерваторий, использованных в осреднении; в — региональные кривые X, Z
в том же диапазоне Т, полученные методом разложения на ЕО-функции (штриховая линия), а так-
же фильтром скользящего осреднения (сплошная линия)
описывают глобальную часть вторых разностей на всей территории региона в интер-
вале 1930 г. — по наст, время, что обусловлено возможностью описания распределе-
ния амплитуды в пространстве моделью осевого диполя с малым наклоном, а также
чрезвычайно малым градиентом самой амплитуды.
Дополнительный анализ распределения амплитуды b2F в пространстве, проведен-
ный по мировой сети обсерваторий в [28], с одной стороны, подтвердил общий вывод,
сделанный об аппроксимирующей модели для этих вариаций по обсерваториям Евро-
пы, а с другой — показал наличие во многих обсерваториях мира значительной локаль-
ной части d2F, превосходящей по амплитуде глобальную часть. Последнее обстоятель-
ство привело к тому, что в рассмотрении пришлось использовать не отдельные обсерва-
тории, а средние по группам близких обсерваторий только после середины 50-х го-
дов (рис. 1.5) . В каждой из таких групп число обсерваторий различно и иногда ограни-
чено тремя—четырьмя. Это обстоятельство, а также наличие в обсерваториях значитель-
ных d2FnK привело к тому, что большинство изменений на рис. 1.5 находится в преде-
лах максимальных ошибок их получения (За), хотя и наблюдается корреляция кри-
вых b2F в каждой из компонент.
Большие погрешности получения среднерегиональных кривых b2F не позволяют
провести надежных разложений Э2 F в сферический гармонический ряд даже для
п = т - 1, получить надежно соответствующие коэффициенты. Оценки же величин
g®, у? могут быть проведены через среднеевропейские кривые b2F как наиболее
высокоточные. Эти же значения (с точностью до масштаба и коррекцией низкочастот-
ной части) с погрешностью не более 3 нТл/год2 могут быть испоДьзованы для любой
20
точки поверхности земного шара (с учетом изменений фазы в Э2Уи d2Z) [28]. Опре-
деление масштаба контролируется соответствующей кривой b2F ближайшей обсерва-
тории путем корреляции разностной кривой (d2Fo6c—d2Fe) с кривой d2Fe.
Такая универсальность кривых b2F Европы позволила рекомендовать их для реше-
ния двух важных задач в изучении ДЦКВ (F) : •
1) разделение с высокой точностью в любой точке земного шара процессов на гло-
бальные и локальные, а также анализ последних;
2) описание спектра частот 32F(r)rp и выявление соответствующих источников
вариаций вне или внутри Земли.
Место метода вторых разностей при решении первой задачи обсуждено выше. Реше-
ние второго вопроса осуществлено в [27, 39,40].
Частотный состав кривых вторых разностей и спектр F (t) для 1 < Т < 10 год.
Модель источника вариаций b2F в виде диполя с небольшим наклоном позволяет
использовать для анализа частотного состава одну из компонент среднеевропейских
кривых b2F(t). В [27, 39] для этих целей взята среднеевропейская кривая Э2Х
на интервалах 1931 — 1975, 1931 — 1978 гг. соответственно.
В [27] при определении спектра применены быстрое преобразование Фурье (БПФ)
и метод максимальной энтропии (ММЭ). Для проверки стационарности спектра весь
исходный ряд, а также отдельно первая (1930—1954 гг.) и вторая (1955—1975 гг.)
его половины подвергались анализу. Результаты такого анализа приведены на рис. 1.6.
По ним сделан вывод, что во всех спектрах ’’преобладают вариации с Г = 2,5 4- 4 год...
Кроме того, в спектре <на Т < 10 год) присутствуют и другие гармоники, но их
амплитуда близка к погрешности определения d2F” [27, с. 131]. Наряду с этим в
спектре присутствует также и вариация с Т « 10 год. Таким образом, в спектре b2F
значимы только две полосы гармоник: с Г~ 3 год и 10 год.
В [39] для анализа частотного состава среднеевропейской кривой Ь2Х, анализи-
руемой как полностью, так и на отдельных интервалах (рис. 1.7,б), использовано
стандартное преобразование Фурье с увеличением интерполяции между соседними
частотами в спектре методом дробных гармоник в 10 раз. На рис. 1.7,а приведена
амплитудно-частотная характеристика R (Т), соответствующая фильтру вторых раз-
ностей. Анализ рис. 1.7 позволил заключить, что:
”1 . R(T) использованного метода узкополосной фильтрации позволяет надежно
выделить большую часть исследуемой полосы периодов (Г « 2 4- 9 лет) , хотя в спектре
и остается еще значимой гармоника с 10 лет.
2. Спектр д2Х практически устойчив во времени на протяжении ^50 лет, что сви-
детельствует о стационарности основных его гармоник...
3. В исследуемой полосе частот {Т < 10 год) только гармоника с Т= 3,4 год
имеет амплитуду больше 1 нТл (пересчет с учетом R (Т) ).
4. Выделяющиеся в спектре вариации с Т « 4->5 лет имеют амплитуду F (t), не
превышающую 1 нТл... реальность таких вариаций вызывает сомнение” [39, с. 270].
Таким образом, результаты [27, 39] позволили показать, что в b2F, полученных
по среднегодовым значениям, выделяются многолетние вариации с 2 < Т < 10 год
и в этой полосе периодов значимыми остаются только гармоники с Г « 3, 4 год и
Т « 10 год при преобладании первого периода по амплитуде примерно в 2 раза.
Обсуждение результатов. Основной вопрос, который возникает при рассмотрении
вторых разностей, — оправданность анализа среднегодовых значений магнитных
обсерваторий этим методом. Проведенные исследования и полученные в них резуль-
таты отвечают на этот вопрос однозначно, положительно. Фильтрационные свойства
метода позволяют выделить вариации с Т < 10 год. При этом в большинстве случаев
создается практически полное подавление более низкочастотных гармоник. Недо-
статком этого метода как фильтра можно было бы считать значительное отличие
его амплитудно-частотной характеристики от ’’столообразной” на всем рассматривае-
мом интервале. Однако в случае спектра многолетних вариаций геомагнитного поля
это обстоятельство не оказывается решающим, поскольку вариации с амплитудой
21
/060 1070 /060 1070 /060 /070
Рис. 1.5. Среднерегиональные кривые d2F по компонентам
Сверху вниз соответственно Европа, СССР, Северная Америка, Япония (Юго-Восточная Азия) , Центральная Америка, Южная Аме-
рика, Африка, п-ов Индостан, Тихий океан
-J_I_I_I I I 1 1 11 lllllll_t I I 1 1 I I
2 JUS 735 JO 20 JO
T, годы
Рис. 1.6. Спектры среднеевропейских кривых d2F по компонентам на различных временных интер-
валах, полученные БПФ (кривые) и ММЭ (вертикальные линии)
X — сплошная линия, У — штрихпунктирная линия, Z — пунктирная линия
Рис. 1.7. Спектры среднеевропейской кривой Э2^ на разных временных интервалах, полученные
путем преобразования Фурье
а — R (а?) вторых разностей, примененная к среднегодовым значениям, б — спектры Э2Хе.
Цифры у пиков — значения соответствующих периодов
больше 4нТл на спаде R(T) отсутствуют. В то же время создаваемое R(T) завы-
шение амплитуд в диапазоне Г = 2 4-4 год способствует лучшему акцентированию
внимания на выделяемых вариациях.
Высокоточное выделение вариаций Г (г) с 2< Т < 10 год оказалось возможным
в силу того, что их источником являются токовые системы, значительно удаленные
от поверхности Земли, создающие на ней поля, описываемые моделью диполя с неболь-
шим наклоном к оси вращения. Такое распределение амплитуды позволило фильтра-
цию по временному ряду дополнить фильтрацией по пространству, способной разделить
локальные и нелокальные поля. Разделение полей использовано для последующей по-
становки исследований каждой из этих частей в отдельности.
Изучения локальной части позволили впервые дать численные оценки погрешностей
регистрации многолетних вариаций F в каждой компоненте любой обсерватории мира
для 2 < Т< 10год.
Анализы спектра глобальных (нелокальных) изменений b2F показали наличие толь-
ко двух значимых гармоник (в спектрах F(t) безусловно более значима вариация с
Т = 10 год), распределение амплитуды которых в пространстве подчиняется одному
закону.
Такая формулировка вопроса и его решение применительно к вариациям с Т <
<10 год применены впервые.
23
Другая сторона исследования спектра — выделение вариаций с 3 ч-4 год. Вопрос
о существовании таких вариаций не нов для магнитологов [40]. Л. Слауцитайс и
Г. Афолтер получили вариации с Т « 3 ч-4 год методами скользящего сглаживания ин-
тервалом три года в пяти обсерваториях Южной Америки [41]. При этом обращено
внимание только на сам факт возможности существования таких вариаций, а не на опре-
деление их свойств; предположено, что эта третья гармоника от 11-летнего цикла сол-
нечной активности. Авторы [42] выделили вариации с Т « 3 ч-4 год в спектре, полу-
ченном ММЭ по данным 38 обсерваторий мира за 1947—1972 гг. Период вариаций ока-
зался равным 3,7 год, амплитуда — 2 нТл. Однако других исследований свойств этих
вариаций ими тоже не проводилось. Так же как и Л.Слауцитайс и др., авторы [42] объ-
яснили эту вариацию третьей гармоникой 11-летнего цикла. В [41, 42] предположения
об источнике были основаны на используемых методах обработки и сделаны без обсуж-
дения. Между тем то обстоятельство, что вариации с 3—4 год выделяются не толь-
ко спектральными методами, но и в результате узкополосной фильтрации, делает такое
представление довольно спорным. М.Сигиура, считая, что выделил квазидвухлетние
вариации, для обоснования своего предположения об их источнике провел корреля-
ционные анализы [37], но сами по себе эти анализы не могут служить окончательным
доказательством.
Отметим еще одну сторону работ [37, 41,42]. Во всех этих анализах не принималось
во внимание разделение общей кривой на локальную и нелокальную части, что при
существующем в этом диапазоне периодов соотношении сигнал/шум приводило к
искажению глобальной части в выделяемых кривых.
Анализы, проведенные в [28, 29, 39, 40], преодолели эти недостатки, позволили
более объективно говорить о существовании среди многолетних вариаций геомаг-
нитного поля вариаций с Т - 3 ч- 4 год со спектральной амплитудой ~~ 3 нТл (в сред-
них широтах), которые, как будет показано ниже, ни в коем случае нельзя смешивать
с квазидвухлетними вариациями F(t), впервые выделенными Ю.Д. Калининым [43].
Безусловно, определение частотного состава вариаций с Т = 3 ч-4год по среднегодо-
вым значениям ограничено по точности за счет использованных исходных данных. Даль-
нейшее повышение точности и надежности может быть достигнуто при переходе к иссле-
дованиям по среднемесячным значениям. Результаты таких исследований даны ниже.
В приведенном рассмотрении мы не останавливаемся на выяснении источников
вариаций F с Т » 3 ч- 4 год. К этому вопросу мы вернемся после анализа соответ-
ствующих вариаций солнечной активности.
1.3. АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ,
ПОЛУЧЕННЫХ ПО АТОМНОЙ ШКАЛЕ ВРЕМЕНИ
Важной характеристикой динамики Земли является изменение скорости ее суточ-
ного вращения. Среднегодовые значения скорости суточного вращения Земли ЪР с
1956 г., по данным Международного бюро времени, образованные из невязок миро-
вого времени UT1 и атомной шкалы времени IAT, приведены на рис. 1.8,а сплош-
ной линией. Штриховой линией там же нанесены данные ряда Л. Моррисона по [13].
Расхождения двух кривых в пределах 1-3 * 10-2мс/сут, что может быть связано с раз-
личием использованных шкал универсального времени.
Уменьшение погрешности получения ЪР с середины 50-х годов позволяет расширить
изучаемый диапазон частот этой кривой по сравнению со спектром кривой Л. Морри-
сона, полученной по шкале эфемеридного времени (ЕТ} (см. ниже), исследовать
спектр ЪР для 1 < Т< 10 год.
В зависимости от длины использованных рядов, методов их обработки и общего
подхода авторов интерпретация результатов анализа частотного состава ЪР по шкале
1 Г в сочетании с предыдущей буквой (-ами) здесь и далее означает время, а не период, как это
принято по всему тексту.
24
Рис. 1.8. Частотно-временной состав вариаций среднегодовых значений ЭР по IA Т
а — исходные кривые ЭР и W, б — синтезированные и отфильтрованные кривые ЭР в разных
частотных диапазонах: 1 — синтез по полосе частот между двумя минимумами около максимума,
соответствующего Т « 12 год, 2 — синтез по полосе частот № 1 на рис. 1.9, 3 - синтез основного
максимума спектра ЭР с Т « 6 год, 4 — ЭР (6) после узкополосной фильтрации сглаживанием
скользящим средним из [47], 5 — синтез по полосе № 3 спектра на рис. 1.9, 6 — ЭР (3 — 4) после
узкополосного фильтра скользящего сглаживания, 7 — среднеквадратичные отклонения средне-
месячных величин относительно среднегодового значения после фильтра, использованного для
получения кривой 4
Рис. 1.9. Спектр среднегодовых значений ЭР, полученных по атомной шкале времени (1956-1982)
1 —3 — полосы частот для проведения синтеза
IA Т весьма различна [44]. Частью исследований на этом интервале выделяются вариа-
ции, которые связываются с 11-летним циклом W [45, 46]. В [47] высказано пред-
положение о разном частотном составе рядов ЬР и W на этом интервале. Увеличение
продолжительности ряда ЬР к середине 80-х годов и привлечение более точных мето-
дов анализа способствовало более однозначному решению этого вопроса [48].
Спектрально-временной анализ кривой ЭР. Спектр кривой ЭР приведен на рис. 1.9.
В нем важную роль играют гармоники с Т более продолжительными, чем длина интер-
вала (N = 28 лет). Их максимум указан стрелкой и подписями около нее (в скобках
приведена амплитуда). По-видимому, этот максимум обусловлен в основном ЬР с
Г ~ 30 год (см. ниже) . Большую роль в спектре играют также гармоники с Т = 12,2 год
и Т = 6,1 год. Особо четко и надежно выделяется в спектре 6 год. Структура бо-
лее короткопериодной части спектра весьма похожа на структуру спектра случайных
чисел, поэтому она в [48] не рассмотрена.
Дискретность спектра позволяет провести синтезы гармоник отдельных полос частот
Такие синтезы приведены на рис. 1.8,6. Из этих кривых наиболее надежно получена
кривая 3t которая отражает в изменениях ЬР часть, обусловленную 6-летней вариацией.
Кривая 3 на всем интервале представляет собой квазигармонический процесс, ампли-
туда которого имеет величину ~ 0,20 мс/сут и несколько затухает от 60-х к 80-м го-
дам. Сравнение этой кривой с кривой 4, которая получена в результате фильтрации кри-
25
вой ЬР полосовым фильтром, основанным на скользящем сглаживании интервалами
3 и 7 лет (без исправления на амплитудно-частотную характеристику) [47], показывает
их неплохую сходимость (особенно с 60-х годов), что подтверждает реальность этой
вариации и правильность определения ее основных параметров через спектр.
Достоверность того, что амплитуда вариаций с 7 ~ 12 год столь же велика, как и у
ЬР с Т 6 год, гораздо меньше. Это связано с тем, что в спектре ЬР гармоника с Т «
12 год расположена на ветви роста более длиннопериодной гармоники, а это при син-
тезе может создать эффект перекачки энергии к этой гармонике от низкочастотной
части.
1.4. АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ СОЛНЕЧНОЙ И ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТЕЙ
С 1 < Т < 10 ГОД
Задачу выделения вариаций с 1 < Т < 10 год в данных по солнечной и геомагнит-
ной активностям можно рассматривать в двух аспектах:
1) выявление и уточнение свойств вариаций рассматриваемого диапазона как вариа-
ций крайне слабо исследованных и в то же время представляющих интерес для описа-
ния динамики разных источников активности Солнца (астрофизический аспект) ;
2) использование характерных особенностей этих вариаций для корреляции с гео-
физическими процессами, для выяснения источников генерации последних (аспект
солнечно-земных связей).
Именно в этом плане они и обсуждены ниже.
Анализ вариаций солнечной активности с 1 < Т< 10 год по кривой чисел Вольфа.
О вариациях солнечной активности по W с Т= 2-^5 год практически нет упоминаний
в литературе, и в частности в обобщающих сводках [2, 3]. Слабо заметны они и в
спектре И7, поскольку их амплитуды гораздо меньше амплитуды более продолжитель-
ных периодов. Тем не менее свойства этих вариаций оказываются крайне интересными
для характеристики солнечной активности. В [48] они выделены в кривой W, задан-
ной на интервале 1749—1981 гг., методом ВЧ-фильтрации. В качестве фильтра здесь
использованы вторые разности, которые дополнительно сглажены скользящим интер-
валом три года. На рис. 1.10,6 приведена R (Т) общего преобразования. По ее виду
можно заключить, что в полосе R (Т) > 0,5 выделяются вариации с Т ~ 2 + 6 год, при-
чем их амплитуда искусственно завышена по-разному на разных периодах, что, в общем-
то, является недостатком фильтра. Другой недостаток такого фильтра — ограничение
общей полосы выделяемых периодов 1 < Т 6 год. Сопоставление полученной
в [49] кривой W(2—6) (она приведена на рис 1.10,а), с моментами максимумов
(^тах) и минимумов (H^nin) каждого 11-летнего цикла (стрелки на рис. 1.10,5) ука-
зывает на ряд особенностей кривой И7 (2—6) .
Наиболее значительное более чем за 200 лет изменение амплитуды кривой W (2—6)
произошло в 1870 г. Вслед за этим изменением в кривой И7 (2—6) возникли некоторые
закономерности, отсутствующие ранее.
Первая из них заключается в появлении чередования моментов отсутствия значи-
мых колебаний И7(2—6) (циклы 12—13, 16—17) с моментами интенсивного разви-
тия колебаний И7 (2-6) (циклы 14-15, 18—19). Особенно примечательно в этих че-
редованиях то, что продолжительность каждого из таких моментов составляет двой-
ной цикл И7, т.е. ~ 22 года, а начинается двойной цикл всегда 11-летним циклом с
четным номером. Исходя из этой закономерности вся кривая IV (2—6) разбита на
~ 10 интервалов, соответствующих двум циклам, внутри которых корреляция макси-
мумов И7 (2—6) и И7 существует или полностью отсутствует по каждому отдельному
И-летнему циклу. При таком разбиении оказалось, что в четвертый интервал необ-
ходимо включить три 11-летних цикла вместо двух. Если приписать наличию кор-
реляции максимумов И7 (2-6) и И7 знак плюс, а отсутствию - минус, то их чередо-
вание будет иметь определенные закономерности (табл. 1.2). Чередование 22-летних
26
Wf2~6j
Г -----------------7
Рис. 1.10. ДЦКВ(И^) по среднегодовым значениям, полученные методом узкополосной фильтрации
а — W(2—6), б —R(T) использованного преобразования. Вертикальными стрелками показаны
моменты Итах и ^min 11 -летних циклов 1-21. Горизонтальные стрелки - деление на 22-летние
циклы 1—10
Рис. 1.11. ДДКВ(аа) по среднегодовым значениям, полученные методом узкополосной фильтрации
Стрелки — моменты и И^п» цифры у стрелок — номера циклов W
Таблица 1.2. Чередование знаков у 22-летних циклов, выделенных по W (2-6)
Номер интер- вала Годы Знак Номер интер- вала Годы Знак

1 1755-1773 + + 6 1877-1901
2 1774-1798 + + 7 1902-1923
3 1799-1823 --- 8 1924-1944
4 1824-1856 + + + 9 1945-1964
5 1857-1876 - + 10 1965
циклов усиления W(2-6) нарушается не только до 1870 г. Аномальными по отноше-
нию к этой картине являются также циклы 20,21.
Вторая закономерность разделения кривых на части до и после 1870 г. связана с ви-
дом протекания усилений W (2—6): до 1870 г. — это отдельные импульсы, в большей
части совпадающие с наступлением lVmax, после 1870 г. — цуги, состоящие из ряда коле-
баний (штриховыми линиями приведены огибающие их амплитуды) .
Таким образом, в кривой W(2—6) наблюдается зависимость изменения ее ампли-
туды от 11- и 22-летнего циклов пятнообразования на Солнце. Причем в последние
~ 100 лет определяющей оказывается роль гелиомагнитного цикла, для которого
колебания с Т = 2-^6 год, являются как бы микроструктурой его поведения во вре-
мени.
Вариации геомагнитной активности с Т « 2-^6 год. За исходные данные взят ряд
аа-индекса, приведенный в [50, 51]. аа(2-6) выделены тем же преобразованием, что
и W (2—6), и приведены на рис. 1.11. Стрелками на этом рисунке указаны моменты
Wmax и M/min. Из анализа рис. 1.11 можно заключить, что поведение аа(2—6) во вре-
мени значительно отличается от поведения вариаций W (2—6), приведенных на рис. 1.10,
отсутствием связи с аа(22) (или W (22)); моменты усиления ас (2-6) в большин-
стве случаев случайны относительно ветвей роста и спада 11-летнего цикла W и толь-
ко в течение последних ~60 лет имеют тенденцию к появлению на ветви спада.
Из рис. 1.11 можно также сделать вывод о том, что амплитуды вариаций геомагнит-
ной активности с Т = 2 ч- 6 год не имеют направленных изменений от начала к концу
временного ряда, поэтому отсутствие закономерностей их распределения на всем рас-
сматриваемом интервале не может быть связано с погрешностями регистрации этих
вариаций, а обусловлено самой природой процессов в источнике вариаций. Из такого
распределения флуктуаций кривой од (2—6) можно также заключить, что в рассматри-
ваемом диапазоне периодов нет заметной разности рекуррентной магнитной актив-
ности между четными и нечетными циклами.
1.5. ИСТОЧНИК ВАРИАЦИЙ, ВЫДЕЛЯЕМЫХ В b2F
Первое предположение (и до настоящих разработок единственное) о том, что источ-
ником вариаций, выделяемых в Э 2F, является кольцевой ток DR, высказано М. Сигиура
[37]. Оно основано на корреляции временных изменений b2F в отдельных обсервато-
риях с индексами геомагнитной и солнечной активностей. Тесная связь временных из-
менений Ь2Хе с вторыми разностями Dst- и аа-индексов геомагнитной активности сле-
дует из рис. 1.12. Поскольку в спектре b2F преобладающими являются вариации с Г-
« 3 -г 4 год, то этот вывод относится в первую очередь к таким изменениям. Дополнение
корреляции временных изменений b2F с индексами геомагнитной активности анализом
пространственной структуры d2F, проведенным в [27, 28], позволяет считать пред-
положение, высказанное М.Сигиура, полностью доказанным, но заставляет сделать
к нему небольшое добавление: вариации геомагнитного поля с Т - 3-^-4 год, как и
28
d2Xt ,нТл/гоЭ2
z?r
I__I__I__I__L_l___I__I I I_____I I I____। । I___I__I__I__I__I__I__I__I__I__I
77730 7030 7370
Рис. 1.12. Подекадные вариации X, W,aa- и Dst-индексов, выделенные методом вторых разностей
ая-индекс (сплошная) , W (штриховая)
10-летние вариации F, обусловленные солнечной активностью, являются следствием
изменений во времени двух токовых систем расположенных вне Земли: DR и DCF.
Анализ кривых на рис. 1.12 позволяет не только дополнить предположение М.Си-
гиура, сделать его более доказательным, но и уточнить источник динамики токовых
систем DR и DCF в диапазоне ДЦКВ во времени. Согласно рисунку при наличии доволь-
но значительной корреляции кривых Э2Хе с Э2аа, Э2Dst-индексов, корреляция кри-
вых Э2Хе и d2W оказывается практически незначимой, что свидетельствует о незначи-
тельном вкладе ДДКВ(И7) в кривую д2Хе. Отсюда можно заключить, что источником
динамики магнитосферных токовых систем DR и DCF в диапазоне ДЦКВ являются
процессы, связанные с генерацией геомагнитной активности, которые существенно
отличаются от процессов генерации на Солнце пятен.
1,6. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Как было отмечено выше, полученные результаты могут быть рассмотрены как в
астрофизическом аспекте, так и в аспекте солнечно-земных связей, важных для гео-
физики.
Для астрофизических явлений важно, во-первых, существование ДДКВ солнечной
и геомагнитной активностей, а во-вторых, их существенное различие в этом диапазо-
не Т. Сам факт различия необычайно интересен. Он свидетельствует о том, что источ-
ники ДЦКВ геомагнитной активности (ГА) с Т = 2 4-4 год вряд ли находятся в вер-
хах конвективной зоны Солнца, где генерируются соответствующие вариации солнеч-
ной активности (СА). Можно предположить, что источники ГА (2,4) или расположены
ниже верхних слоев конвективной зоны Солнца (где-то вблизи ядра), или связаны с
динамикой корональных дыр. В пользу первого предположения свидетельствуют ре-
зультаты работ по анализам динамики во времени потоков высокоэнергичных нейтрино
Солнца, которые рассмотрены в следующей главе. В пользу второго предположения
можно привлечь замечание А. Хундхаузена о существовании отдельных корональных
дыр в течение многих оборотов Солнца [52].
Другая особенность рис. 1.10 - различие поведения IV (2-6) до 1870 г. и после него.
Эта особенность очень важна для характеристики стационарности 22-летнего цикла
Солнца, поэтому необходима дополнительная проверка ее реальности иными методами
анализа.
Как уже отмечалось выше, второй аспект нашего рассмотрения состоит в исполь-
29
зовании данных по солнечной и геомагнитной активностям для выявления солнечно-
земных связей, механизмов генерации соответствующих вариаций магнитного поля и
скорости суточного вращения Земли в рассматриваемом диапазоне Т. С рассмотре-
нием этого аспекта связан анализ рис. 1.12 и сделанные по этому анализу выводы об
обусловленности вариаций b2F в диапазоне 1 < Т < 6 год только механизмом гене-
рации геомагнитной активности. Из такого вывода следуют два следствия.
Во-первых, поскольку в спектре ДДКВ(Р) на интервале 1931—1978 гг. наиболее
значимая вариация с Т = 3^4 год имеет спектральную амплитуду ~3 нТл, а ампли-
туда остальных вариаций меньше 1 нТл (что уже близко к погрешности получения сред-
негодового значения), отсюда следует ошибочность предположения Р.Кюри [53] о воз-
можности существования MJIB(F) с Т< 10 год, генерируемых жидким ядром Земли.
Другими словами, можно сказать так: если изменения, генерируемые динамикой жид-
кого ядра на поверхности Земли, и присутствуют, то их амплитуды для ДЦКВ^) мень-
ше погрешностей современной регистрации обсерваториями таких вариаций.
Во-вторых, в [39, 40] дополнительно рассмотрен вопрос об ’’импульсах” F и bF.
На основании анализа литературных данных и данных обсерваторий Европы сделан
вывод об условности и субъективности понятия ’’импульс” F и bF. Действительно,
если ’’импульс” — это кратковременное глобальное событие, то он обязательно дол-
жен был бы проявиться в кривых среднегодовых значений b2F, чего на самом деле
не происходит.
Остановимся на интерпретации вариаций, выделяемых в спектре кривой ЬР, полу-
ченной по атомной шкале времени.
Согласно [44], первыми внимание на существование 7-летней вариации в ЬР обра-
тили В.Ламбек и Т.Казенав, хотя они и не дали никакого толкования источников
ее появления. В то же время большой интерес представляет вопрос, генерируется ли
эта вариация в жидкой части ядра Земли, или есть результат воздействия наземных
(или приземных) процессов. Описание хорошо выраженной вариации с таким перио-
дом в литературе практически не известно ни для одного геофизического явления.
Это исключает использование в поиске принципа спектральной похожести.
В [48] предложена следующая проверка. Предположено, что если Т = 6 год связан
с внешними источниками, то он будет выделяться в модуляции амплитуды сезонных
изменений ЬР. Отсутствие такого периода в модуляции соответственно послужит сви-
детельством его внутриземной природы. Проверка проведена по среднемесячным зна-
чениям ЬР. В результате получена модуляция кривой ЬР, которая представлена на кри-
вой 7 рис. 1.8,б. На основании сопоставления кривых 3,4 и 7 рис. 1.8,б сделан пред-
варительный вывод, что причиной вариаций с таким периодом являются наземные (или
приземные) процессы. Более однозначное решение этого вопроса стало возможно толь-
ко после исследований, проведенных для рассматриваемых полей по среднемесячным
значениям, что будет обсуждено в следующей главе.
Внешним же источником, по-видимому, создается и вариация ЭР(12) (кривые 7,2
на рис. 1.8,5). Для выяснений природы ЭР(12) на рис. 1.8, я приведена кривая W.
Корреляция кривых W и ЭР(12) довольно значительна. Эти кривые проходят в про-
тивофазе без заметных фазовых смещений, что позволяет допустить возможность
существования в изменениях длины суток отклика на 11-летний цикл СА. Однако
малая длина имеющихся данных не позволила пока выделить эту гармонику надежно,
отфильтровав ее как от НЧ-, так и ВЧ-частей спектра.
Анализ вариаций с Т & 4, 8 год, Т 3, 5 год и спектральной амплитудой ~0,1 мс/
/сут, проведенный в [48], показал, что такие вариации по-разному выделяются разными
преобразованиями. Это ограничило возможность их дальнейшей интерпретации, поэто-
му они были отнесены к погрешностям экспериментального материала и методов его
обработки.
Представленные выше анализы F, ЬР, W ,аа по среднегодовым значениям позволили
выявить ряд новых сторон рассматриваемых явлений. Однако дискретность использо-
ванных данных ограничила возможности анализа, в частности исследование квазидвух-
зо
летних вариации. Для дальнейшего расширения рамок анализа были привлечены средне-
месячные значения F, W и аа результаты рассмотрения которых приведены в следую-
щей главе. Но прежде чем перейти к ней, перечислим, что нового получено при анали-
зах ДДКВ рассматриваемых явлений и отражено в данной главе.
1. Разработана принципиально новая методика анализа погрешностей данных, пред-
ставленных в каталогах среднегодовых значений F обсерваторий мира. Эта методика
апробирована на обсерваториях Европы и ряда других мест мира для ДДКВ^). По-
казана ее применяемость практически для любой точки земного шара. Методика позво-
ляет перейти от качественной оценки точности регистрации обсерваторией многолет-
них вариаций, применявшейся ранее, к количественной. Если погрешности регистра-
ции многолетних вариаций такие, что могут быть описаны моделями, методика позво-
ляет не только констатировать наличие этих погрешностей, но и исключить их, повысив
тем самым в кривой/7 соотношение сигнал/шум.
2. Исследованы вторые разности среднегодовых значений F в обсерваториях. По-
казано, что Э2/7 в основном отражают вклад в F внешних источников с 2 < Т< 10 год.
Однако в ряде мест земного шара в них возможен вклад и более низких частот (Г
« 60 год), обусловленных источниками, находящимися вблизи границы ядро-мантия,
что требует дополнительной фильтрации таких данных при анализах внешних источ-
ников.
3. На основании изучения b2F сделаны следующие выводы: вариации F с 2 < Т <
<10 год обусловлены динамикой магнитосферных токовых систем DR и DCF (пред-
положения М.Сигиура подтверждены новым экспериментальным доказательством и
частично подкорректированы); DR и DCF с 2 < Т < 6 год обусловлены в основном
активностью Солнца, не связанной с процессами пятнообразования; ДЦКВ(^) об-
условлены только внешним источником, амплитуда ДЦКВ(^), генерируемых жид-
ким ядром Земли, если таковые есть, не превышает погрешности регистрации совре-
менными обсерваториями МЛ В; в рассматриваемом диапазоне Т отсутствуют собы-
тия, которые можно было бы интерпретировать как ’’импульсы” (’’джерки”).
4. В изменениях скорости суточного вращения Земли на интервале 1956-1983 гг.
существование ЭР(И), обусловленной 1^(11), пока вызывает сомнение; в то же
время подтверждено наличие надежно выделяемых квазигармонических изменений
с Т ъ 6 год и спектральной амплитудой ~ 0,2 мс/сут, обусловленных, как пред-
положено, воздействием на Землю внешних процессов.
5. Показано существенное различие поведения во времени ДЦКВ(СА) и ДЦКВ(ГА).
Кроме того, обнаружена модуляция амплитуды 1^(2—6) гелиомагнитным циклом, что
выявило новую характеристику как W (2—6), так и 22-летнего цикла активности Солн-
ца. Однако нужны дополнительные исследования в этом направлении с фильтрами,
имеющими более оптимальные частотные характеристики.
Глава 2. УТОЧНЕНИЕ СТРУКТУРЫ ВАРИАЦИЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ
И СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В ДИАПАЗОНЕ 1< Т< 10 ГОД
ПО СРЕДНЕМЕСЯЧНЫМ ЗНАЧЕНИЯМ
2.1. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОД АНАЛИЗА
Анализы среднегодовых значений F, И^аа-индекса (и других индексов геомагнитной
активности) позволяют определить многие свойства вариаций в диапазоне 1 < Т <
<10 год. Однако при такой степени осреднения, безусловно, срезана самая высоко-
частотная часть исследуемых вариаций, у большинства из них искажены амплитуды.
Для уточнения спектра необходимо перейти к анализам по более дискретной информа-
ции: использовать среднемесячные значения изучаемых полей.
Среднемесячные значения F(^,r) за отдельные годы публикуются в выпусках обсер-
31
Таблица 2.1. Исходные ряды среднемесячных значений F(f,r), которые использованы в
анализе
Обсерватория Интервал * данных 1 Обсерватория Интервал данных
Нимег 1950-1980 Хартленд 1957-1981
Москва 1950-1982 Дурб 1957-1980
Нурмиярви 1953-1980 Виттевен 1955-1980
Соданкюля 1950-1982 Фюрстенфельбрук 1950-1982
Леруик 1957-1971 Гурбаново 1950-1982
Ленинград 1950-1977 Тихань 1955-1980
Эскделмьюр 1957-1982 Одесса 1950-1978
Вингст 1953-1980
* Все данные с января начального по декабрь конечного годов.
Таблица 2.2. Параметры фильтра Б для выделения разных полос частот и средние средне-
квадратичные погрешности получения среднерегиональных кривых F(t)
Номер фильтра Диапазон, мес Параметры фильтра, мес о(F),нТл
Т а ТР1 т р2 т 7 т к X Z
1 12< Т< 120 120 70 19 12 70 0,51 0,78
2 — — — 120 43 19 12 52 0,45 0,70
3 24 50 24 — 13 24 — -
4 Т? 19 41 18 - 13 29 0,28 —
5 45 55 41 - 24 58 0,21 0,40
6 — — - 90 49 — 24 48 0,45 0,71
7 70 120 70 - 43 68 0.34 —
8 — - 120 70 - 43 109 0,30 -
ваторий. Однако общего сводного каталога этих данных по мировой и даже региональ-
ным сетям нет.
Рассмотрения по среднегодовым значениям показали, что распределение амплитуды
ДДКВ(^) в пространстве описывается как распределение амплитуды поля диполя с
осью, примерно совпадающей с осью вращения Земли, что позволяет период и фазу
(с учетом переворота в У, Z на 180°) процесса, полученного на ограниченной терри-
тории, считать репрезентативными практически для всего земного шара.
Нами был составлен каталог среднемесячных значений обсерваторий Европы, регио-
на, где сеть обсерваторий с длинными рядами на сегодня самая плотная и поэтому самая
точная.
Сеть обсерваторий, как и в случае среднегодовых значений, использована для повы-
шения соотношения сигнал/шум исследуемых вариаций. В каталоге собраны средне-
месячные значения 35 обсерваторий за разные сроки, начиная с момента публикации их
данных.
Анализы среднегодовых значений F (t.r) обсерваторий Европы методом вторых
разностей [30,32] показали, что погрешности регистрации F (особенно Z) резко умень-
шились только примерно после середины 50-х годов, когда на обсерваториях стали про-
изводиться измерения протонными магнитометрами. Увеличение погрешности F в
обсерваториях в более ранние годы, а также малое число систематически работающих
в эти годы обсерваторий, отсутствие систематических публикаций заставили ограни-
читься при анализе данными 15 обсерваторий с 1950 г. (табл. 2.1). Среднемесячные зна-
чения чисел Вольфа и яя-индекса взяты из публикаций [2, 50, 51, 54, 55].
32
Согласно рис. 1.7 амплитуда вариаций F с 1 < Т < 10 год не превосходит несколько
нанотесла, что намного меньше амплитуды как более низкочастотной (Т> 10 год), так
и более высокочастотной (Г 0,5 и год), частей спектра. Следовательно, выделе-
ние этих вариаций может быть реализовано только методами узкополосной фильтра-
ции. Для такой фильтрации использован фильтр, примененный Г. Брайером в [56]
(фильтр Б ).
Весовая функция фильтра Б имеет вид
и/2и
h (т) = /?*(0) +2 s * (со) . cos со. т,
/=1/2и 7 7
(2.1)
где т — интервал задания h (т), со — текущая частота,
10
0,5 [ 1 + cos я (со - со^ ) / (со^ - соа) ]
0,5 [ 1 + cos я (со - сор / (со7 - со^) ]
при 0 < СО < СОа, С07 < СО < 7Г,
при соа < со< со^, (2.2)
при со^< со< со7,
причем 7?*(соа, сор = 0, а 7?*(со^) = 1. Фазово-частотная характеристика фильтра
равна нулю.
Большое достоинство такого фильтра — возможность независимого построения каж-
дой из боковых ветвей R (со), что позволяет использовать априорную информацию об
общем спектре F для формирования R (со).
Процедура построения фильтра Б следующая:
1) по со^, С0р, со7 задается форма R (со) — /?*(со);
2) согласно (2.1) по заданной Я*(со) вычисляются h(r) и S/z(7);
3) подыскивается такое 7К, ограничивающее h (7), при котором, с одной стороны,
длина h (7) минимальна (т.е. минимальны потери временного ряда), а с другой — узко-
полосность А (со) достаточна для решения поставленной задачи;
4) по h (7К) путем разложения Фурье определяется реальная R (со) .
Недостатком фильтра Б является резкий спад обеих ветвей R (со) от максимума,
что существенно искажает выделяемую полосу частот. Такие свойства R (со) способ-
ствуют построению очень узкополосного фильтра, но мешают выделению широких
полос частот.
Для выделения всей полосы периодов 1 < Т < 10 год предложена модификация
фильтра, у которой
Я*(о>) = 0 при 0<CO<COq, СО7<СО<7Г, 0,5[1 +cosTr(w-w^)/(a>(J7-wa)] при we < ы < U(Jr 1 ПРИ W . 0,5[1 +cosn(w-w(32)/(a)j32-o7)] при ыр2 < а? < соу,
т.е. полоса частот (со^ — выделяется без искажения.
Конкретные параметры фильтра Б, использованные в дальнейших преобразова-
ниях для построения R *(со) и R (со), приведены в табл. 2.2.
При обработке данных F(t,r) программа была построена таким образом, что дан-
ные по одной из компонент F(t,r) по всем обсерваториям обрабатывались в едином
блоке. По полученным после фильтрации массивам этой компоненты определялась
среднерегиональная кривая Fe, а также погрешности получения ее среднемесячного
значения по 15 обсерваториям и отдельного отклонения от среднего как за каждый
месяц, так и средние для всего интервала (см. табл. 2.2). Впоследствии кривая Fe раз-
33
лагалась в ряд Фурье. При этом для улучшения интерполяции между соседними часто-
тами спектра в разложении использованы дробные гармоники с шагом по гармоникам,
равным ОД. Затем спектр кривой Fe в выделяемой полосе частот исправлялся на R (со)
и по исправленному спектру путем обратного преобразования Фурье проводился синтез
гармоник этой полосы частот.
Последние процедуры (исправление спектра на R (со) и последующий синтез) дела-
лись не всегда. Практика показала, что они результативны только в случае хорошо вы-
деляемых дискретных групп частот, попадающих на ветви наклона /?(со). В других
случаях они или малоэффективны (вблизи максимума), или даже могут приводить
к ложным завышениям спектральных амплитуд (при 7? (со) < 0,5).
После получения преобразованной кривой массивов W и яя-индекса они сразу рас-
кладывались в спектр Фурье. Затем проводились все последующие операции.
Перед запуском в производство каждый из фильтров Б табл. 2.2 опробовался на
моделях, имитирующих временные изменения F(r,r) в диапазоне 1 < Г < 100 год
или его части. В ходе исследований для рассматриваемого диапазона 1 < Т < 10 год
модели несколько видоизменялись. Примеры некоторых из них:
Г(Г) + 2sin (2л7/19) + 3sin(2fl7/43), (2.4)
F(t) = Л + [1 + 2cos (27ГГ/120)] sin (2яГ/18,5) + 3[1 + 2 cos (2яг/252)] sin(2яг/43) +
+ 4sin (2яГ/65), (2.5)
F(t) =Л + 5 sin (27ГГ/19) + 5 sin (2яг/43) + 9sin (2тгГ/65) (2.6)
и т.п., где
A = 6sin (2яг/12) + 30sin (2тгг/134) + 500 sin (2яГ/700) (2.7)
описывает гармоники, не входящие в интервал исследуемых частот.
Поскольку для массивов F(t,r) после их фильтрации определялись среднеквад-
ратичные погрешности среднерегиональных кривых, включение в модели шума в ви-
де случайного процесса представлялось необязательным, к тому же при фильтрации
по пространству случайные ошибки отдельных обсерваторий исключались в виде ло-
кальной части. *
22. ВАРИАЦИИ F{t. г) ПО СРЕДНЕМЕСЯЧНЫМ ЗНАЧЕНИЯМ
Вариации F(t, г) во всей полосе 1< Т< 10 год» Для выделения вариаций F (г, г)
во всей полосе частот ДДКВ рассмотрена возможность использования фильтров Б Г,
Б2 (табл. 2.2). Фильтр Б1 по сравнению с фильтром Б2 выделяет без искажения бо-
лее широкую полосу Г, раздвигая ее в сторону низких частот. Однако, как пока-
зали анализы R (со) фильтра Б1, его проверка на моделях и исходных данных, та-
кое расширение полосы Т сопровождается ухудшением узкополосности фильтра со
стороны низких частот (за счет явления Гиббса). Попытки построения более опти-
мальной R (со) для этого варианта параметров (за счет увеличения тк) приводят к
частичному повышению узкополосности, но это, во-первых, оказывается не очень эф-
фективно, во-вторых связано с большими потерями временного ряда (~ 18 лет).
В результате для анализа использован фильтр Б2. Я*(со), R (со) этого фильтра при-
ведены на рис. 2.1,а.
Как следует из рассмотрения R(со), эффективная полосу (R(co) > 0,5) такого
фильтра заключает частоты Дсо « 0,1 4- 0,42 рад/мес, что соответствует Т « 15 4- 63 мес.
На рис. 2.1,6 даны спектры £(со) моделей (2.4), (2.5) после обработки их филь-
тром Б2. Модели заданы на таком же по продолжительности интервале, что и данные
по F(t,r) (N = 396 мес). Как следует из этого рисунка, при фильтрации модели (2.4)
в исправленном спектре довольно хорошо выделяются частоты, входящие в выделяе-
мую полосу, и подавляются частоты вне ее. При этом в ВЧ-части спектра расщепление
34
.......................I I I I I I I I I I I I I I I I I
Z?7....................0,2 0,0 0,b <z>, раЗ/мес
Рис. 2.1. Спектры ДДКВ(Г, W, аа), заданных среднемесячными величинами
а - амплитудно-частотные характеристики фильтров, использованных в обработке; 1-8 — но-
мера в соответствии с табл. 2.2; б—д — амплитудные спектры ДДКВ, выделенных с применением
Б2 из модельных кривых (б) , из среднеевропейских кривых У, Z без исправления на R (со) (в),
то же с исправлением (г) , из кривых W и аа (д), где 1 - по короткому, 2 - по длинному рядам
боковых частот более значимо, чем в НЧ-части. Кроме тою, исправление на R (cj)
ведет к резкому возрастанию S(со) в полосе R (со) < 0,5.
Для модели (2.5) разрешение частот в НЧ-области спектра значительно хуже, хотя
обе частоты выделяются достаточно надежно (по оси частот), имея искажения только
в амплитуде. Заметим, что уменьшение амплитуды последнего члена модели (2.5) в
2—3 раза улучшает качество выделения предыдущего члена, хотя при этом несколько
увеличивается относительная погрешность определения амплитуды последнего члена.
35
На рис. 2.1,в,г приведены исходный и исправленный спектры Fe(r, г) для X- и
Z-компонент. Как следует из этих рисунков, спектры двух компонент, полученных
по среднерегиональным кривым, хорошо согласованы между собой. Это на уровне
новой дискретности данных (среднемесячные значения) полностью подтверждает
выводы об однородной структуре распределения амплитуды всего этого диапазона
вариаций в пространстве, полученные в предыдущей главе. Наибольшие расхождения
спектров двух кривых на Т > 60 мес, т.е. на участке, где jR(co) < 0,5. Поскольку
каждая из компонент получена при регистрации в обсерваториях разными приборами,
имеет свои соотношения сигнал/шум, такое совпадение (в пределах ±0,5 нТл) показы-
вает, что полученные спектры вполне надежно отражают реальные геофизические про-
цессы.
Обратимся к анализу структуры самих спектров. Сопоставление рис. 2.1, в, г
с рис. 2.1, б, а также их анализ позволяют заключить следующее.
1. В спектре F(t) на рассматриваемом интервале 01.1950-12.1982 гг. преобладает
вариация с Т ~ 43 мес. Ее спектральная амплитуда в X- и Z-компонентах одинакова
и составляет ~3 нТл. В У-компоненте она меньше 1 нТл (поэтому на рис. 2.1 эта кри-
вая отсутствует). Можно показать, что наличие в исправленном спектре X и Z боль-
шой амплитуды вариаций с Г - 70 мес обусловлено погрешностями использован-
ного фильтра (реально, как будет показано ниже, эта амплитуда не более 1,5—2 нТл).
Этот вывод полностью соответствует выводу, полученному в предыдущей главе на
основании [39].
2. Спектр F(г) для 15 < Т < 70 мес может быть разбит на три группы частот:
а) квазидвухлетние вариации (Аса 0,20-^0,42 рад/мес); б) квазичетырехлетние
вариации (Дсо » 0,11-^0,20 рад/мес); в) квазишестилетние вариации (А со «
0,08 -г 0,11 рад/мес) .
Поскольку все эти вариации обусловлены воздействием на магнитное поле Земли
внешних источников, то обоснования заключения о независимости или связанности
групп между собой будут приведены ниже, при соответствующих исследованиях извест-
ных характеристик таких источников.
Сделанные по рис. 2.1, в, г заключения приводят к необходимости рассмотрения каж-
дой из полос частот отдельно.
Квазидвухлетние вариации F (t, г). Впервые квазидвухлетние вариации геомагнит-
ного поля выделил Ю.Д.Калинин [43]. Он назвал их М-вариации. Обсуждение этой
и последующих работ по выделению М-вариаций приведено в обзоре [40], где в резуль-
тате анализа всех имеющихся в литературе на начало 80-х годов материалов сделаны
следующие выводы:
1) все авторы предполагают, что периоды М-вариаций изменяются в полосе
24—32 мес при среднем Т ~ 2,2 год, а их амплитуда — несколько нанотесла;
2) распределение амплитуды М-вариаций в пространстве однородно, что, по-види-
мому, обусловлено полем магнитосферного кольцевого тока DR.
Некоторая неопределенность сведений о М-вариациях побудила авторов [57] бо-
лее детально исследовать частотный состав и другие свойства этих вариаций.
Выделение М-вариаций (в дальнейшем будем их обозначать MF, где F, как и ра-
нее, — произвольная компонента напряженности геомагнитного поля) в [57] произ-
ведено двумя фильтрами Б. Окончательно принятая R (со) одного из них (Б4) при-
ведена на рис. 2.1,а. Как следует из сопоставлений этой кривой с S (со) на
рис. 2.1,в,г, в эффективную полосу такого фильтра входят только три из четырех
максимумов спектра, отнесенных нами к этому диапазону Т.
Кривые MX, MZ, МУ отдельных обсерваторий Европы, приведенные в [57], по-
казывают хорошее соответствие между собой в каждой из компонент, хотя их амп-
литуды не превосходят 1—2нТл. Наряду с этим, особенно в 50-е годы, в ряде об-
серваторий Европы имеются и локальные искажения (особенно в MZ).
Среднеевропейские кривые MX,MY,MZ, выделенные фильтром Б и фильтром сколь-
зящего сглаживания с близкой R(cS) (без исправления на R (со)), приведены на
36
мх, нТл
Рис. 2.2. Квазидвухлетние вариации F
а — среднеевропейские кривые MX,MY, MZ после фильтров Б4 (сплошная линия) и скользя-
щего сглаживания (штриховая линия) без исправления на R (о>) по работе [57], б — исправлен-
ная на R(u>) после фильтра Б4 кривая (7) и синтезированная по всей полосе MX кривая (2) в
спектре на рис. 2.1. г
рис. 2.2,а. Как следует из этого рисунка, согласие изменений MX и MZ, несмотря на
очень малые амплитуды, практически полное. Это относится и к MY, где амплитуда еще
меньше. Такое согласие подтверждает вывод о возбуждении MF тдковыми системами
магнитосферы DR и DCF и позволяет для дальнейших анализов частотного состава и
других свойств вариаций использовать наиболее точно определяемую компоненту MX.
На рис. 2.2, б приведена среднеевропейская кривая МХ, исправленная на R (со).
Спектр MX, а также изменения MX между 1958—1968 гг. дали основание авторам
[57] предположить, что на рассматриваемом интервале MX можно представить в виде
модели
MX — (1 + 2cos Ш) sin art, (2.8)
где =19мес — период несущей частоты, а =131мес — период модуляции,
t — месяцы. Выражением (2.8) дан общий вид модели. Выбор начала отсчета t здесь
произволен.
Модели MZ и MY отличаются от MX только масштабом амплитуд и возможным
переворотом фазы в определенных частях земного шара.
После получения спектров, представленных на рис. 2.1,в, г, была предпринята
проверка: насколько учет еще одного экстремума 5 (со) в диапазоне MX исказит
принятую модель MF. Оказалось, что при синтезе по всей полосе MX характер при-
37
веденной на рис. 2.2, б кривой полностью сохраняется, хотя в отдельные моменты
наблюдаются отклонения амплитуды до 20% (кривая 3 рис. 2.2,6).
На основании изложенного можно следующим образом охарактеризовать квази-
двухлетнюю вариацию F.
1. MF на интервале 1955—1977 гг. в частотной области имеют четыре максимума
в диапазоне частот До? = 0,2 + 0,42 рад/мес, т.е. ДГ= 15-^-31 мес, что несколько ши-
ре (со стороны высоких частот) того интервала, который предположен в [57]. Спек-
тральные амплитуды каждого из максимумов ~ 1 нТл, что близко к погрешности
получения среднемесячного значения. Тем не менее малое различие спектров MX и
MZ (рис. 2.1,в, е), а также малые значения среднеквадратичных погрешностей полу-
чения среднерегиональных кривых (табл. 2.2) позволяют считать, что этот спектр не
обусловлен погрешностями регистрации МЛВ.
2. Во временной области MF представляют собой группы флуктуаций, модулиро-
ванных по амплитуде. Причем на рассматриваемом интервале можно говорить, что
период модуляции близок к 10 год.
3. Основные свойства: а) закон изменения амплитуды MF в пространстве; б) соот-
ношение фаз кривых MX и MZ.MY в Европе; в) корреляция временных изменений MF
с одновременными изменениями индексов солнечной и геомагнитной активностей
[40, 57] подтверждает, что MF являются реальным геофизическим явлением, которое
возбуждается в магнитном поле Земли токовыми системами DR и DCF (при преоб-
ладании DR) и отражает динамику этих токовых систем.
Таким образом, в результате работ [57, 58] удалось более обоснованно показать
основные закономерности распределения амплитуды MF в пространстве и в соотноше-
ниях компонент, а также уточнить частотный состав этих вариаций и их источник.
Квазичетырехлетние вариации F(r,r). Специальных исследований таких вариаций
в F(t,r) не проводилось, поскольку до сих пор магнитологи не подозревали об их
существовании, об отличии этих вариаций от MF. Обычно их относили к квазидвух-
летним вариациям, как это, например, сделал М. Сигиура [37].
Для выделения квазичетырехлетних вариаций F(t,r) (будем в дальнейшем их
называть F-вариациями) в виде отдельной полосы могут быть использованы как
фильтр Б2, так и более узкополосные фильтры Б5, Б6. R (со) последних приведены
на рис. 2.1, а. Переход от фильтра Б5 к Б6 связан с необходимостью более точного
выделения боковой частоты модуляции основной гармоники со стороны низких частот.
Как и в случае MF, изменения амплитуды RF в пространстве и между компонен-
тами полностью соответствуют модели поля диполя и, таким образом, для анализов
спектрального состава этих вариаций может быть использована среднерегиональная
кривая RXe (рис. 2.3), которая на рассматриваемом интервале представляет собой
амплитудно-модулированный процесс с несущим 43 мес и периодом модуляции
~ 20 год. Наличие модуляции привело к усложнению спектра RF, появлению
в нем боковых частот на Т » 36 мес и 7 - 55 мес, что нашло свое отражение на
рис. 2.1, в, г (и, как отмечалось выше, привело к необходимости перехода от фильтра
Б5 к фильтру Б6).
Для выявления источника RF фильтром Б6 обработаны кривые IV и аа-индекса
на том же интервале. Полученные кривые аа(4) и IV (4) сопоставлены с кривой RX
на рис. 2.3. Из сопоставлений можно заключить, во-первых, о наличии таких вариа-
ций в индексах, характеризующих активность Солнца, а во-вторых, о существовании
корреляции всех трех кривых до начала 70-х годов (периода минимума модуляции
амплитуды). После середины 70-х годов между кривыми IV(4) и RX намечается некото-
рый сдвиг фазы, причины которого будут показаны ниже.
Уже из сравнения кривых рис. 2.2 и 2.3 видно, что на одном интервале RF и MF
ведут себя по-разному (в частности, у них разные Гп). Другие доказательства воз-
можности разделения MF и RF на отдельные классы будут обсуждены нами при рас-
смотрении вариаций IV и аа-индекса с 1 < Т < 10 год на более продолжительных
интервалах.
38
/060 W0 /060
Рис. 2.3. Квазичетырехлетние вариации F, W, аа
RX — среднеевропейская кривая; аа (4) : 1 — синтез по неисправленному спектру короткого
ряда, 2 — то же, но спектр исправлен на R (о>) , 3 — синтез гармоник исправленного спектра длин-
ного ряда; IV(4) — синтез гармоник неисправленного спектра короткого ряда
Квазишестилетние вариации F(r,r). Существование этих вариаций предполагалось
еще в 50-е годы [40]. Обычно они выделяются в отдельных обсерваториях и описы-
ваются как вторая гармоника 11-летнего цикла солнечной активности, но надежного
определения таких вариаций (с исключением локальной части) до сих пор не про-
водилось. Квазишестилетние вариации Fit.r} (Sh-вариации) выделены фильтрами
Б7, Б8 (см. табл. 2.2). R(co) фильтра Б8 приведена на рис. 2.1,а. Основные труд-
ности построения фильтра в этом диапазоне Т связаны с необходимостью подавления
близко расположенных по оси частот более мощных вариаций НЧ-части F(r, г), и
в первую очередь вариации с Г~ 10 год. Необходимость построения крутого фронта
R (со) в сторону низких частот неизбежно приводит к усилению явления Гиббса, к
увеличению искажения вариаций в выделяемой полосе частот.
Уже анализ по среднегодовым значениям в [39] показал, что ShF, входящие в об-
щую полосу d2F практически без искажения амплитуды, не оказывают заметного влия-
ния на виды средних кривых d2F разных регионов, т.е. если они присутствуют в d2F,
то изменение их амплитуды в пространстве подчиняется тем же закономерностям,
что и амплитуд MF и RF. Правильность такого вывода может быть подтверждена син-
фазностью кривых на рис. 2.4, где приведены ShX, выделенные как в среднерегио-
нальной кривой, так и в кривых двух европейских обсерваторий, отстоящих друг
от друга на расстоянии в несколько тысяч километров. При наличии вариаций с Т «
6 год от внутриземного источника следовало бы ожидать в распределении ампли-
туды ShF долготные неоднородности.
Другим доказательством реальности таких вариаций в F(t,r) является корреляция
кривой ShX с И7 (6), аа(6) при прохождении этих кривых в противофазе. Такая кор-
реляция наряду с законом распределения амплитуды ShF в пространстве и согласо-
ванным изменением между компонентами позволяет заключить, что появление этих
вариаций в F(t,r) связано с динамикой во времени параметров токовых систем
магнитосферы DR и DCF. Как следует из спектра на рис. 2.1,в, г, по-видимому, меха-
39
Рис. 2.4. Квазишестилетние вариации F, И7, аа
1 — Х(6) после фильтра Б2, 2 — Х(6) после фильтра Б8, 3 — Х(6) обе. Нимег после фильтра Б8,
4 — то же по обе. Москва, W(6) , аа (6) выделены фильтром Б8
низм генерации квазишестилетних вариаций на Солнце отличен от механизмов генера-
ции квазидвух- и квазичетырехлетних вариаций. Это предположение согласуется и с
результатами анализов W (6) и аа(6), которые приведены ниже.
Обсуждение результатов. Переход от анализа среднегодовых значений F(t,r) к
среднемесячным позволяет уточнить структуру спектра F (t, г) в диапазоне 1 < Г <
<10 год на интервале 1950—1976 гг., показать, что в этой полосе Т в спектре наряду
с наиболее мощным максимумом выделяются также в виде отдельных полос частот
вариации с Г ~ 2 год и 6 год. Уже из анализа W,aa по ограничен-
ному ряду можно заключить о возможной независимости каждой из этих полос от
соседней, необхрдимости их разделения, что, по-видимому, отражает различные пер-
вичные механизмы их генерации. В то же время непосредственной причиной появле-
ния всей полосы F(t,r) с такими периодами, как предположено, является динамика
магнитосферных токовых систем DR и DCF.
2.3. ДО ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
ПО СРЕДНЕМЕСЯЧНЫМ ЗНАЧЕНИЯМ ЧИСЕЛ ВОЛЬФА
И аа-ИНДЕКСА ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ
Анализы вариаций W и аа-индекса проведены теми же фильтрами Б, что и анализы
F (t, г), отдельно для полных рядов и рядов, равных по длительности ряду F(t,r)
(с 01.1950 г.).
Спектр всей полосы Т в рассматриваемом диапазоне. Как следует из рис. 2.1 , д,
спектры W и аа по полному ряду могут быть интерпретированы как спектры слу-
чайных процессов, по короткому же ряду они более информативны.
Для анализа спектров IV и аа по короткому ряду полезно привлечь спектр
F(f,r). Сравнение между собой спектров трех кривых на одном интервале позволяет
заключить:
1) спектры трех кривых коррелированы между собой только на частотах квази-
шестилетних вариаций, на более коротких периодах спектр W имеет структуру, отлич-
ную от спектров F(t,r) и аа\
2) на периодах квазичетырех - квазидвухлетних вариаций спектры аа-индекса и
F(ttr) имеют одинаковую структуру.
Первое заключение, с одной стороны, подтверждает необходимость отнесения ва-
40
Рис. 2.5. ДДКВ (W) после фильтра Б2, а также значения W (заштрихованы)
Для отдельных циклов указаны их номера
риаций с 6 год и с более короткими периодами к разным источникам, с дру-
гой (для понимания причин различия соответствующих кривых IV и аа) — требует
перехода от рассмотрений в частотной области во временную.
Временные вариации IV(2—6), аа(2—6) приведены соответственно на рис. 2.5, 2.6
и представляют собой пульсации с непрерывно меняющейся амплитудой. Максималь-
ные амплитуды пульсаций IV (2—6) достигают 30—40, а аа(2—6) ~ 10. Пульсации
IV (2—6) в большей части изменяются в соответствии с изменением IV. Связь пульса-
ций аа(2—6) с 11-летним циклом IV отсутствует; в аа(2—6) вообще трудно выявить
какие-либо закономерности, кроме интересного события в интервале 1915—1935 гг.,
когда прошла серия из четырех постепенно нарастающих пульсаций.
Вывод об отсутствии связи аа (2-6) с IV был подтвержден гистограммой распре-
деления амплитуды аа(2—6) в среднем 11-летнем цикле IV. В такой гистограмме вы-
деленных моментов преобладания да (2—6) по каким-либо годам не оказалось. По-
скольку кривые IV(2—6), аа(2—6) на рис. 2.5, 2.6 существенно отличны от стацио-
нарного процесса, понятно, почему их спектр на всем интервале не имеет устойчи-
вых гармоник. В то же время, несмотря на некоторое подобие изменений IV(2—6) и
аа(2—6) между 1955-1965 гг., в другие годы (после 1950 г.) их изменения значи-
тельно различаются, что и находит соответствующее отражение в спектрах на рис. 2.1, д.
Приведенные на рис. 2.1 ,д и рис. 2.5, 2.6 результаты дают общую характеристику
всего рассматриваемого диапазона Т изучаемых полей. Более полно разобраться в этой
характеристике можно, только расчленив всю полосу на группы частот, соответствую-
щих вариациям с • Т6,4,2 год.
41
Рис. 2.6. ДЦКВ (аа) после фильтра Б2, а также значения W (заштрихованы)
Для отдельных циклов указаны их номера
W{2)taaf2), W
Рис. 2.7. Квазидвухлетние вариации V (сплошная линия) и az-индекса (штрихпунктирная), вы-
деленные фильтром Б4, а также значения W (заштрихованы)
Для ряда циклов FP даны их номера
Рис. 2.8. Квазичетырехлетние вариации IV (сплошная линия) и да-индекса (штрихпунктирная ли-
ния) после фильтра Б6, а также значения W (заштрихованы)
Для ряда циклов W даны их номера
Квазидвухлетние вариации W и аа-индекса. Эти вариации выделены из среднемесяч-
ных значений W и аа-индекса фильтром Б4 (рис. 2.7). Малая амплитуда пульсаций IV(2)
(не более 10) приводит к тому, что они практически не находят отклика в спектрах W
на полном и коротком интервалах. Она же свидетельствует о малом вкладе вариаций
в общую кривую W (2—6). Из сравнения кривой IV (2) с IV на том же рисунке можно
заключить в основном о согласованном изменении двух кривых: практически в тече-
ние каждого 11-летнего цикла W проходит серия пульсаций IV (2), затухающая к
моментам минимумов IV. Можно отметить также систематическое усиление ампли-
туды W (2) после 1915 г. к нашему времени.
Еще более интересно поведение аа(2). В изменениях их амплитуды наблюдаются
два особенно значительных всплеска (1926-1935 гг., 1971—1978 гг.) — до ~4—6. Эти
всплески в обоих случаях попадают на конец спадающей ветви IV (11). Другие пульса-
ции аа (2) еще меньше связаны с IV(2) и IV (11).
Квазичетырехлетние вариации IV и аа. Квазичетырехлетние вариации в спектрах IV
и аа-индекса на коротком интервале не согласованы (рис. 2.1, д): в спектре аа(4) вы-
деляется группа частот, согласующаяся со спектром RX (рис. 2.1,в,г), спектр IV(4)
отличен от этих спектров. Причины различий видны из сравнения временных измене-
ний аа(4) с IV (4) (рис. 2.8), выделенных фильтром Б6. Максимальные амплитуды
IV (4) ~ 20—30 хорошо согласованы с максимумами IV, общий ход кривой IV (4)
в большинстве случаев также согласован с ходом кривой W (но иногда есть и рас-
хождения, например в 1889-1903; 1953-1976 гг.). Во многих случаях IV(4) пред-
ставляют собой цикл из нескольких колебаний, в котором первое имеет большую
амплитуду (как бы переходный процесс в автоколебательной системе).
43
aaffi)
о/, pad/мес
Рис. 2.9. Амплитудные спектры квазишестилетних вариаций IV и аа-индекса
1,2 — короткий, 3,4 — длинный ряды соответственно после фильтров Б7 и Б8 без исправления
на R (си) , 5 — спектр W(6) по ряду W с 1870 г.
Отличие спектра аа (4) от спектра IV (4) понятно из поведения аа (4) как на корот-
ком, так и на всем — общем для дд(4) и IV (4) — интервале. Поведение да (4) не
согласовано с изменениями IV, их наиболее интересная черта — существование отдель-
ных серий пульсаций, состоящих из трех-четырех колебаний (например, 1915—1935 гг.,
1950—1972 гг. и тл.) с амплитудами 3—4.
Квазишестилетние вариации W и аа. На рис. 2.1, д на коротком интервале спектры
кривых IV и дд-индекса на Т « 6 год довольно неплохо совпадают между собой, а
также со спектрами X и Z (рис. 2.1, в, г).
Выделение IV(6) и дд(6) проведено фильтрами Б7, Б8. Спектры полученных кри-
вых, не исправленные на R (со), приведены на рис. 2.9.
Из сравнения приведенных спектров можно заключить, что на коротком интервале
спектры IV (6) и дд (6) не имеют значимых различий, а на большом интервале у них
проявляются различия, которые заключаются в следующем: в дд(6) более четкое
формирование спектра этих вариаций с максимумом на 7 - 65,2 мес, с боковыми
частотами, соответствующими 70 год, в IV (6) — расплывчатый и несколько сме-
шенный к высоким частотам максимум (смещение увеличивается на кривой 5 ).
К анализам спектров IV (6) и дд(6) полезно прибавить картину изменений этих
вариаций, а также IV на одном интервале (рис. 2.10). Из рис. 2.10 следует, во-пер-
вых, что вариации IV (6) практически слабо были развиты до 1930 г. и заметно усили-
лись только после этой даты, во-вторых, вариации дд(6) на всем рассматриваемом
44
Рис. 2.10. Одновременные квазишестилетние вариации солнечной и геомагнитной активностей
И'(б) — сплошная линия, аа (6) — пунктирная линия, W — заштрихована. Для ряда циклов W
даны их номера
интервале имели примерно равную интенсивность, в-третьих, только после 1930 г.
наблюдается практически синхронное изменение аа (6) и W (6), до 30-х годов эти кри-
вые проходили несогласованно, в-четвертых, изменения аа(6) до 1930 г. довольно
согласованны с одновременными изменениями IV.
Более полная картина W (6) на всем интервале приведена на рис. 2.11, где они сопо-
ставлены с кривой W. Здесь можно отметить: 1) совпадение длин интервалов, соот-
ветствующих двойному циклу W (6), с длиной И'(11) (нет больших, изменяющихся
в одну сторону фазовых сдвигов); 2) максимальные амплитуды И'(6) « 20-^25
приходятся на W (11), имеющие максимумы в 80—100-летнем изменении W; 3) отсут-
ствие во многих случаях затухания амплитуды второго колебания W (6), попадающего
на ветвь спада W (11).
Таким образом, свойства W(6) а значительной мере согласованы со свойствами
IV (11) (непонятны только причины отсутствия затухания амплитуды вторых циклов
IV (6)). Однако, что касается аа(6), то здесь возникает ряд особенностей, и наиболее
важная среди них — разное поведение IV (6) и аа(6) до и после 1930 г., отсутствие
значимых W (6) в конце прошлого и начале этого веков.
Обсуждение результатов. Проведенные анализы среднемесячных значений F(r,r),
IV, оп-индекса и полученные результаты показали целесообразность привлечения этих
данных для такого рода исследований. Они помогают более достоверно установить
наличие в F(t) квазидвухлетних и квазишестилетних вариаций, спектральные ампли-
туды которых равны ~ 1 нТл. Столь малая амплитуда вариаций F(t,r), всего в 2 раза
превышающая погрешность округления последнего знака, вызывает у людей, мало
связанных с такого рода исследованиями, явное недоверие к реальности выделяемых
явлений. Поэтому следует еще раз перечислить основные доводы в пользу существова-
ния таких вариаций:
1) вариации, выделенные в одной компоненте разных обсерваторий Европы, в значи-
тельной мере коррелированы по пространству, хотя в отдельные моменты в ходе
некоторых кривых и наблюдаются некоррелированные (локальные) изменения; осно-
вой такой корреляции является неизменность фазы в каждой из компонент на терри-
тории Европы;
45
Wf6), w
Рис. 2.11. Квазишестилетние вариации W с 1749 г., а также значения W (заштрихованы)
2) фазы X- и Z-компонент этих вариаций находятся в полном соответствии с
моделью поля DR\
3) существует корреляция соответствующих вариаций F(t,r) и IV, аа-индекса;
поскольку данные по солнечной и геомагнитной активностям получены совершенно
независимо от данных F(r,r), в их временных рядах совершенно иная частотная струк-
тура вне выделяемой полосы и другие соотношения сигнал/шум в выделяемой полосе,
такая корреляция не может быть случайной;
4) вариации Х-компоненты квазидвухлетних и квазишестилетних вариаций в Европе
противофазны соответствующим индексам внешней активности, что согласуется с пред-
ставлениями о механизме их генерации.
Иногда высказывается мнение, что доводы 1, 3 малоубедительны, поскольку при
обработке одним фильтром разных рядов из полосы белого (или другого) шума вы-
деляется одна полоса частот, которая и создает корреляцию и видимость реальности
процесса. Однако с таких позиций не могут быть объяснены, во-первых, второй пункт
доводов, а во-вторых, согласованность результатов фильтрации с применением широко-
и узкополосных фильтров. Отсюда следует, что, по-видимому, все-таки квазидвух-
летние и квазишестилетние (не говоря уже о квазичетырехлетних) вариации F(r,r) —
вполне реальные явления, отражающие воздействие корпускулярного излучения Солнца
в первую очередь на токовую систему DR. Однако для более полного исследования
таких вариаций необходимо привлечение более продолжительных и менее искажен-
46
ных рядов индексов солнечной и геомагнитной активностей. Этот вывод можно связать
с геофизическим аспектом проблемы, с получением более точного описания источников
части спектра временных изменений геомагнитного поля.
Еще больший интерес имеют полученные результаты для астрофизического аспекта
анализа, поскольку проведенные рассмотрения на новом материале с новым подходом
к обработке не только подтвердили различие ДДКВ(СА) и ДДКВ(ГА) (см. гл. 1),
но и выявили новые стороны этого различия, как бы его тонкую структуру.
В диапазоне Т ъ 2-г4 год изменения IV(2—4) согласованы с IV(И),но у аа(2—4)
такого согласования не наблюдается. Однако хорошая корреляция вариаций аа (2—4)
с F(2—4) позволяет заключить, что различия W (2—4) и аа(2—4) не связаны с погреш-
ностями получения этих рядов, они отражают различия физических процессов на
Солнце, ответственных за эти вариации.
Картина одновременного прохождения W(6) и оа(6) более сложна. Ее можно раз-
делить на два этапа: 1) до 30-х годов (когда корреляция отсутствует, практически
отсутствуют IV(6), сильно развиты аа(6)); 2) после 30-х годов (IV(6) и оа(6) корре-
лированы, изменяются в фазе, даже характер модуляции их амплитуды довольно схож).
Причины таких различий корреляции IV (6) и аа(6) до и после 30-х годов пока неясны.
Хорошее согласование 11-летних циклов IV и аа-индексов до 1930 г. (см. ниже) вроде
бы свидетельствуют в пользу того, что этот эффект в вариациях с 6 год не может
быть обусловлен погрешностями получения данных оа-индекса до 1930 г. В гл. 5 мы
еще вернемся к этому вопросу.
Полезно обсудить вопрос правомочности разделения общего диапазона периодов
для IV, аа, F на части, которые, как предположено, соответствуют разным источникам.
По-видимому, такое разделение более необходимо для геомагнитной активности, чем
для IV. Действительно, хотя некоторые несоответствия хода кривых IV (2,4, 6) измене-
ниям IV и наблюдаются, они не столь выражены, как общая подчиненность всех этих
кривых 11-летнему циклу, т.е. основному циклу верхней части конвективной зоны
Солнца, что, по-видимому, свидетельствует об общности механизмов генерации всех
этих вариаций. Для геомагнитной же активности кривые аа (2), аа (4) и аа (6) мало
согласованы между собой, содержат много различий. Так, например, при обсуждении
рис. 2.6 обращено внимание на изменения аа(2-6) между 1915—1935 гг. Эта серия
представляет собой последовательность четырех импульсов с нарастающей амплитудой.
Из рассмотрения кривых аа(2) и аа(4) рис. 2.8, 2.9 видно, что такая последователь-
ность является результатом наложения на последовательность из четырех импульсов
аа (4) с равной амплитудой в эти годы сильно развившейся флуктуации аа (2). Дру-
гая примерно такая же флуктуация аа(2) имела место в 70-х годах. Однако в этот
период изменения аа (4) не были столь интенсивны, что не привело в итоге к столь же
интересной последовательности.
Приведенный пример дает основания для предположения о полезности разделения
вариаций аа(2) и аа(4) (а следовательно, MF и RF) на отдельные явления, о воз-
можности разных (полностью или частично) механизмов их генерации.
Если для аа(2) и аа(4) механизмы генерации возможно близки, то механизм гене-
рации аа(6), по-видимому, существенно иной.
Таким образом, проведенные по среднемесячным значениям F, IV, аа анализы до-
декадных вариаций позволили показать, что вариации F (t) в этом диапазоне Т пол-
ностью обусловлены динамикой магнитосферных токовых систем DR и DCF, воз-
бужденных в свою очередь динамикой предполагаемого источника геомагнитной
активности в виде корональных дыр. Кроме того, такие анализы выявили различия
поведения IV и аа в разных участках спектра исследуемого диапазона, а также позво-
лили высказать предположение о полезности расчленения спектра оа-индекса на три
области частот, каждая из которых описывает вариации, обусловленные, по-види-
мому, разными механизмами генерации.
47
2.4. АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ ПОТОКОВ ВЫСОКОЭНЕРГИЧНЫХ НЕЙТРИНО СОЛНЦА
С начала 70-х годов в штате Южная Дакота Р. Девис с коллегами проводит измере-
ния высокоскоростных потоков нейтрино, которые, как предполагается, образуются
ядерными реакциями, протекающими в ядре Солнца. Установка чувствительна только
к нейтрино с энергией Е > 0,814 МэВ. Этому условию удовлетворяют нейтрино р0,
рождающиеся в следующих реакциях:
8В -> 8Ве+ е++ V. 7Ве+ -> 7Li+ vy (2.9)
8В + е~ 8Be + v, р + р + е~ 8D + v.
Наибольший вклад в измерения дают электронные нейтрино от распада 8 В.
Первые результаты измерения потока нейтрино показали, что его абсолютная вели-
чина (~ 2,1 SNU) в несколько раз меньше, чем это следовало из стандартной модели
внутреннего строения Солнца [59].
По мере накопления экспериментальных данных по потокам и@ повышается интерес
к анализу их временных изменений. В [60, 61] высказано предположение о наличии
в потоках 11-летнего цикла, характерного для солнечной активности и геофизических
процессов, связанных с Солнцем. Однако такое предположение вызвало возражение
Л. Ланцеротти и др. [62]. К.Сакураи и позднее Л.Ланцеротти [63, 62] обратили внима-
ние на наличие во временных изменениях 3 7 Аг значительных квазидвухлетних вариа-
ций. По определениям К.Сакураи, их период Т* 26 мес.
Таким образом, во временных изменениях потоков v& выделяются вариации с Т
из диапазона ДЦКВ, которые несут информацию о процессах в ядре Солнца. Это дает
возможность предположить, что если не все, то часть вариаций потоков vQ является
источником соответствующей динамики поверхностной активности Солнца, прибли-
зиться к пониманию механизма генерации соответствующих вариаций на Солнце.
С другой стороны, если механизм какой-либо ДЦКВ(ГА), ДЦКВ(СА) действительно
связан с процессами в ядре Солнца, то более продолжительные астро- и геофизические
ряды дадут возможность рассмотреть не только настоящее, но и прошлое этого меха-
низма на интервале не менее 100 лет.
Представляется, что в такой постановке задача исследований потоков является
актуальной как для Солнца, так и для солнечно-земной физики.
Исходные данные и их обработка. Табличные данные результатов наблюдений за
период 04.1970—12.1980 гг. любезно предоставлены нам Р. Девисом. Эти данные за-
ключают сеансы измерений (’’раны” по терминологии экспериментаторов) 18—67
с указанием времени каждого рана в десятичной системе счета. Продолжительность
отдельных ранов различна (рис. 2.12). В среднем она равна трем месяцам. При сред-
нем потоке ~ 0,4 ат./сут это регистрация примерно 40 атомов 37 Аг. Каждый ран
характеризуется наивероятнейшим значением и разбросом от него, который относят
ко всей продолжительности сеанса измерения. На рис. 2.12 наивероятнейшие (НВ)
значения — это горизонтальные черточки, через которые проходят вертикальные ли-
нии. НВ-значения использованы ниже как исходные для анализов кривой 37Аг.
Дополнительно привлечен к обработке ряд верхних (ВХ) значений 37 Аг.
Для удобства последующей обработки и анализов исходные ряды НВ- и ВХ-значений
3 7 Аг за ран пересчитаны в ряды среднемесячных значений. Линейная интерполяция про-
ведена двумя способами: внутри одного рана среднемесячные значения считались по-
стоянными, равными по величине наивероятнейшему (или верхнему) значению, на
стыке двух соседних ранов их значения интерполировались; проводилась линейная
интерполяция между наивероятнейшими значениями (работа проведена Е.А. и В.Г. Гав-
рюсевыми).
Также путем линейной интерполяции были заполнены пропуски между 18—20,
22-24, 24-27 ранами. В итоге такого пересчета получены равномерные ряды из 129 зна-
чений, которые использованы в дальнейшем анализе. На рис. 2.13,а приведены НВ-зна-
48
Рис. 2.12. Результаты измерений высокоэнергичных нейтрино Солнца в эксперименте Р. Дэвиса
и его коллег
Горизонтальные отрезки — длина ранов, цифры — их номера, вертикальные линии — погреш-
ности измерении
чения кривой 37 Аг за каждый месяц, а на рис. 2.13, б — среднемесячные значения чисел
Вольфа на том же интервале.
Определение частотного состава кривой 37 Аг по НВ-значениям2 * 4 осуществлено
путем разложения ее в ряд Фурье с применением дробных гармоник (К = 0,1) .
При длительности одного сеанса измерения 37 Аг три месяца и более часть спектра
вариаций с временами меньше половины года вряд ли может быть определена надеж-
но. В основном эта часть спектра связана с погрешностями измерений. В связи с этим
она исключена из рассмотрения путем сглаживания кривой 37 Аг скользящим интер-
валом пять месяцев.
Спектры кривых аргон-37 и чисел Вольфа на одном интервале. На рис. 2.14 при-
ведены амплитудные 5 (со) и фазовые Ф(со) спектры сглаженных кривых 37 Аг и W
при исходной длине интервала N= 129. Максимумы в 5 (со) кривой 37 Аг пронуме-
рованы. Их основные характеристики даны в табл. 2.3.
Как следует из рис. 2.14 и табл. 2.3, спектры кривых 37Аг и W имеют принципиаль-
ное различие, заключающееся в разном соотношении амплитуд максимумов на Т -
« 11 год и амплитуд максимумов более коротких периодов: в спектре И7 амплитуда
гармоники с Т « 11 год примерно на порядок больше амплитуды гармоник с Т =
= 2-г5 год, в спектре кривой 37Аг амплитуды гармоник на 11 год и на Г=
= 2 -г 5 год одинаковы.
Фазовые спектры кривых 37Аг и W на рис. 2.14,в, если представить их без скач-
ков через 360°, более похожи друг на друга, чем амплитудные.
Из рис. 2.12 следует, что кривая 37Аг не соответствует условиям стационарности,
2Далее для упрощения записи индекс НВ применяется только при необходимости, но везде под-
разумевается.
4, Зак. 928 49
Рис. 2.14. Амплитудные и фазовые спектры кривых 3 7 Аг и W
а — S(u>) , б - Ф(о>) ; цифры — номера максимумов, соответствующие табл. 2.3
так как первые моменты распределения не остаются постоянными на всем интервале
измерений. Это подтверждается и проверкой устойчивости максимумов спектра кри-
вой 37Аг при определениях его на интервалах разной длительности, а также в зависи-
мости от условий интерполяции при получении исходной кривой, проведенной в
[64], где показано, что при уменьшении базиса разложения с начала или конца ряда
на ~30% спектр кривой 37Аг может существенно изменяться.
К вопросу о существовании в кривой 37 Аг 11-летнего цикла» коррелирующего с
IV (11). На рис.2.15,а приведены среднегодовые значения IV (кривая 7), а также
их значения, сглаженные интервалом 3 года (кривая 2) (путем выбора шкалы эти
кривые для удобства сравнения приведены в противофазе). На рис. 2.15,б — сред-
негодовые значения 37Аг (кривая 7), сглаженные одним скользящим интервалом
(кривая 2) и дважды сглаженные этим интервалом (кривая 3). Кривая 3 достигает
максимума вблизи минимума W несколько позднее его. Других одновременно согла-
сованных изменений IV и 37Аг не наблюдается.
Близость по времени одного экстремума кривых не позволяет говорить о суще-
ствовании в кривой 37 Аг циклических изменений, соответствующих изменениям сол-
нечной активности. К этому можно добавить, что если 11-летние вариации и имеют
место в кривой 37Аг, то, как следует из рис. 2.14 и табл. 2.3, их амплитуда не пре-
восходит амплитуды вариаций более короткопериодной части.
50
Таблица 23. Параметры максимумов амплитудного спектра кривой 3 7 Аг
Номер максимума Г, мес ^тах»рад/мес Aw, рад/мес S(o>), ат./сут
1 125 0,050 0,135
2 56,8 0,111 0,061 0,130
3 35,7 0,176 0,065 0,163
4 26 0,241 0,065 0,163
5 19,5 0,322 0,081 0,139
6 15,6 0,403 0,081 0,115
В результате совместного рассмотрения кривых 37Аг и И7 в [64,65] заключено,
что по использованному ряду экспериментальных данных обсуждать реальность И-лет-
него цикла в кривой 37Аг преждевременно, так как для этого нет ни достаточных до-
казательств, ни убедительных опровержений.
Результаты спектрального анализа кривой 37 Аг. В результате анализа спектров кри-
вых 37 Аг и И/могут быть сделаны следующие выводы.
1. Спектр кривой 37 Аг на рассматриваемом интервале характеризует вариации толь-
ко в диапазоне 1 < Т < 10 год. При средней продолжительности рана 3 мес вариа-
ции более коротких периодов определяются не надежно. Изучение более продолжи-
тельных вариаций ограничено длиной ряда экспериментальных наблюдений.
2. Спектр кривой 37Аг имеет принципиальное отличие от спектра W. Это отличие
состоит в существовании в 5(cd) кривой 37Аг вариаций с Т < 10 год, амплитуда
которых равна по величине амплитуде гармоники с Т « 10 год (и даже несколько
больше).
3. Часть спектра кривой с 1 < Т < 10 год можно интерпретировать как спектр,
содержащий пять независимых квазигармонических процессов. С другой стороны,
данные табл. 2.3 по позволяют высказать предположение о связи максимумов
2—6 между собой в виде суммы двух амплитудно-модулированных квазигармони-
ческих колебаний с периодами несущих ~20 и ~36 мес. Каждая из несущих моду-
лирована своим периодом (соответственно ~ 80 и ~ 94 мес), который меньше про-
должительности одновременного цикла солнечной активности.
4. В кривой 37 Аг на рассматриваемом интервале 11-летняя вариация не может
быть выделена надежно.
5. Анализ стабильности спектра кривой 37 Аг показывает, что спектр устойчив при
изменениях базиса разложения только в пределах ~ 10%. При изменении базиса на
30% структура спектра может существенно измениться. Так, при удалении из ряда
измерений за 1970—1972 гг. в спектре пропадают максимумы 5, 6, а другие гармо-
ники спектра смещаются. Такое изменение 5(со) дает основание считать, что спектр
кривой 37Аг характеризует эту кривую как нестационарный процесс. Нестационар-
ность может быть обусловлена как самой природой процессов, происходящих в ядре
Солнца, так и малым соотношением сигнал/шум, где под шумом, очевидно, следует
понимать погрешность определения 37 Аг в каждом из отдельных ранов.
Возможность объяснения временных изменений кривой 37 Аг погрешностями реги-
страции. Каждый ран измерения атомов 37 Аг представлен наивероятнейшим значе-
нием числа атомов и разбросом, связанным с погрешностью определения этого числа
(см. рис. 2.12). Поэтому, чтобы оценить достоверность временных вариаций, надо
оценить величины самих вариаций, а также погрешностей их определения.
Для оценки величины вариации вычислено стандартное отклонение аст ~
« 0,24ат./сут.
Оценка величины среднего разброса значений 37Аг относительно НВ-значения
(ап ~ 030 ат./сут) определена через уравнение регрессии 37Агвх = (1,137Агнв +
+ 0,32) ± 0,11, полученное эмпирически.
Рис. 2.16. Автокорреляционные функции кривой 37 Аг (7) и случайного процесса с нормальным
распределением (2)
Рис. 2.15. 11-летние вариации чисел Вольфа (а) и потоков (б)
1 — исходные кривые, 2 — после сглаживания, 3 — после дополнительной фильтрации
Таким образом, (аст/ап) « 0,8, т.е. амплитуда временных изменений кривой
37Аг меньше погрешности их измерения. Следовательно, все временные изменения
должны быть отнесены к флуктуациям погрешностей измерения атомов 37 Аг в
детекторе.
К этому полезно добавить, что случайный характер временных изменений кривой
37Аг показан также В.Н.Гавриным и др. [66]. Для исследования кривой использо-
ваны методы последовательных разностей, Колмогорова—Смирнова и метод х2 >
а также проведено сравнение с розыгрышем по методу Монте-Карло, выполненное
ранее Кливлендом. При этом авторы [66] относят безоговорочно временные измене-
ния кривой 37Аг к погрешностям ее измерения, считают поток нейтрино неизмен-
ным во времени.
Обсуждение результатов. Несмотря на то что шумы выделения атомов 37Аг в детек-ч
торе Р. Девиса и его коллег превышают уровень временных изменений, многочислен-
ные исследователи постоянно возвращаются к анализу этих изменений, к корреляции
временных изменений 37Аг в первую очередь с активностью Солнца на уровне фото-
сферы (с И7). Эти анализы, по-видимому, основаны на представлении об изменении
во времени интенсивности процесса выгорания 8В, а следовательно, возможности
временных вариаций процессов, происходящих в ядре Солнца. Такие попытки следует
отнести в какой-то мере к гипнозу уникального эксперимента, к желанию опереться
хотя бы на какую-то информацию о динамике ядра Солнца во времени, опасениям,
что вместе с грязной водой из купели будет выкинут и ребенок. Последнее наиболее
опасно. К тому же есть два косвенных указания на возможность физической интер-
претации результатов эксперимента Р. Девиса и его коллег по изменению потока
во времени. Первое из этих указаний связано с различием кривых автокорреляцион-
ных функций R(r) для 37Аг и случайного процесса с нормальным распределением,
52
заданного тем же числом точек (рис. 2.16), полученным в [64]. Отличие кривой 1
на рис. 2.16 от кривой 2 состоит в удаленности точки пересечения оси т от нуля, что
свидетельствует о возможности существования в этой кривой детерминированной
части с Т ъ 30 мес. Другое указание основано на анализе материалов, приведенных
в этой гг ве.
При обсуждении результатов спектрального анализа кривой 37 Аг (см. выше) выска-
зано предположение о возможности интерпретации части спектра этой кривой с Т <
< 10 год суммой двух амплитудно-модулированных колебаний, у которых несущим
частотам соответствуют периоды ~ 20 и ~ 36 мес, а частотам модуляции периоды
~ 80 и ~ 94 мес. Разложение в ряд Фурье кривой 37 Аг произведено на интервале
129 мес. В то же время в спектре напряженности геомагнитного поля F(r.r), полу-
ченном на интервале 396 точек, выделены MF и RF. Эти вариации на рассматриваемом
интервале также имеют вид амплитудно-модулированных сигналов с несущими часто-
тами, которым соответствуют периоды ~ 19, 43 мес, и периодами модуляции ~ 10 и
20 год.
Можно видеть, что основные частоты спектра кривых 37Аг и F(t,r) довольно близ-
ки между собой. Наибольшие их различия относятся к определениям в кривой 37Аг
более продолжительного периода несущей частоты, а также периодов модуляции. Такие
различия, по-видимому, вполне объяснимы малым соотношением ’’выделяемый Т/ба-
зис разложения” в кривой 37Аг. Прямой проверкой такого предположения был бы
спектр суммы MF + RF на том же самом интервале (или, как мы видели выше, что
то же самое, спектр аа-индекса) в этой полосе Т. Однако из-за отсутствия в нашем
распоряжении экспериментальных данных за последние годы и потерь, связанных с
фильтрацией, такую проверку пока не удается провести достаточно корректно. Но
безусловно, она должна быть осуществлена в самое ближайшее время.
Полезно отметить следующее. Если предположение о согласовании спектрального
состава кривых 37Аг и F(t,r) окажется правильным и можно будет говорить о кор-
реляции этих двух процессов, а также возможности их связи, то безусловно возникнет
вопрос, почему существует корреляция вариаций кривой 37Аг с процессами в коро-
нальных дырах и отсутствует корреляция этой кривой с W.
Приведенные указания на возможную достоверность результатов измерения вре-
менных вариаций потоков vQ могли бы получить подтверждения или быть отброше-
ны, если бы повысилась точность данных эксперимента.
Как представляется, возможны два пути повышения точности и надежности экспе-
риментов с хлорным детектором.
А. Если регистрация продолжается в одной точке, то следует уменьшить погреш-
ности измерений атомов 37Аг. Однако, по-видимому, американский эксперимент идет
на пределе современных возможностей в измерениях небольших количеств атомов
и повышение точности может быть реализовано только при дальнейшем развитии соот-
ветствующей техники.
Б. Организовать наблюдения еще по крайней мере на двух подобных детекторах
в разных местах земного шара. Только в этом случае можно будет проверить репрезен-
тативность временных изменений на отдельном детекторе. К сожалению, приходится
констатировать, что спустя ~ 15 лет после запуска хлорного детектора в США дру-
гих таких детекторов запущено не было. Это прискорбно, так как в случае надежного
установления в кривой 37Аг временных вариаций накопленный за ~ 15 лет экспери-
ментальный материал, дополненный новыми данными, даст более полную информа-
цию о спектре вариаций потоков нейтрино с временами несколько лет и более, позво-
лит уточнить возможности его связи со спектром МЛВ солнечной активности, харак-
теризующей пока только динамику пятен на поверхности фотосферы. В соответствии
с этим хотелось бы обратить внимание специалистов, что получение более надежных
данных на хлорном детекторе является столь же важной задачей, как и организация
наблюдений нейтрино на таллиевом и других детекторах, расширяющих спектр энергий
регистрируемых частиц.
53
25. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
Во второй главе поставлена цель уточнения структуры вариаций магнитного поля
Земли и солнечной активности в диапазоне 1 < Т < 10 год, расширения объектов ис-
следования активности Солнца. Полученные уточнения подтвердили основные выводы
гл. 1 и выявили новые свойства исследуемых вариаций.
1. Спектр вариаций F, IV, аа в диапазоне ДДКВ имеет сложную структуру, которая
наилучшим образом, по-видимому, проявляется на интервалах 20—30 лет (например,
1955-1980 гг.) и содержит квазидвух-, квазичетырех-, квазишестилетние вариации.
Каждая из этих вариаций является нестационарным процессом во времени, поэтому
на больших интервалах они могут быть в спектре не обнаружены. Получены подтверж-
дения возможности разделения спектра на такие полосы частот и высказано пред-
положение, что механизмы генерации вариаций каждой из этих полос различны.
2. Генерация всего диапазона этих вариаций в магнитном поле Земли обусловлена
динамикой магнитосферных токовых систем DR и DCF (с преимуществом DR ), кото-
рая, в свою очередь, вызвана воздействием на эти системы той части солнечной актив-
ности, которая, по современным представлениям, связана с корональными дырами.
3. Сопоставление свойств вариаций по и аа-индексу в каждой из полос частот
отдельно выявляет следующие их различия:
а) квазидвух-, квазичетырех-, квазишестилетние вариации W ведут себя в основ-
ном согласованно с кривой IV, закономерно изменяются в 11-летнем цикле, хотя в каж-
дой из полос эти изменения имеют свои особенности;
б) квазидвух- и квазичетырехлетние вариации аа-индекса не согласованы с W (11).
В изменениях оа(2), аа(4) наблюдаются серии пульсаций иногда в виде биений с боль-
шой амплитудой;
в) квазишестилетние вариации аа-индекса изменяются согласованно с W (6) только
с 30-х годов нашего века. До этого, с 80-х годов прошлого века, при наличии хорошо
развитых аа (6) вариации W (6) практически отсутствовали, а их остатки были не кор-
релированы с одновременными аа (6).
4. При совместном анализе спектров изменений потоков ро и W выявлено их прин-
ципиальное различие, заключающееся в разном для каждого спектра соотношении
амплитуд на 10^11 год и Т< 10 год (в спектре W это соотношение ~10, в спек-
тре 3 * 7 Аг оно ~ 1). Кроме того, предложена интерпретация вариаций кривой 3 7 Аг с
Г < 10 год в виде суммы двух амплитудно-модулированных сигналов, у которых несу-
щим частотам соответствуют Тх ~ 19 мес, а Г2 ~ 36 мес. Оценка отношения сигнал/
шум в кривой 37 Аг показала, что амплитуды временных изменений этой кривой нахо-
дятся в пределах погрешностей их изменения, таким образом, в рамках только данных
эксперимента Р. Девиса и его коллег задача выделения таких вариаций пока не может
быть решена3 Приведено два косвенных указания на возможность существования в
этой кривой временных изменений, связанных с процессами в ядре Солнца. Сформу-
лированы основные требования к повышению надежности американского экспери-
мента. Из изложенного, по-видимому, ясно, что анализы данных по потокам р® важ-
ны как для физики элементарных частиц, задач астрофизики, так и для исследования
солнечно-земных связей. В частности, на основании проведенного рассмотрения мож-
но допустить, что именно процессы в ядре Солнца являются первопричиной появления
в магнитном поле Земли вариаций MF и RF,
3 В последующих работах на более продолжительных рядах мною получены достаточно убедитель-
ные доказательства реальности временных изменений с 2- 10 год. имеющих место в кривой 37 Аг.
ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ,
СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ
И МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ
Глава 3. ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ (ЦИКЛЫ)
СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
Декадные вариации солнечной активности (10 < Г < 100 год)4 * * - наиболее мощ-
ные в активности Солнца за всю известную историю их изучения. В основном они
представлены 11-летними циклами, амплитуда которых модулирована изменениями
с широким спектром периодов. Среди последних наибольшую мощность имеют вариа-
ции с Г ~ 90 год. ДКВ(СА) проявляются в широком комплексе явлений (пятна,
факелы, протуберанцы и т.п.), наблюдаемых на Солнце астрономическими методами.
Во всех этих явлениях основные характеристики ДКВ довольно близки. Согласно
М. Копецкому [67], 11-летний цикл W характеризует изменения во времени количе-
ства появляющихся групп пятен, в то время как модуляция амплитуды И7 (11) -
продолжительность жизни таких групп. Отдельное место среди ДКВ(СА) занимают
22-летние циклы, которые характеризуют смену знака полярности магнитного поля
Солнца.
Ниже будет показано, что ДКВ геомагнитной активности, которая является одним
из проявлений солнечной активности, имея некоторые общие свойства с ДКВ(СА),
обладают и рядом специфических особенностей. В дальнейшем, употребляя термин СА,
мы будем иметь в виду и ГА, разделяя их лишь в случае необходимости.
Весьма продолжительные ряды С А и ГА имеют богатую историю изучения с исполь-
зованием многих различных методов их анализа. Тем не менее приходится констати-
ровать, что эти возможности далеко еще не исчерпаны, и сегодня информацию о свой-
ствах ДКВ (СА,ГА) можно расширить не только путем новых их измерений, но и путем
применения новых подходов к анализу временных рядов. На это обстоятельство,
а также на анализ погрешностей исходных данных в главе обращено специальное вни-
мание.
Использованный в этой главе подход для описания декадных вариаций, как и приня-
тая терминология, существенно отличаются от общепринятых (например,в [2]), что свя-
зано с необходимостью единообразия описания соответствующих вариаций в астро- и
геофизических полях.
В главе не приводится литературного обзора состояния изученности таких вариаций
и не рассматривается распределение С А по поверхности Солнца. Соответствующая ин-
формация дана в ссылках и частично использована при обсуждении материалов про-
веденных анализов.
3.1. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ ДЛЯ АНАЛИЗОВ
И ИСПОЛЬЗОВАННЫЙ МЕТОД ВЫДЕЛЕНИЯ ДКВ(СА)
Исходные данные для анализа ДКВ (С А, ГА). Основой большинства исследований
декадных вариации солнечной активности является ряд среднегодовых значений чисел
Вольфа с 1749 г. по наши дни. Числа Вольфа получаются путем обработки прямых на-
4 Более правильно,* по-видимому, определение декадных вариаций как вариаций с 10 < Г <
< 100 год. Однако для удобства рассмотрения вариации с Г « 10 -5-11 год включены в эту главу.
55
w
200 v
0 I—-1---1-
Г
..; ЛилУ’У
I-----------1-----------1___________1__________I____________)
/800 /800 2000
Рис. 3.1. Среднегодовые значения чисел Вольфа и индексов геомагнитной активности
Штриховой линией на графике аа-индекса даны сглаженные значения
блюдений пятен на фотосфере Солнца, в силу чего ряд является одним из наиболее
высокоточных для изучения ДКВ. Методика получения W, а также сами значения W
(рис. 3.1) приведены, например, в [2,55].
Для анализа ДКВ(IV) до середины XVIII в. использован ряд значений Wmax, полу-
ченных Д.Шове по исследованиям описаний пятен и полярных сиянии, приводимых в
старых летописях. На основе такого исследования, а также предположения о постоян-
стве существования 11-летнего цикла во все времена Шове были проведены оценки
величины и времени l^rnax за каждый отдельный цикл с 698 г. до н.э. по середину
XVIII в. на. На сегодня этот ряд содержит 197 циклов. Безусловно, погрешности
определения И/тах в каждом цикле W (11) как по величине, так и по времени для
ряда Д.Шове намного больше, чем ряда чисел Вольфа. Одной из причин этого явля-
ется более сложная структура 11-летнего цикла полярных сияний, чем у чисел Воль-
фа. Ю.Н.Надубовичем, например, показано, что в 11-летних циклах полярных сия-
ний встречаются два максимума частоты их появления [68]. Один из этих максимумов
совпадает с Wmax, другой запаздывает относительно первого на несколько лет. Ниже
в рассмотрении использована только часть ряда Д. Шове (последние 42 цикла, которые
приведены в [69, табл. 8]).
Анализ декадных вариаций геомагнитной активности проведен по среднегодовым
значениям аа- и М(Кр)-индексов [70]. Данные М(Кр) за 1969—1979 гг. любезно предо-
ставлены дополнительно А.И.Олем. Индексы аа и М(Кр) (см. рис. 3.1) получены не-
сколько разными способами обработки исходных данных и по разному набору дан-
ных, что привело к некоторому различию двух кривых, особенно в низкочастотной
части. Из рис. 3.1 видно также, что максимумы 11-летних циклов кривых М(КрУ
и аа-индексов во многих случаях сдвинуты относительно ближайших значений Wmax
всегда на более поздние годы, на что в свое время обратил внимание А.И. Оль [6] (см.
ниже).
В связи с более поздним началом инструментальных наблюдений геомагнитного
поля ряды геомагнитных индексов примерно в 2 раза короче, чем ряд W.
Выделение ДКВ(СА) методами узкополосной фильтрации. Основой для выделе-
ния декадных вариаций СА и их разделения на отдельные полосы частот является
дискретность их спектра, которая создает условия для узкополосной фильтрации.
56
Таким образом, в общем виде задача выделения ДКВ(СА) (как и вариаций, рассмот-
ренных в предыдущих главах) есть задача узкополосной фильтрации этих вариации.
При такой формулировке постановки задачи очевидно, что степень точности полу-
ченного после фильтра сигнала существенно определяется узкополосностью выбран-
ного фильтра, а также учетом тех погрешностей, которые содержит сам сигнал и вносит
в выделенный сигнал фильтр.
Узкополосная фильтрация во многих линейных фильтрах достигается за счет боль-
шой длины весовой функции h (т). Действительно, в этом случае R (со) фильтра, являю-
щаяся преобразованием Фурье от Л(т), становится уже. Однако большая длина Л(т)
приводит к большим потерям во временных рядах, что крайне нежелательно, особенно
при исследованиях нестационарных процессов.
На примере анализа фильтра Б в гл. 2 видно, что длина h(r) существенно определя-
лась необходимостью подавления в F значительных по мощности, более низких, чем
выделяемая полоса, частот. Структура спектра СА более проста, чем спектра F: в спек-
тре С А амплитуды частот, более низких, чем ДКВ (тренд), имеют гораздо меньшую
мощность, чем амплитуды ДКВ. Такое свойство спектра СА позволило использовать
в качестве основного метода анализа ДКВ (СА) пару преобразований Фурье (прямое и
обратное).
Обычно при исследованиях СА наряду с разложением W в ряд Фурье используются
различные методы спектрального анализа: периодограмм-анализ, получение энергети-
ческого спектра, метод максимальной энтропии и т.п. Все эти методы дают только раз-
ложение W на гармонические составляющие, которые в зависимости от опыта и эруди-
ции авторов более или менее успешно интерпретируются.
При использовании пары преобразований Фурье решается задача построения узко-
полосного фильтра, использующего такие преобразования. Большое достоинство такого
фильтра — отсутствие потерь точек временного ряда. Как известно, разрешающая спо-
собность разложения в ряд Фурье определяется базисом разложения. Имеющиеся ряды
СА — одни из наиболее продолжительных рядов прямых экспериментальных наблюде-
ний. Их длина (^ 250 лет) достаточна для надежного выделения квазигармонических
изменений W(ll,22), менее надежно - W(90). Для ГА при длине ряда ~ 100 лет
надежность выделения 22,90 год значительно меньше.
Поскольку использованные преобразования Фурье стандартны, их описание можно
найти в соответствующей литературе. Отметим только, что дополнительно для улучше-
ния интерполяции между двумя соседними частотами в спектрах СА использованы
дробные гармоники с шагом по гармоникам К = 0,1.
Выше сформулированы общие черты подхода к анализу ДКВ (СА). Более детально
отдельные стороны такого подхода будут обсуждены непосредственно при анализах
ДКВ(СА) и в следующей главе, так же как и некоторые погрешности фильтра, постро-
енного на паре преобразований Фурье.
В ряде случаев на малых базисах разложения (короткие реализации временных
рядов) задача узкополосной фильтрации решалась путем построения фильтров по воз-
можности из простых преобразований, но имеющих все-таки достаточную избира-
тельность.
Безусловно, все используемые фильтры прошли проверку на моделях, имитирую-
щих в квазигармоническом приближении основные свойства исследуемых рядов,
что также использовано в обсуждении проведенных анализов.
3.2. АНАЛИЗ ДЕКАДНЫХ ВАРИАЦИЙ ПО РЯДАМ ЧИСЕЛ ВОЛЬФА И ШОВЕ
Спектральный состав кривой чисел Вольфа. Анализ спектрального состава кри-
вой И/ неоднократно проводился специалистами [71, 72]. Однако вопросы получе-
ния и интерпретации этого спектра до сих пор нельзя считать окончательно решенными.
Уже из общего рассмотрения рис. 3.1 следует, что кривая представляет собой после-
довательность отдельных циклов со знакопостоянной амплитудой и средней длитель-
57
ностью одного цикла ~ 11 лет. Более детальное исследование этого вопроса проведено,
например, в [73].
Амплитудный спектр S(co) чисел Вольфа приведен на рис. 3.2,а. В этом спектре
наряду с основной (несущей) частотой, соответствующей Т « 11 год, присутствуют
более низкие частоты, а также вариации IV с 6 год, рассмотренные нами в пре-
дыдущей главе.
Остановимся на объяснении структуры спектра в дипазоне ДКВ.
Известно, что независимо от вида аппроксимации B'(ll) (отрезками прямых с раз-
ным наклоном, параболой, синусоидой и т.п.) первые два члена разложения этой после-
довательности в ряд Фурье (при допущении постоянства амплитуды циклов) могут
быть представлены в виде
^(r)— a-b coscut, (3.1)
где a, Ь, с — постоянные коэффициенты, которые меняются в зависимости от вида
аппроксимации; со - несущая частота.
Учет модуляции амплитуды 1^(11) квазигармоническим процессом приводит к
выражению
W (t) = (e-d cos Ш) (a-b cos catf) = ae + bd cos ccor cos Ш - ad cos Ш -
-eb cos cut. (3.2)
Как следует из (3.2), в спектре должны присутствовать как члены с несущей часто-
той (со), так и с частотой модуляции (S2). Кроме того, произведение косинусов харак-
теризует амплитудную модуляцию, появление около со боковых частот (со + £2) и
(со - £2).
В случае более сложной структуры модулирующего процесса, во-первых, услож-
няется спектр низких частот, во-вторых, вместо двух боковых частот возникают уже
две полосы боковых частот.
Приведенные общие соображения полезно продемонстрировать на простой модели
W (Г) = [1+2 cos (Ш + <£м)] sin(cor + <£и), (3.3)
для которой р виде параметров приняты параметры максимумов на = 11,1 год
и Тп= 97,5 год в спектре W. Сама модель приведена на рис. 3.3, ее спектр — на
рис. 3.2. Из сравнения спектра модели со спектром И7 можно заключить, что по край-
ней мере часть второго по величине максимума (Г = 10 год) в спектре W может быть
объяснена в рамках такой модели. Другая часть этого максимума, возможно, свя-
зана с тем обстоятельством, что в XX в. у И' (11) до 80-х годов средний Т « 10 год.
Фазово-частотный спектр Ф(со) чисел Вольфа приведен на рис. 3.2,в. Его интер-
претация более затруднительна, чем S(co). Однако в некоторой степени в нем находят
отражение границы раздела основных полос частот кривой W, согласующиеся с S (со).
Весьма важным свойством спектра W является отсутствие существенных перекры-
тий групп частот, соответствующих Т ~ 11, 22 и 90 год. Расчлененность создает усло-
вия для применения к каждой из групп частот синтеза, позволяя получить соответ-
ствующие кривые во временной области. Номера гармоник синтеза каждой из полос
периодов даны ниже:
Т, год ~ 90 ~ 22 ~ 11
Номер 14 - 73,1 - 73 73 - 139 139 - 360
Соответствующие синтезированные кривые приведены на рис. 3.4.
Отметим, что в силу формализма получения спектра последовательность циклов
W (И) превратилась в гармонический процесс, модулированный по амплитуде. Однако,
как показано в [74,75], ряд основных известных свойств W (11) определяется по тако-
му ряду (но полученному другим методом) довольно уверенно.
Анализы погрешностей определения среднегодового значения ряда чисел Вольфа.
Ддя любой физической интерпретации процесса полезно знать, каково в нем соотноше-
38
I---------1----1----1----1----1----1-----1____I____I____I____!____I____1 । । 1 ।
/,0 a>t ptt^/zoi)
Рис. 3.2. Амплитудные и фазовые спектры среднегодовых значений W(a,e), модели (3.3) (б) и
а(Юсл (г)
ние сигнал/шум, каковы оценки погрешностей его получения. Можно предложить спо-
соб оценки случайной ошибки получения среднегодового значения И/ (в этом обсужде-
нии для удобства описания среднегодовому значению внизу приписывается индекс ”а”,
среднемесячному — который исходит из формализма получения W и основан
на предположении, что среднегодовое значение является математическим ожиданием
некоторой измеренной по среднемесячным значениям величины, которая содержит как
детерминированный сигнал, характеризующий многолетние циклы пятнообразования
на Солнце, так и шум в виде случайной части. Случайная часть, с одной стороны, может
отражать физику реальных событий на Солнце, а с другой — погрешность определе-
ния среднегодового значения. Правомочность такого определения шума подтверждает-
ся гистограммой встречаемости разностей среднемесячных относительно среднегодовых
значений (рис. 3.5), которая может быть аппроксимирована экспонентой, соответствую-
щей гауссовому шуму. Среднеквадратичная погрешность вычисления Wa, согласно
определению, будет иметь вид
12 12
а(Юсл = [ Д (W.-WJ2/132]°’5=0/)87[ Д^-И^)2]0’5, (3.4)
гдеИ^-И/д согласно рис. 3.5 может достигать ~50.
59
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_1_I_I_Illi 1 I I t I 1 1
Ш мяо
Рис. 3.3. Аппроксимация ряда W моделью амплитудно-моду лированного квазигармонического про-
цесса и определение случайной ошибки получения среднегодового значения W
а — ряд W, б — модель (3 3), в — флуктуации W, г — некоррелированная с W часть кривой
<КЮсл
/800 /300
Рис. 3.4. Синтезированные значения W для каждой из полос частот
Кривые: 1 — синтез гармоник 14—73, 2 — гармоник 1—73
Значения o(W)cn для всего ряда чисел Вольфа приведены на рис. 3.3,в, а спектр
этой величины на рис. 3.2,г. Сопоставление этих кривых с соответствующими кри-
выми W показывает наличие их корреляции, что свидетельствует о существовании в
а(^)сл части, связанной с солнечной активностью. Качество корреляции кривых
а(Юсл и исследовано на рис. 3.6. Точками на этом рисунке приведены исходные
60
данные, а полыми кружками - результаты осреднения точек за интервал ДИ/а = 40,
центрированный на середину каждого из пяти интервалов.
На рис. 3.6 точки имеют большой разброс, отражающий шумовую компоненту полу-
чения Wa. В то же время существует четкая тенденция зависимости а(И/)сл от Wa.
Эта связь имеет примерно параболический характер. Поскольку интересны только
оценки величины а(И/)сл, ограничимся линейной аппроксимацией хода этих точек
в виде модели <7(И/)СЛ~ 0,05 Wa. Разность а(И/)сл и модельной кривой (см. рис. 3.3, г)
уже практически не коррелирует с кривой Wa и, по-видимому, отражает только свя-
занную с получением Wa шумовую компоненту, среднеквадратичная величина кото-
рой для всего рассматриваемого ряда (о(W)CJl — 0,05 Wa ) равна 2. Таким образом,
в результате использованного подхода можно констатировать, что среднеквадратичная
61
погрешность определения Wa имеет величину < 2. Как следует из анализа спектра
кривой о(И7)сл на рис. 3.2, в ней имеют место только вариации с Пи Г ~ 80 год
и отсутствует Т » 22 год.
При анализе декадных вариаций необходимо учитывать не только случайные, но и
систематические ошибки получения ряда Wa, связанные со скачками уровней отдель-
ных частей ряда, изменениями от одного наблюдателя к другому коэффициента к
в выражении для определения чисел Вольфа W = k(\QN + 5) и пр. На возможность
таких ошибок указано, например, в [76].
В результате существования систематических ошибок значения Wa можно пред-
ставить как сумму двух кривых. Первая описывает истинную динамику пятен на
Солнце, вторая- связана с перечисленными погрешностями. Каждая из этих двух кри-
вых может быть разложена в спектр. Причем спектры первой и второй кривых
должны существенно различаться, поскольку у них принципиально разные источ-
ники генерации. В то же время нельзя исключить из виду того, что эти спектры могут
частично перекрываться.
В литературе по анализам И7 отсутствуют представления о спектре кривой систе-
матических погрешностей И^. Поэтому по аналогии с анализами додекадных вариа-
ций геомагнитного поля, проведенными выше, можно предположить, что в спектре
систематических ошибок кривой Wa наиболее часто должны встречаться многолет-
ние вариации с Т<10год. Однако, как отмечалось при анализе кривой И7 (2—5)
(см. рис. 1.10,6), значительных вариаций этой кривой, не коррелированных с И7(22),
не наблюдается. Не наблюдаются они и при анализах вариаций W (2—6), которые до-
вольно хорошо коррелируют с 1^(11) (гл. 2). Такая корреляция вряд ли имела бы
место, если бы вариации W были значительно искажены погрешностями метода их
получения. Возможно, что именно к погрешностям получения W следует отнести не-
которые искажения корреляции перечисленных вариаций.
Высказанные соображения не относятся к исследуемому диапазону вариаций СА.
Однако они являются косвенным указанием на то, что и в диапазоне декадных ва-
риаций СА вряд ли возможны систематические погрешности определения амплиту-
ды, которые бы по величине были сравнимы с амплитудами выделяемых процессов.
Непрерывная последовательность 11-летних циклов И7 со значительным отличием мо-
ментов максимумов и минимумов позволяет думать, что ошибки определения продол-
жительностей отдельных циклов также невелики (< 1 год).
Для определения случайных погрешностей ГА использован ряд аа-индекса. В ре-
зультате исследований оказалось, что систематические погрешности в рядах аа- и
М(Кр)-индексов, по крайней мере частично, могут быть получены из сравнения этих
рядов с учетом различия масштаба.
11-летний цикл по ряду Вольфа. Четко выраженный характер этого цикла, вызван-
ный преобладанием его амплитуды (см. рис. 3.1, 3.2,а), помог еще 100 лет назад сде-
лать вывод о его наличии в числах Вольфа, характеризующих процесс пятнообразова-
ния на Солнце, а также ’’...для всех известных индексов солнечной активности” [2,
с. 79].
Понятие ”11-летний цикл” является средней характеристикой продолжительности
отдельного цикла на всем интервале. Более точно следовало бы говорить о циклич-
ности с Т = И ± 4 год на интервале 1749-1982 гг. Например, спектр И7, построенный
по данным только XX в., как уже отмечалось, дает видимую продолжительность от-
дельного цикла Т = 10 ± 1 год. Таким образом, отдельные циклы могут по продол-
жительности несколько отличаться от среднестатистической величины, т.е. форма
H/(ll) испытывает динамику во времени. Другой важной характеристикой JV(11)
является модуляция их амплитуды.
Представляет интерес каждое из этих свойств рассмотреть отдельно.
Динамика формы 1^(11) во времени. Наибольшее распространение сегодня полу-
чило мнение, что форма 1^(11) определяется следующими параметрами (рис. 3.7, а):
1) продолжительностью роста И7 от минимального значения до максимального -
62
Л7 /20 /ОО
Рис. 3.7. Аппроксимация titt2 = f (Wm^) моделями (3.5)-(3.8) по исходным данным из работы
[76,табл.18]
а — схема W(ll) ; циклы: б, д — 0—21, в, е — 0—9, г, ж — 10—21; сплошные линии — модель
(3.5) , (3.6) , штриховые — модель (3.7) , (3.8)
и спада от И/тах до следующего минимального значения - t2; 2) и . Для
среднего цикла t = G + t2 = 11 лет.
М. Вальдмейер (1935 г.) высказал предположение, что и ti9 t2 связаны
между собой регрессиями
1g ^=2,73 -0Д8П, (3.5)
t2 = 3,00 + 0,03 1^, (3.6)
следовательно, форма цикла определяется величиной Wmax. Регрессии (3.5), (3.6) счи-
таются применимыми для всего ряда чисел Вольфа, вплоть до последних лет [2], однако
ряд авторов предполагает, что коэффициенты в этих уравнениях могут быть разными
для четных и нечетных циклов.
В [77] предложена новая модель зависимости G, t2 = f (Wmax), принципиально от-
личная от (3.5), (3.6). Модель построена на анализах среднегодовых значений W.
Можно обсудить свойства новой модели, а также ее соотношение с моделью (3.5),
(3.6) на более дискретном материале — таблице эпох и величин экстремальных значе-
ний И7 по среднемесячным значениям [76, табл. 18].
Анализ точности моделей аппроксимации. На рис. 3.7 приведены также распределе-
ния G =/(Wmax), t2 /(Wm^) на соответствующих плоскостях GWmax, r2Wmax
и их аппроксимации. Рассмотрим соответствие экспериментальных данных моделям
(3.5), (3.6).
На рис. 3.7,6 наибольшие отклонения от модели связаны с циклами 0, 1,7, 9, т.е.
63
Таблица 3.1. Значения Дги а в годах для данных из [76,табл. 18]
Номер цикла ДГ1 дг. Модель (3.5), (3.6) Модель (3.7), (3.8)
(М (t2) о(Г1)
0-22 4,0 6,2 0,8 1,3 0,7 1,3
0-9 4,0 6,2 1,1 1,5 0,7 1,5
10-22 2,3 2,9 0,3 1,2 0,7 0,8
включают в себя только первые десять циклов. Однако здесь разброс точек меньше,
чем на рис. 3.7, д. О различии разбросов на первой и второй частях интервала, а также
для Г1 = и t2 - /(Wmax) на первой части интервала свидетельствуют дан-
ные табл. 3.1, где приведены максимальные разбросы Дг разных циклов и средне-
квадратичные значения отклонений отдельных точек о(/12) от аппроксимирующих
выражений (3.5), (3.6). Как следует из этой таблицы, At второй половины ряда при-
мерно в два раза меньше, чем первой, и на первой половине ряда Дг2 ~ 1,5 Ati.
Разделение общего ряда циклов W на две части с разными At позволяет поста-
вить вопрос о стационарности аппроксимаций (3.5), (3.6) во времени.
Для проверки на рис. 3.7, в, г, е, ж точки, соответствующие разным интервалам,
приведены отдельно (кружки и кресты). Там же даны их аппроксимации выраже-
ниями (3.5), (3.6), а в табл. 3.1 — соответствующие а(Г1д). На рис. 3.7,в половина
точек находится много выше аппроксимирующей кривой, что свидетельствует о неудов-
летворительности модели подгонки и отражается на величине о(^1э2)- И наоборот, на
втором интервале (рис. 3.7, г) аппроксимация tx = f (И^дх) весьма удачна, но только
для точек с И* 1 2 * * * * 7 < 160 (точка, соответствующая циклу 19, здесь заметно отклоняется от
аппроксимирующей кривой, хотя, согласно [76], (3.5) получена специально с учетом
этого отклонения). Важно подчеркнуть, что на разных интервалах кривой W в зависи-
мости ti = f (Wmax) меняется не только At, но и о(fi>2 ), что свидетельствует о неста-
ционарное™ принятой модели во времени.
Из рассмотрения рис. 3.7, е, ж можно заключить, что аппроксимация выражением
(3.6) точек первого интервала при большом их разбросе удовлетворительна (сумма
отклонений точек ~ 0), однако для второго интервала она менее удачна. Отметим, что
и здесь модель предназначена для описания двух участков с существенно разными At:
(At2/Ati «2).
Из проведенного обсуждения рис. 3.7 и табл. 3.1 следует:
1) важной характеристикой интервалов является величина At, она примерно вдвое
больше на первом интервале, чем на втором, однако на втором интервале для ветви
роста и ветви спада она довольно близка; модель (3.5), (3.6) не учитывает этого раз-
личия;
2) модель (3.5), (3.6) имеет разные точности аппроксимации о(Г1>2) на интер-
валах до цикла 10 и после него (особенно регрессия (3.5)), причем для последнего
интервала речь идет об аппроксимации изменения в пределах полосы ~ ± 1 год.
Заметим также, что модель (3.5), (3.6) не согласована внутри себя по алгорит-
мам описания: в одном случае зависимость t от логарифма И^пах, в другом — линейная.
Исходя из различий At двух интервалов и сделанных выводов, можно предложить
аппроксимирующую модель, учитывающую особенности каждого из интервалов. Пред-
лагаемая модель для tx = /(РЦпдх) и t2 = /(Иглах) однотипна по описанию на обоих
интервалах и состоит из линейных аппроксимаций на каждом из интервалов в отдель-
ности в виде
11 =9-0,04 РЦпах, 12 = 3 + 0,03 РЦпах для циклов 0-9, (3.7)
/1=4, t2 = 1 для циклов 10—22. (3.8)
64
На рис. 3.7 предлагаемая модель (там, где она отличается от модели (3.5), (3.6))
приведена штриховой линией. Сравнение значений а(г12) ДЛЯ разных моделей (см.
табл. 3.1) показывает:
а) для зависимости =/(Vmax) модель (3.7), (3.8) однородна по всему интер-
валу (циклы 0—21); однако точность аппроксимации для циклов 10—21 ухудшается
по сравнению с моделью (3.5), (3.6) примерно в 2 раза, но при этом циклы с 160
не являются уже аномальными;
б) для зависимости t2 = f (И4пах) на первом интервале из-за большой Дг не удается
подобрать линейной аппроксимации с о(г1>2), намного отличающейся от приведенной
в табл. 3.1; однако для второго интервала аппроксимация оказывается более удачной,
чем (3.6), ее о(^1)2) близка к o(flj2) аппроксимации Ц - /(И^пах) выражением
(3.8) на том же интервале.
Таким образом, предлагаемая модель (3.7), (3.8) для циклов W 0—22 имеет при-
мерно одинаковые o(rlj2) с моделью (3.5), (3.6) (см. табл. 3.1). Понижение точ-
ности описания зависимости =/(И/тах) цикла 10 регрессией (3.8) компенсируется
в некоторой степени повышением точности описания зависимости t2 - /(Wmax) на
том же интервале, большей согласованностью o(rlj2) при описании обеих ветвей
И/(11) с цикла 10, а также однородностью алгоритма описания двух ветвей. Отсюда
уже на этом этапе анализа зависимостей , t2 = /(Bmax) можно заключить, что новая
модель по меньшей мере конкурентоспособна с моделью (3.5), (3.6) и, следователь-
но, может быть рекомендована как одна из возможных моделей описания существую-
щих экспериментальных данных.
Регрессии (3.7) предполагают связь увеличения Дг в течение циклов 0—9 с наличием
зависимостей t1, t2 - /(KJnax), как это имеет место и в модели М. Вальдмейера. Одна-
ко независимость и t2 от начиная с цикла 10 (выражения (3.8)) свидетель-
ствует о нестационарности связи t\,t2 = /(И^х) во времени. Кроме того, выражения
(3.8) дают еще одну важную для описания формы характеристику 1^(11) — значитель-
ную асимметрию его формы: ветвь роста ~4 года, ветвь спада ~7 лет.
Как отмечалось, проведенные выше исследования связи t\, t2 = /(%iax) основаны
на данных [76, табл. 18]. Причем, согласно [76, с. 199], ’’...эпохи (дат экстремумов)
определяются по сглаженным среднемесячным значениям чисел Вольфа”. Это утверж-
дение не совсем точно, поскольку, как показала проверка, между датами эпох экстре-
мумов в [76, табл. 18], а также соответствующими датами по сглаженным значениям
[2, приложение, табл. III] существуют значимые для решаемой задачи расхождения.
Основные из них, связанные с циклами 13, 14, 18, 19, приведены в табл. 3.2. По-види-
мому, для этих циклов при определении дат эпох их экстремумов во внимание были
взяты дополнительные сведения, которые не приведены авторами, в силу чего не ясно,
насколько они объективны и целесообразны.
В соответствии с представлениями об однородности подхода ко всем данным и
достаточности фильтрационных свойств использованного метода сглаживания, не нуж-
дающихся в дополнительных коррекциях, в табл. 3.3 рассмотрены погрешности
аппроксимации моделями (3.5) —(3.8) новых исходных данных с учетом табл. 3.2).
Из табл. 3.3 следует, что при переходе к исходным данным:
1) несколько уменьшается на втором интервале, что приводит к росту отноше-
ния (ДГ2/Д^1) 1,5;
2) вдвое увеличивается а(г12)-аппроксимация исходных данных регрессией (3.5)
на втором интервале и становится равной по величине lt2 ) аппроксимации точек
на том же интервале моделью (3.8);
3) для зависимости t2 = f (И/^) значения a(tXt2) практически не меняются для
модели (3.7), (3.8) и становятся несколько больше для модели (3.5) , (3.6) .
Таким образом, возвращение к исходным данным, исключение из них произволь-
ной коррекции ухудшают качество подгонки модели М. Вальдмейера, но улучшают
(или по крайней мере оставляют неизменным) качество подгонки моделью (3.7),
(3.8). При этом для согласованного описания = f (IVmax) и t2 =/(И/тах) аппрокси-
5. Зак. 928 65
Таблица 3.2. Даты эпох и величины экстремумов по [2, приложение, табл. III]
Номер цикла Эпоха мини- мума И'пмп Эпоха макси- мума ^max Ветвь роста Ветвь спада
12 6,2
13 1890,2 5,0 1894,1 87,9 3,9 8,0
14 1902,1 2,6 1906,2 64,2 4,1 7,4
17 6,8
18 1944,2 7,7 1947,4 151,8 3,2 6,9
19 1954,3 3,4 1958,2 201,3 3,9 6,6
Таблица 3.3. Значения Д t и а для данных из [2, приложение, табл. III)
Модель (3.5) , (3.6) Модель (3,7), (3.8)
A + Л ♦
Номер циклэ АЛ 1 J Д t2
<*(G) O(t2) O(fl) О (G)
0-22 3,9 6,2 0,8 1,5 0,6 1,2
0-9 3,9 6,2 1,0 1,5 0,7 1,5
10-22 1,8 2,8 0,6 1,5 0,5 0,8
мация данных моделью (3.7), (3.8) оказывается несколько лучше за счет большей
точности описания ветви спада. По-видимому, из этого анализа можно также заклю-
чить о некоторой субъективности откорректированных данных, приводимых в табли-
цах экстремумов. Скорее всего такая коррекция произведена с целью их подгонки
под модель М. Вальдмейера.
Репрезентативность новой модели. В [2, 76] в соответствующих таблицах, исполь-
зуемых для анализа связи tXit2 = /(И7тах), приведены среднемесячные значения И7,
сглаженные скользящим интервалом один год. Авторами этих работ считается, что
такой фильтр соответствует решаемой задаче. Однако с этим трудно согласиться.
Связь Г1, t2 = /(Вщах) характеризует свойства только 11-летнего цикла И7, следо-
вательно, для ее более точного описания необходимо выделить этот цикл из слож-
ной по частотному составу кривой И7, т.е. провести полосовую фильтрацию кривой И7.
Из сравнения R (со) сглаживания интервалом один год с идеальной для выделения
И/(11) видно, что первая может быть признана удовлетворительной только при от-
сутствии вариаций в диапазонах 2 < Т < 7 год и Т > 15 год. Амплитуда вариаций с
Т > 15 год (изменения И^п) составляет в основном первые единицы, и ими пока,
по-видимому, можно пренебречь. Что же касается вариаций с 2 < Т < 7 год, то, как
следует из гл. 2, их амплитуды достигают десятков единиц. Сглаживание интервалом
один год подавляет короткопериодные вариации незначительно, что приводит к
искажению 11-летнего цикла. Отсюда видно, что преобразование, использованное
в [2] для получения данных табл. III приложения, а также данных [76, табл. 18], не
обеспечивает достаточно узкополосного выделения 11-летнего цикла.
Создание оптимальных узкополосных фильтров для поставленной задачи далеко
не тривиально и требует еще своего решения. Пока же в [77] использован фильтр двой-
ного последовательного сглаживания среднегодовых значений интервалом три года.
Такое преобразование в большей мере, чем сглаживание интервалом один год, подав-
ляет вариации с 2 < Т<8 год, хотя и не полностью. При этом, однако, на ~20% умень-
шается значение И^х и возрастают потери временного ряда (по два года с каждой
из сторон), что существенно для задач прогноза.
66
Таблица 3.4. Значения Д t' и а для сглаженной кривой среднегодовых значений W
Номер цикла Д t' Модель (3.5), (3.6) Модель (3.7), (3.8)
t'l о (t'i) о (t\) 0 (г'2)
1-21 3 6 1,0 1,5 0,6 1,3
1-9 3 6 0,9 1,7 0,9 1,7
10-21 1 3 1,0 1,3 0,3 0,9
В [77] среднегодовые значения взяты из [2, приложение, табл. I]. Эти данные облада-
ют меньшей дискретностью, чем данные [76, табл. 18]. Но, поскольку они непрерывны,
они пригодны для операции сглаживания. В то же время в них полностью отражаются
основные закономерности связи tl9 t2 - /(^max) [77, рис. I], которые были отмече-
ны на рис. 3.7. На рис. 3.8 зависимости f i, f2 =/(^тах) по сглаженной кривой Wпо-
строены в том же виде, что и на рис. 3.7. Соответствующие Af* и о (f i>2) приведены
в табл. 3.4.
Анализ данных рис. 3.8 и табл. 3.4 позволяет отметить следующие особенности связи
^1,^2 = f (Вайтах) • f f
1) соотношение (Д^2/Д^1) для двух интервалов, несмотря на то что абсолютная
величина At2 уменьшилась (подтверждение вклада вариаций с более высокими часто-
тами в определение Дг и tx, t2), сохраняется примерно тем же; для связи =
= f (^max) оно даже увеличилось за счет уменьшения Дг j на втором интервале;
2) точность аппроксимации зависимостей ri,ri =/(И/г^ах) моделью (3.5), (3.6) зна-
чительно ухудшается, особенно для второго интервала, и, следовательно, эта модель
отражает свойства более сложной по частотному составу кривой, чем 11-летний цикл;
3) точность аппроксимации связей t'2 =/(И/1^1ах) моделью (3.7), (3.8) не только
сохраняется той же, что и для исходного ряда, но для связи t\ = f (W^) становится
много лучше.
Наряду с этими особенностями связи важно отметить то обстоятельство, что для
сглаженной кривой среднегодовых значений И* 1 2 3 * * * 7 модель (3.7), (3.8) на интервале по-
следних ~ 100 лет требует корректировки (3.8): Г1 - 5 лет, t2 = 6 лет (рис. 3.8).
Такое изменение связано, по-видимому, со способностью фильтра сглаживания менять
асимметрию импульса, частично искажать этим его первичную форму и свидетельствует
о том, что подобное искажение происходит при любой степени осреднения этого импуль-
са, включая и годовой интервал.
Обсуждение результатов. Темой нашего рассмотрения является исследование воз-
можности описания формы 11-летнего цикла W моделью М.Вальдмейера (3.5), (3.6).
В ходе анализа получены свидетельства того, что по мере приближения к эксперимен-
тальным данным, а также к более точному выделению 11-летнего цикла погрешности
аппроксимации этой моделью возрастают. Отсюда следует, во-первых, некоторая
субъективность корректировки исходных данных при составлении таблиц эпох экстре-
мумов кривой W, а во-вторых, что модель (3.5), (3.6) относится к более сложному
по частотному составу явлению, чем 11-летний цикл W.
При создании моделей формы 1^(11) полезно принимать во внимание резкое из-
менение величины разброса Дг при переходе от первой ко второй половине ряда И7.
Модель (3.5), (3.6) не учитывает это различие.
Предложена новая модель, предполагающая нестационарность зависимости tly t2 =
= во времени. Применение этого предположения к экспериментальным дан-
ным выявило два важных свойства 1^(11) на интервале последних 100 лет, описы-
ваемых (3.8): 1) неизменность G и t2 во времени, 2) значительную асимметрию
формы И/(11): =4 года, г2=7лет.
Новая модель оказалась конкурентоспособной по отношению к модели (3.5), (3.6)
67
Рис. 3 8. Аппроксимация г,, t2 = /(^тдх) моделями (3.5)-(3.8) по исходным данным из [2, при-
ложение, табл. 1], сглаженным дважды скользящим интервалом 3 года
а, г — циклы 0—20; б, д — 0—9; в, е - 10—20; остальные обозначения см. рис. 3.7
при применении к данным по эпохам экстремумов. Точность ее приближения повы-
шается при переходе к сглаженным среднемесячным значениям И7, а также к кривой И7
после НЧ-фильтрации. Такие свойства модели позволяют допустить, что она более соот-
ветствует форме IV (11), чем модель (3.5), (3.6).
Уже при фильтрации среднегодовых значений IV мы столкнулись с тем обстоятель-
ством, что любой НЧ-фильтр искажает форму несимметричного импульса, делая его
более симметричным. В той же мере это произойдет, если в качестве исходных дан-
ных для повышения дискретности определения IV(11) использовать среднемесячные
значения. Таким образом, использование среднемесячных значений для узкополос-
ного выделения IV(11) с целью дальнейшего уточнения момента появления IVniax(rmax)
и IVmax целесообразно только тогда, когда будут получены надежные оценки погреш-
ностей, вносимых в форму IV(11) используемыми фильтрами. В настоящее же время
этот вопрос пока не исследован.
Отметим еще одно обстоятельство, следующее из табл. 3.3, 3.4 и касающееся выбора
исходных данных для анализа: как на первом, так и на втором интервале (Дг2/Д^ ) %2,
т.е. разброс точек на ветви спада всегда больше, чем на ветви роста IV(ll). Поскольку
для определения t х и t2 используются одни и те же даты эпох, то вряд ли такое раз-
личие может быть объяснено большими погрешностями определения г2, чем tx. По-
видимому, рост Дг2 связан с какими-то другими причинами, которые трудно уста-
новить из рис. 3.8. В табл. 3.1 на втором интервале Дгi « Дг2 , т.е. коррекция дат эпох
экстремумов IV отражается и на этой характеристике циклов.
В результате проведенного анализа, можно заключить, что на сегодня имеются по
крайней мере две модели: одна со стационарным (3.5), (3.6), а другая с нестационар-
68
ным (3.7), (3.8) поведением связи tXiti на интервале ~ 250 лет, описываю-
щие форму И/ (11) отдельно для ветви роста и ветви спада.
Другое направление исследования динамики формы 11-летнего цикла связано с
попытками аппроксимации формы отдельного цикла как единого целого различными
выражениями. История этого вопроса довольно полно изложена в [2]. Поэтому ограни-
чусь комментарием к ряду наиболее известных представлений.
В 1938 г. Д.Стюарт и А.Панофский аппроксимировали форму кривой IV(ll) пер-
вых 16 циклов выражением
W = F0aexp(-Z>0), (3.9)
где W — сглаженные среднемесячные значения чисел Вольфа; F, а, b ~ постоянные
для каждого отдельного цикла; 0 — интервал (в годах) времени между эпохой макси-
мума и минимума (г2 согласно рис. 3.7,а). Такая подгонка не учитывает возможного
нестационарного характера зависимости 11, t2 = /(^max) до и после цикла 10, показан-
ного выше.
В 1957 г. Г. Грэнджер предложил аппроксимацию в виде
W = + (3.10)
где f (t) — амплитуда долгопериодических флуктуаций, е(г) — случайная составляю-
щая, g(r) = 02’67 ехр (1,73—0,63 0) описывает форму отдельного цикла. Сравнение
(3.9) с (3.10) показывает, что Г.Грэнджер использовал практически ту же форму
зависимости на всем интервале, что и Д.Стюарт и др., несколько изменив вид коэф-
фициента при экспоненте и введя случайный процесс.
Известен и ряд других аналитических описаний И/(11) [2, 76], точность аппроксима-
ции которых не выше рассмотренных.
Из проведенного анализа можно сделать следующий вывод: несмотря на то что 11-лет-
ний цикл W был обнаружен более 100 лет назад, до сих пор наши сведения о его фор-
ме весьма приблизительны и противоречивы, требуют дальнейших уточнений.
Прогноз времени наступления максимума цикла 22. Интерес к форме 1^(11) свя-
зан, во-первых, с построением физической модели этого цикла, а во-вторых, с воз-
можностью более точного прогнозирования будущего цикла. Рассмотрим про-
гностические возможности моделей (3.5)-(3.8) на примере уже известных данных
[76,табл. 18; 2, приложение, табл. I, III]. По этим данным с помощью моделей вы-
числены прогнозируемые значения и сопоставлены с реальными, определено
среднее отклонение. Полученные результаты представлены в табл. 3.5. Рассмотрено
несколько вариантов учета моделей и исходных данных.
Вариант 1. К известной из [76, табл. 18] дате /П1НХ предыдущего реального цикла
(столбец 2) согласно модели (3.8) прибавляется общая длина цикла tx + t2 = И лет
(получаем значение модельного ^тах, столбец 3) и составляются разности Эг для
ГП1ах реального и модельного циклов (столбец 4), по которым определено среднее
отклонение.
Вариант 2. К известной из [76,табл. 18] дате rmin (столбец5) прибавляется соглас-
но модели (3.8) Г1 = 4 года (столбец 6) и определяются разности реального (стол-
бец 2) и модельного (столбец 6) значений (столбец 7) вплоть до получения сред-
него отклонения.
Вариант 3. То же, что в варианте 2, но для получения модельного исполь-
зуется модель (3.5) и значения И/П1НХ из [76, табл. 18] (столбцы 8, 9).
Вариант 4. Вариант 1 для сглаженного ряда среднегодовых значений (столбцы
10-12).
Вариант 5. Вариант 2 для сглаженного ряда среднегодовых значений (столбцы
13-15).
Варианты 6—8. Повторены варианты 1—3 на базе данных [2, приложение, табл. III].
Эти варианты не приведены в табл. 3.5, только внизу даны полученные в них средние
отклонения.
69
Таблица 3.5. Проверка точности прогноза моделями (3.5) - (3.8) (все значения в годах)
Номер цикла ^шах *тах bt *min ^max bt
1 2 3 4 5 6 7
Вариант 1 Вариант 2
10 1860,1 — — 1856,0 1860,0 +0,1
11 1870,6 1871,1 -0,5 1867,2 1871,2 -0,6
12 1883,9 1881,6 +2,3 1878,9 1882,9 + 1,0
13 1894,1 1894,9 -0,8 1889,6 1893,6 +0,5
14 1907,0 1905,1 + 1,9 1901,7 1905,7 + 1,3
15 1917,6 1918,0 -0,4 1913,6 1917,6 0
16 1928,4 1928,6 -0,2 1923,6 1927,6 +0,8
17 1937,4 1939,4 -2,0 1933,8 1937,8 -0,4
18 1947,4 1948,4 -1,0 1944,5 1948,5 -1,1
19 1957,9 1958,4 -0,5 1954,5 1958,5 -0,6
20 1968,9 1968,9 0 1964,8 1968,8 +0,1
21 1979,9 1979,9 0 1976,5 1980,5 -0,6
22 1990,9? 1986,8 1990,8
Среднее отклонение ±0,8 ±0,6
Среднее отклонение для данных из 0,7 0,4
[2, приложение, табл. III]
Как следует из табл. 3.5, наиболее точный прогноз связан с вариантом 3. Однако
такой хороший прогноз обусловлен знанием величин Анализы прогнозируемых
^тах на циклы 20, 21 показывают, что неопределенность в их значениях приводит
к изменению в « 3 года. Таким образом, на этом пути может быть получен систе-
матический прогноз Гитах не лучше чем с bt > 1 год.
Точность прогнозов по среднегодовым значениям примерно такая же, как в столб-
цах 4 и 7, если брать разности относительно столбца 2 (табл. 3.5). Если же их брать
относительно столбца 10, то они гораздо меньше, но не могут быть меньше ±0,5 года.
Сравнение Гтах по вариантам 1 и 6, 2 и 7 позволяет отдать предпочтение вторым.
В соответствии с этим можно предположить, что Гтах для цикла № 22 придется на
(1990,8 ±0,5) год. Как следует из рассмотрения, варианты 2 и 7 прогноза rmax ока-
зываются более высокоточными, чем варианты 3 и 8, из чего можно заключить, что
модель (3.7), (3.8) имеет еще одно преимущество перед моделью (3.5), (3.6) - она
позволяет построить более точный прогноз Гтах будущих циклов.
Средняя погрешность предлагаемого прогноза ~ 0,5 года. Дальнейшее ее пониже-
ние возможно, по-видимому, только при более полном подавлении вариаций И7 с
2< Т< 11 год.
Анализ модуляции амплитуды PV(ll). При обсуждении рис. 3.2,а выше было вы-
сказано мнение, что модуляция амплитуды ^(11) на интервале последних ~ 250 лет
содержит Т ~ 22 год и более длинные периоды, среди которых по мощности пре-
обладает Т - 90-г 100 год. Границей между этими полосами частот является минимум
в спектре И7, примерно соответствующий Т* 31 год. Наличие такого минимума позво-
ляет считать каждую из полос частот независимой от соседней (хотя, безусловно, не-
большое их перекрытие существует) и дает возможность рассмотреть их отдельно в
частотной и временной областях.
Изменения амплитуды W(11) с Т = 31 4-90 год. Несмотря на большую мощность,
максимум И/(90) в спектре плохо расчленен по частотам от соседних. Как показывает
моделирование, такое плохое расчленение должно быть связано не только с малым
базисом разложения (соотношение (N/T) ъ 2), но и существенным отличием И/(90)
от квазигармонического процесса, наличием в модуляции наряду с Г = 90 год и дру-
70
Gnax bt Gnax *max bt fmin ^max bt
8 9 10 11 12 13 14 15

Вариант 3 Вариант 4 Вариант 5
1860,1 0 1860 - — 1855 1860 0
1870,4 +0,2 1871 1871 0 1866 1871 0
1883,7 +0,2 1883 1882 +2 1877 1882 +2
1894,0 +0,1 1893 1894 0 1888 1893 1
1906,9 +0,1 1906 1904 3 1901 1906 1
1917,5 +0,1 1917 1917 1 1912 1917 1
1928,3 +0,1 1928 1928 0 1923 1928 0
1937,5 -0,1 1938 1939 -2 1933 1938 -1
1947,6 -0,2 1948 1949 -2 1943 1948 -1
1956,9 + 1,0 1958 1959 -1 1953 1958 0
1968,6 +0,3 1969 1969 0 1964 1969 0
1979,4 +0,5 1980 1980 0 1975 1980 0
1986 1991
±0,2 ± 1,0 ±0,6
0.3
гих периодов, меньших по величине. Этот вывод подтверждается рассмотрением синте-
зированной кривой И7(31-90), приведенной на рис. 3.4.
Полезно выяснить, насколько устойчив максимум с Т ~ 90-И 00 год на более про-
должительном интервале. Для такой проверки в [78] использован ряд Д.Шове
(рис. 3.9,6). Амплитудный спектр этого ряда показан на рис. 3.9,а. В этом спектре
наиболее мощный оказывается максимум с 200 год, значительны также и ампли-
туды всей полосы частот Дсо = 0,15 +1,9 рад/цикл, что соответствует Т « 36-^500 год.
Гармоника с Т = 90 год здесь никак особо не выделена. Такая структура спектра на
Т « 36->500 год характеризует его как спектр случайного процесса и свидетельству-
ет либо об отсутствии значимого изменения И/(90) на более продолжительном интер-
вале (и, следовательно, значительной нестационарности этой гармоники), либо о боль-
шом шуме имеющихся данных в этом частотном диапазоне для ряда Д.Шове, не по-
зволяющем надежно выделить такую гармонику. Существование И/(90) в ряду чисел
Вольфа свидетельствует более в пользу второго предположения.
В литературе приводятся доказательства существования вариаций И/ с Г ~ 160^
-М80 год [79, 80]. Поэтому, казалось бы, можно основной максимум спектра на
рис. 3.9,а связать с этой вариацией. Однако слабая расчлененность максимума с Г —
» 200 год от соседних приводит к тому, что при синтезе частот в полосе А (рис. 3.9,а)
образуется кривая, усиление амплитуды которой приходится на годы более худшего
качества исходных данных. Это обстоятельство вызывает сомнение в возможности
выделения по ряду Д. Шове таких вариаций, их достоверности.
22-летние изменения амплитуды И/(11) и бициклы. В спектре W (см. рис. 3.2,а)
вариации с 7 ~ 20 год выделялись в виде группы из трех довольно неплохо расчле-
ненных максимумов. Этот результат несколько неожидан с точки зрения современ-
ных представлений о 20-летних вариациях, поэтому полезно остановиться на рассмот-
рении таких представлений.
Первые указания на существование 22-летней изменчивости амплитуды И/(11) с
объединением их в пары, у которых один цикл имеет более высокую, а второй — более
низкую амплитуды, сделаны Р. Вольфом. Позднее на это обратили внимание Г. Тернер
и Л.Людендорф [81]. В 1908 г. американский астроном Д.Хейл обнаружил, что сол-
71
Г*ктч
ООО
200 г ш,^Л/цикл
о —I--1—-—I--1--1--
'20 ~/0 0 /0 20 цикль/
"max &
^\p<f
Wmax
400
МО -
2,3 •8’S
70,17• • •/0,11
^.•0,1
ООО - ^,/л V -/
Рис. 3.9. Частотно-временной анализ ряда Д. Шове с 1515г.
а — спектр, б — исходная кривая, в — синтез частот в полосе А спектра
о ----1---1---1--1—
200 000 £ЛЧТ
(2) и в полосе Б (2)
о
Рис. 3.10. Коррелограммы Гневышева-Оля [81]
Цифры — номера 11 -летних циклов по Цюрихской нумерации
нечные пятна являются носителями магнитных полей, во много раз превосходящих
магнитное поле Земли. В среднем напряженность магнитного поля в отдельном пятне
составляет 2500 Гс. В 1924 г. стало окончательно ясно, что эти магнитные поля
испытывают 22-летний цикл, изменяя при переходе от одного 11-летнего цикла к дру-
гому знаки ведущего и ведомого пятен в каждом из полушарий, а также знаки всего
поля между полушариями. Таким образом, была доказана электромагнитная природа
22-летней цикличности. На протяжении всего XX в. закон Д.Хейла неукоснительно
выполнялся. Существуют попытки экстраполяции этого закона и на более ранние
интервалы.
В 1948 г. возможность экстраполяции правила Д. Хейла на двести лет назад была
рассмотрена М.Н.Гневышевым и А.И.Олем. В результате были сделаны следующие
выводы:
’’Последовательность сумм чисел Вольфа за 22-летний цикл имеет следующие
свойства: 1) два соседних 11-летних цикла образуют 22-летний цикл; 2) 22-летний
цикл начинается всего с 11-летнего цикла, имеющего четный номер (по нумерации
Цюриха); 3) амплитуда нечетного 11-летнего цикла всегда больше амплитуды пре-
дыдущего четного); 4) эти свойства выполняются для ряда чисел Вольфа вплоть до
1700 г.” [81, с. 19].
В литературе эти выводы иногда называют правилом Гневышева—Оля [2] .Позднее
М.Копецким на основе анализов И/тах по ряду Д.Шове сделан вывод о правильности
правила Гневышева—Оля на интервале 155-1937 гг. Таким образом, к началу 50-х го-
дов было сформулировано представление о стационарности ’’магнитного” цикла, систе-
72
матической повторяемости его на ~ 1800-летнем интервале истории человечества. Это
представление остается незыблемым в литературе по солнечной активности и в настоя-
щее время.
Учитывая важность этого правила для понимания магнитного цикла Солнца, оста-
новимся более подробно на анализе его доказательства.
Для исследования W(22) М.Н.Гневышевым и А.И.Олем были использованы суммы
11
среднегодовых значений за четные и нечетные циклы5 ( S ИЛ ). По этим суммам
/ =1 7
построены уравнения регрессии для двух вариантов образования пар за 1700—1944 гг.:
1) циклы 1—2, 3—4, ... 2) циклы 2—3, 4—5,..., приведенные на рис. 3.10, и определены
соответствующие коэффициенты корреляции. Для первого варианта коэффициент
корреляции оказался равным К = 0,50 ± 0,24, для второго — более значимым (К =
= 0,91 ± 0,16). При вычислении во втором случае из анализа исключены циклы 4, 5,
которые были признаны аномальными.
Использованная Гневышевым—Олем методика основана на статистическом анализе
малой выборки (на каждом из рисунков всего по 10 точек). При этом считалось, что
если существует некоторая детерминированная линейная связь между двумя собы-
тиями, то она будет выделена и аппроксимирована линейно. Случайные же связи
должны создавать на рисунке облако точек, которое такой аппроксимацией описать
невозможно. В общем виде такое заключение правильно, когда имеются большие
выборки исходных данных и сравниваются процессы линейно-коррелированные. В слу-
чае десяти точек естественно поставить вопрос, насколько однозначно дает использован-
ный метод сведения о детерминированной связи двух процессов при ограниченных
исходных данных.
Проверка на трех выборках случайных чисел с такой же длиной ряда, как и ряд 2 W,
показала, что использованный метод анализа при малой выборке исходных данных
не может дать однозначного ответа о наличии или отсутствии детерминированной связи
между точками исследуемого ряда [82]. Результат применения методики Гневышева—
Оля к одному из рядов случайных чисел приведен на рис. 3.11,а. Из него следует, что
по меньшей мере половина пар может быть достаточно хорошо аппроксимирована
линейной регрессией.
Правило Гневышева—Оля сформулировано для 22-летнего цикла. Однако, как
легко видеть из спектров W ряда чисел Вольфа (рис. 3.12,а) в модуляции амплиту-
ды 11-летнего цикла преобладающую роль играет изменение 1^(90). Это изменение,
возможно, частично искажая корреляцию нечетных сумм с четными, затушевывая
эту связь, привело к появлению аномальных циклов 4 и 5 в [81]. Можно предпо-
ложить, что если изменение И/(90) будет устранено из ряда сумм или И/тах,то пра-
вило Гневышева—Оля будет выполняться без всякого рода исключений. Устранение
W(90) возможно путем высокочастотной фильтрации кривых или И/тах. Ниже
приведена проверка такого предположения.
Исходные данные и выделение кривых W(22). По данным [2,55] составлены
11
Е W. аналогично тому, как это сделано в [81]. Зависимость величины этих сумм,
/ = 1 7
а также И'шдх от номера цикла представлена на рис. 3.12,а. Из сравнения кривых 7
и 2 рис. 3.12,а видно, что их различия невелики.
Для подавления W(90) в первой и второй кривых рис. 3.12,а использовано вы-
сокочастотное сглаживание скользящим средним интервалом с длиной три цикла.
Причем для большего подавления И/(90) такая операция проведена дважды. Из ана-
лиза амплитудно-частотной характеристики примененного преобразования следует, что
вариации W(22) практически не меняют своей величины, а амплитуда И/(90) подав-
s Далее для упрощения записи индексы и цифры устранены.
73
f2n*f)
, 27,22 «/9,20 a
7f,M/
•/
J'b Z?/« /© 9,70
• /
/ ./7,/8
/
/ *s<6 23,2b
(2n)
Рис. 3.11. Результаты применения метода Гневышева-Оля к одной из выборок случайных чисел
такой же продолжительности
а — без дополнительной фильтрации, б — после фильтрации; цифры — номера циклов
Рис. 3.12. Выделение W(22) методом узкополосной фильтрации
а — исходные кривые и Wmax (2) ; б — соответствующие кривые W(22)
ляется примерно на порядок. Кривые SW(22), Н'тах(22), полученные после подав-
ления ^(90), приведены на рис. 3.12,б. Здесь же вертикальными штрихами даны
значения и 0(2Ю, которые показывают, что в значительной своей части
обе кривые выделяются надежно (случайная погрешность определения И/тах, 1LW
соответственно и 9 ед.).
Проверка правила Гневышева-Оля. В [81] за основу рассмотрения берется кри-
вая SW. Поэтому мы в первую очередь остановимся на анализе кривой SPV (22).
Из рассмотрения рис. 3.12,б следует, что кривая SPV(22) соответствует правилу Гне-
вышева—Оля только начиная с цикла 10; между циклами 7—10 надежно выделяет-
74
ся колебание, состоящее не из двух, а из трех циклов, что не соответствует правилу.
Преобладание амплитуды изменения 2^(22) над среднеквадратичной погрешностью
после 1870 г. позволяет заключить, что кривая на интервале последних 100 лет (до цик-
ла 18) описывает затухающий процесс. Характерно, что положительным экстремумам
этой части кривой соответствуют циклы с нечетными номерами, а отрицательным —
с четными, что согласуется с правилом. В дальнейшем такие циклы ^(22), соответ-
ствующие первым трем пунктам правила Гневышева—Оля, будем называть бициклами.
Изменение ZW(22) между циклами 3—5 имеет противоположную полярность, что
не соответствует понятию бицикл.
Кривая ZW(22) использована для построения графиков, аналогичных тем, которые
строились М.Н. Гневышевым и А.И.Олем. На основе анализа таких графиков в [82]
сделан вывод, что это правило не является абсолютным законом для всего рассматри-
ваемого ряда, а отражает одну из тенденций этого ряда, описывая в значительной мере
только его квазистационарную часть с цикла 10. Применение той же фильтраций к
рядам случайных чисел, которые были использованы выше, позволяет при принятой
схеме обработки получить на малых выборках связи между случайными числами, очень
близкие к детерминированным (рис. 3.11, б). Это подтверждает вероятность того, что
часть точек на графиках Гневышева—Оля ложится на аппроксимирующую линию
регрессии.
Кривые W(22), полученные по разным характеристикам И/(11) (суммы и макси-
мумы амплитуд), имеют различия только в циклы 0-5. Отсюда следует, что наше
заключение по правилу Гневышева—Оля относится к кривой W(22) полученной как
из ряда W, так и из ряда И/тах.
Более точное и полное выделение W(22) из ряда Wmax чисел Вольфа методом узко-
полосной фильтрации. Последующие анализы 1^(22), уточняющие форму их измене-
ния во времени, приведены в [83]. Значения И/тах в этой работе, как и на рис. 3.12,
взяты в зависимости от номера цикла (рис. ЗЛЗ,я), что обеспечивает равномерность
дискретных точек по оси времени и, таким образом, улучшает возможности при-
менения к такому ряду методов узкополосной частотной фильтрации, упрощает про-
ведение обработки.
Правильность выделения W(22) существенно зависит от узкополосности фильтра.
На рис. 3.13, б приведены кривые ^(22), полученные в результате разных преобра-
зований кривой И'тах, а на рис. 3.14 соответствующие этим преобразованиям ампли-
тудно-частотные характеристики.
Введем следующие обозначения:
Я(1)— R(cS) получения среднегодового значения, характеризующего отдельный
цикл,
R (3) —R (cj) низкочастотного сглаживания ряда скользящим интервалом 3-го цикла.
R (3) = [1 — R (3)] — R (cj) высокочастотного сглаживания ряда скользящим сред-
ним интервалом 3 цикла.
НЧ- и ВЧ-сглаживание скользящим интервалом 3 цикла можно проводить несколь-
кими путями, получая при этом большую и меньшую полосу пропускания фильтра.
На рис. 3.14 под соответствующими номерами даны R (cj) ряда из них:
1) одноразовое ВЧ-сглаживание скользящим интервалом 3 цикла Ri (со) = R (1) R (3),
2) последующее второе ВЧ-сглаживание R2 (to) = Я(1) R2 (3),
3) последующее ВЧ-сглаживание НЧ-части первого сглаживания R3 (со) =Я(1) R(3)
/?(3),
4) двойное НЧ-сглаживание исходного ряда R4 (со) -R (1) R2 (3) .
Сравнение кривых 1-3 рис. 3.14 показывает, что вторая кривая наилучшим образом
удовлетворяет узкополосному выделению W(22), подавлению гармоник с Т > 5 4-6
циклов, тогда как третье преобразование значительно расширяет полосу пропускания
выделяемого сигнала.
В результате обработки И/тах вторым преобразованием получена кривая 2
рис. 3.13,б. Она лучше других удовлетворяет реальному процессу. Однако повышение
75
I—I—I—I—1—I—I—I—I—I—I_I_I_I_I_I_1_1 1 1 1 I
0 4 0/2/0
Рис. 3.13. Выделение W(22) несколькими узкополосными фильтрами
а: сплошная линия — исходные значения штриховая линия — сглаженные значения
И'таХ’ штрихпунктирная линия — б- W(22)t выделенные из кривой тремя разными
преобразованиями, R (о>) которых даны на рис. 3.14; стрелка - направление изменения JV(22) в
цикле 21
узкополосности фильтра по сравнению с первым преобразованием привело к сокраще-
нию длины ряда W(22) еще на два цикла, к потере части информации об этом про-
цессе. В связи с этим оказывается полезным рассмотреть совместно результаты первых
двух преобразований. При этом следует, однако, учесть, что расширение полосы про-
пускания фильтра (кривая 1, 3 на рис. 3.14) приводит к некоторой деформации кри-
вой W(22)f особенно между циклами 16—18 (заштрихованный участок на кривой 2) :
к исчезновению из кривой W(22) этого бицикла. Такое исчезновение при неучетеЯ (со),
очевидно, может быть связано со значительным затуханием амплитуды бициклов при-
мерно через 90 лет после их возникновения.
Если второе преобразование наиболее точно выделяет процесс на участке до цик-
ла 19, то первое позволяет включить в рассмотрение циклы 1, 20, т.е. более полно
и четко показать:
а) сохранение правила Гневышева—Оля для циклов 18—20 (в какой-то мере ранее
это следовало ожидать из анализов магнитного поля Солнца — сохранение закона
Д. Хэйла, но не было столь очевидным из вида кривой И7 между циклами 16—18)
(см.рис. 3.13, а);
б) резкое усиление амплитуды W(22) с четного цикла 18, примерно равное по вели-
чине амплитуде первого бицикла серии, приуроченное к максимуму ^(90).
Такое усиление амплитуды W(22) вряд ли учитывалось методами прогноза чисел
Вольфа тех лет и должно было привести к соответствующим по величине ошибкам
прогноза И7 в циклы 18—20. Стрелкой на рис. 3.13, б указано направление изменения
кривой W(22) в цикле 21, которое следует из кривой рис. 3.13,а. На основа-
нии этого рисунка можно предположить, что амплитуда последующего бицикла (цик-
лы 22, 23) будет меньше, чем предыдущего.
В результате проведенных исследований сделан вывод, что прежнее представление
о природе и свойствах вариаций с Т « 20 год как процессе с Т « 22 год, стационар-
ном на протяжении многих столетий, должно быть изменено на представление об этих
вариациях как существенно нестационарном процессе с полосой ДТ20^-30 год.
Анализ амплитуды W(22), синтезированной по группе гармоник спектра средне-
годовых значений W. Синтез W(22) по соответствующей полосе частот спектра И7 при-
76
веден на рис. 3.4, Здесь кривая W(22) дана без всяких потерь временного ряда по
среднегодовым значениям. Синтезированная на рис. 3.4 кривая в основных чертах
повторяет кривые рис. 3.12,6, 3.13,б. Для нее перед циклом 10 характерно также
нарушение соответствия правилу Гневышева-Оля, последующее прохождение бицик-
лов со значительным усилением W(22) в циклы 18—21, которое согласуется с инстру-
ментальными наблюдениями гелио магнитно го поля. В то же время в синтезированной
кривой есть некоторые отличия от представленных на рис. 3.12,6, 3.13,6
Как и всякие методы анализа, спектральный анализ с последующим синтезом части
гармоник спектра имеет свои ограничения и погрешности. Они связаны, во-первых,
с малым соотношением (длина реализации/период выделяемой гармоники), во-вто-
рых, возможностью частичного перекрытия спектров близких гармоник, в-третьих,
Рис. 3.14. Амплитудно-частотные харак-
теристики преобразований, использован-
ных для выделения W(22)
возможной перекачкой энергии от низких частот в высокие в случае нестационар-
ное™ процесса (что равносильно модуляции его амплитуды) и прочее.
Безусловно, все эти погрешности наложили свой отпечаток на синтезированную
кривую W(22). Однако довольно хорошее соответствие синтезированной кривой
W(22) с кривыми W(22) на рис. 3.12,6 и 3.13,6, полученными методом узкополос-
ной фильтрации, еще раз подтверждает реальность нестационарное™ И/(22) на рас-
сматриваемом интервале, независимость вывода о нарушении правила Гневышева-
Оля до цикла 10 от использованных методов обработки ряда чисел Вольфа. В то же
время это сравнение приводит к выводу о большей погрешности выделения И/(22)
спектральным методом, чем с использованием узкополосного фильтра, хотя в спек-
тральном методе есть и преимущество, заключающееся в отсутствии потерь времен-
ного ряда.
Анализ W(22) по ряду Д.Шове. Привлечение более длинного равномерного ряда
наблюдений И/тах (рис. 3.15,а), чем ряд чисел Вольфа, оказывается полезным для
дальнейшего анализа свойств нестационарное™ W(22). Несмотря на то что данные
по до 1750 г. менее надежны, можно предположить, что основные ошибки их
получения значимы на более низких (чем рассматриваемая полоса) частотах и,
следовательно, амплитуды выделяемых W(22), хотя они и малы, отражают реаль-
ные процессы, происходящие на Солнце. Кривая W(22), полученная в результате при-
менения преобразования R2 (со) к ряду Д.Шове, приведена на рис. 3.15,6. На этой
кривой бициклы заштрихованы. Из рассмотрения рис. 3.15,6 могут быть сделаны
следующие выводы.
Современная последовательность бициклов, начавшаяся с цикла 10 и состоящая
уже по крайней мере из пяти бициклов, имеет амплитуды максимумов, в несколько
раз превышающие все, что до сих пор наблюдалось, является совершенно уникаль-
ным явлением за последние ~450 лет.
77
'20 -/О О /О 20 циклы
I I 1 1 L. 1 1 _L._1 1_L-1 1__1 1 _1_ 1 1_1 1 L.. 1 1 _L 1 I _1. 1 L_1 111 I II I 11 11 ill 11
/505 /550 /750 /850 /058
Рис. 3.15. Выделение W(22) в ряде Д. Шове
а\ сплошная линия - исходные значения 11%^, штриховая линия — сглаженные значения
б - IV(2 2) , 1—4— предполагаемые моменты появления систем бициклов, прямая штриховка — ми-
нимум Маундера, косая штриховка — бициклы, стрелки без цифр — предполагаемые моменты и на-
правление IVjnax последующих циклов
На рассматриваемом интервале выделяются три последовательности бициклов,
отвечающих правилу Гневышева—Оля, и четыре момента резкого усиления ампли-
туды Р^(22) (стрелки над кривой W(22) с номерами 1, 2, 3, 4). Сопоставление мо-
ментов усилений амплитуд бициклов с кривой ^(90) (последняя получена в резуль-
тате четвертого преобразования и приведена на рис. 3.15,а штриховой линией) по-
зволяет заключить, что эти моменты в трех случаях примерно соответствуют макси-
мумам кривой W(90), а последующие серии бициклов развиваются в основном на
ветвях спада кривой И/(90). В одном случае (около цикла 0), когда амплитуда И/(22)
чрезвычайно мала, возникновение и развитее бициклов происходило несколько
ранее. У этой последовательности бициклов поставлен вопрос, подчеркивающий, что
примененное преобразование не смогло хорошо выделить бициклы в ее начале, ослож-
ненные несколько более длиннопериодным колебанием. Малая амплитуда этой после-
довательности бициклов, вероятно, обусловлена тем, что она следует сразу за мини-
мумом Маундера.
Обращает на себя внимание, что бициклы занимают большую часть ряда Д. Шове.
При этом в ряду отсутствуют последовательности двойных циклов, начинающиеся с
нечетного номера.
Период Маундера — единственный период в жизни Солнца за последние ~450 лет,
который на протяжении ~ 70 лет характеризуется полным отсутствием вариаций с
Т& 20^-30 год любой природы.
Средняя продолжительность отдельного бицикла до периода Маундера (~27 лет) не-
сколько больше, чем после (~22 года) .
Затухание бициклов в последней серии частично заходит и на ветвь роста ^(90).
Как показывает сравнение результатов выделения Р^(22) методами узкополосной
фильтрации (см. рис. 3.15, б) и спектрального анализа (см. рис. 3.9,в, синтез по поло-
се Б), в последнем случае качество выделения W(22), особенно до нулевого цикла,
значительно хуже, и по этим данным трудно говорить вообще о существовании не-
78
Таблица 3.6. Амплитудные характеристики систем бициклов
Бицикл Циклы ^тах Бицикл Циклы Wmax
I 10 98 V 18 152
11 140 19 201
II 12 75 VI 20 111
13 88 21 164
III 14 64 VII 22 95
15 105 23 145
IV 16 78
17 119
скольких последовательностей таких вариаций на рассматриваемом временном интер-
вале.
Использование последовательности бициклов для прогноза Wmax циклов 22» 23.
Согласно рис. 3.12, 3.13 на сегодня известны две группы бициклов. Первая началась
с цикла 10 и примерно по экспоненте затухала вплоть до цикла 17 (бициклы I—IV).
Вторая началась с цикла 18 и продолжается в настоящее время. Затухающий харак-
тер Wmax последовательности бициклов внутри каждой группы прослеживается после
узкополосной фильтрации W(22). Однако в некоторой степени он виден и из табл. 3.6
(особенно по Wmax четных циклов первой группы), построенной по данным [76,
табл. 181.
Из сравнения бициклов I, II и V, VI табл. 3.6 можно видеть, что уровень величины
И'шах второй группы бициклов примерно в 1,5 раза выше, чем первой, т.е. происходит
нарастание W за последние ~ 50 лет. Поскольку такое соотношение сохраняется как
для первых, так и для вторых бициклов разных групп, можно предположить, что
оно сохранится и для последующих. Отсюда для получения И/тах цикла 22 достаточно
умножить Wmax цикла 14 на соответствующий коэффициент, результаты чего и при-
ведены в табл. 3.6.
Ту же технологию можно применить и для получения Wmax цикла 23 через Wmax
цикла 15. В этом случае И/тах = 156. Последнюю оценку можно проверить из других
свойств Wmax, приведенных в табл. 3.6. Легко показать, что отношения амплитуд
нечетных циклов к состоящим с ними в паре четным для всех бициклов равно
1,4 ±0,2. Отсюда, взяв за основу Ifmax цикла 22, для цикла 23 будем иметь И/тах =
= 134. В табл. 3.6 приведена средняя по двум определениям величина.
Предлагаемый метод прогноза И/тах базируется на предположении о развитии
бициклов во второй группе тем же путем, что и в группе один. Если это предполо-
жение оправдается в ближайшие 20 лет, то по той же схеме могут быть построены
прогнозы и последующих циклов. К этому же полезно заметить, что если в табл. 3.6
включить чисто формально в виде отдельной группы бициклов по той же схеме цик-
лы 0—9, то ни одно из полученных соотношений для них не будет выполняться. Это
обстоятельство является дополнительным доказательством отличия свойств бицик-
лов от вариаций, близких по частотному составу, но иной природы, нестационар-
ности системы бициклов на интервале последних ~ 250 лет, отсутствия бициклов
до цикла 10.
В заключение хотелось обратить внимание читателя на близость коэффициентов
пересчета амплитуды в одном бицикле и между первой и второй группами бициклов.
Случайно это или закономерно — пока неясно.
Обсуждение результатов анализов декадных вариаций СА^ В результате анализов
ДКВ(СА) методами узкополосной фильтрации с использованием как специальных
фильтров, так и построенных на спектральном анализе, а также изучения для полосы
79
1 < Т < 10 год случайных и систематических ошибок получения среднегодового зна-
чения И7 могут быть сделаны следующие выводы.
1. Случайная среднеквадратичная погрешность определения среднегодового значе-
ния 2. Эта величина представительна для всего ряда Вольфа (с 1749 г.). Посколь-
ку в диапазоне 1 < Т < 10 год И7 не имеют больших систематических погрешностей,
можно допустить, что соотношение сигнал/шум и на более низких частотах также боль-
ше единицы. Систематические ошибки в определении И7, по-видимому, могут быть
значительнее в определениях амплитуд И/(11J, чем продолжительности циклов.
2. Спектр среднегодовых значений W в диапазоне ДКВ имеет три полосы значимых
частот, соответствующих следующим периодам:
Т = 11,1 год, как хорошо известно, является наиболее мощным и определяет струк-
туру ряда; тонкая структура спектра этого диапазона Т, составляющая остальную часть
общей полосы со (Дсо = 0,31 -ь 1,06 рад/год) обусловлена, по-видимому, двумя эффек-
тами: 1) амплитудной модуляцией циклов с Т = 11,1 год вариациями более низкочас-
тотной части спектра (расширение спектральной полосы вплоть до Г" 7 год в сторону
более коротких Г), 2) частотной модуляцией Т для циклов 0—9. Спектральная ампли-
туда этого Т на рассматриваемом интервале равна ~30.
ДГ ~ 20 ±30 год (Дсо « 0,31 ±0,195 рад/год). Эта полоса Т отражает нестационар-
но ст ь гелиомагнитного цикла на рассматриваемом временном интервале. Спектраль-
ные амплитуды максимумов в этой полосе достигают ^7—8, что выше случайных по-
грешностей определения Wa. Использованный подход показал реальную возможность
выделения в спектрах Wa не только таких вариаций, но и сложной структуры этой
полосы спектра Wa, что было до сих пор камнем преткновения для других исследова-
телей [3]. В то же время промежуточное положение этого диапазона Т между двумя бо-
лее энергетически мощными приводит, по-видимому, к некоторому перекрытию спект-
ра Т 20—30 год с боковыми лепестками соседних и должно сопровождаться некото-
рым искажением этих вариаций в спектре и при их синтезе.
ДГ 30±100 год (Дсо 0,195 ±0,03 рад/год). В этой полосе Т на интервале по-
следних ~ 250 лет наиболее мощная гармоника с 90—100 год. Ее спектральная
амплитуда достигает ~18.
Слабая расчлененность спектра НЧ-части модуляции амплитуды W(11) связана с
нестационарностью W(90—100), с наличием в НЧ-части модуляции наряду с основ-
ным Т изменений других периодов. При рассмотрении этой полосы Т по И/тах ряда
Д.Шове сама полоса Т в спектре значительно расширяется (до Т 500 год), похожа
на спектр случайного процесса. В этой полосе основной максимум на Г - 200 год,
что составляет ~0,5 базиса разложения (~500 лет). Заметим, что такое же соотноше-
ние этих величин и в НЧ-части спектра W ряда Р. Вольфа. В то же время в спектре
^тах ряда Д.Шове вариация с Т « 90-ь 100 год никак не выделена.Результаты анали-
зов по данным ряда Д.Шове приводят к заключению о невозможности надежного вы-
деления по этому ряду вариаций с Т « 30± 300 год, в том числе с Г ~ 180 год.
3. Связь t = f (Wmax) имеет разные свойства в разных частях ряда Вольфа: на пер-
вой ПОЛОВИНе ряда (ЦИКЛЫ 0—9) ВОЗМОЖНЫ ЗаВИСИМОСТИ = /l(H'max), ^2 =
= fi (^тах), на второй половине ряда (циклы 10—20) зависимость t - /(И^дх) от-
сутствует. Для такого рода анализов более корректно использование отфильтрован-
ного W(11). На основе проведенных исследований для ряда W с цикла 10 рекомен-
дована модель в виде G = 4 года, t2 = 7 лет. Такое описание t =/(И,гпах) не согла-
суется с общепринятой аппроксимацией (3.5), (3.6). Однако полученные на рис. 3.8
доказательства столь очевидны, что нет повода в них сомневаться.
4. ^(22) на рассматриваемом интервале имеет сложную структуру, характеризую-
щую бициклы как нестационарный процесс во времени. Последовательность бицик-
лов начинается только с цикла 10, циклы 0—9 не соответствуют правилу Гневышева-
Оля и не могут быть реконструированы так, чтобы оно на этом интервале выполня-
лось.
80
Первое объяснение такой нестационарное™ естественно было связать с возраста-
нием до середины XIX в. погрешности экспериментальных данных ряда W [82]. Одна-
ко после анализа случайных и систематических ошибок получения W от такого
объяснения пришлось отказаться. Целесообразность отказа подтверждается косвен-
ными указаниями, заключающимися в изменениях в середине XIX в. ряда свойств
процессов образования пятен на Солнце: 1) нестационарность зависимости t =/(Wmax);
2) режим поведения И/(2—5); 3) распределение активности пятен по долготе, иссле-
дованное Г. Балтазаром и др. [84]. В последней работе показано, что на диаграммах
Ю. Бартельса имеет место усиление активности в определенные даты 27-Дневного
календаря. Эти даты сохраняются и в следующем 11-летнем цикле. В последующих
двух 11-летних циклах они сдвинуты на 180°, что характеризует 22-летнюю периодич-
ность распределения активности пятен по долготе. Однако эта закономерность соблю-
дается только приблизительно с 1880 г. и не наблюдалась ранее. Имеются и другие
указания, например высказанное при обсуждении табл. 3.6. Наличие таких указаний,
а также анализ погрешностей определения W позволяют считать, что нестационарность
W(22) на интервале последних ~250 лет не связана со систематическими погрешнос-
тями регистрации W до середины прошлого века, а есть реальный процесс со следую-
щими свойствами: 1) спектральный состав W(22) с цикла 10 характеризуется основ-
ной частотой заполнения бициклов Г =22 год, но до этого цикла он представлял собой
полосу ДТ = 20-^30 год; 2) группа бициклов начинается резким усилением ампли-
туды, которая затем постепенно затухает в течение ~ 90 лет; 3) на протяжении послед-
них ~~ 100 лет процесс представлен двумя такими группами. Первая группа бициклов
(полностью записанная экспериментальными наблюдениями) к середине XX в. прак-
тически затухла. Такое затухание амплитуды бициклов Солнца хорошо согласуется с
затуханием общего магнитного поля Солнца от цикла 15 к циклу 18, полученным в
[85]. В цикл 18 была генерирована новая группа бициклов, существующая вплоть до
цикла 21.
Анализ W(20—30) по ряду Д.Шове за ~ 500 лет позволил показать наличие в про-
шлые годы еще двух серий таких бициклов, перемежающихся интервалами их отсут-
ствия, высказать предположение о появлении W(22) в максимум 1^(90—100) и их
развитии на спаде этого изменения, отметить уникальность прошедшей системы бицик-
лов на всем интервале, выявить отсутствие таких изменений в период минимума Маун-
дера. Последний вывод не согласуется с результатами анализов W(20—30) в [86], где
такие вариации выделены в период Маундера в данных, основанных на изучении колец
деревьев. Исходные данные, лежащие в основе ряда Д.Шове и изменениях колец де-
ревьев, существенно различны: первые связаны в основном с изменениями электро-
магнитного поля Земли в высоких широтах (полярные сияния), вторые — с климатом
на Земле. В принципе эти два процесса могут и не иметь детерминированной связи,
т.е. иметь различия в поведении одних и тех же частот спектра во времени, хотя нельзя
исключить и реальности их связи с магнитным полем Солнца. Поэтому вопрос о наличии
или отсутствии W(20—30) в период Маундера — это вопрос о репрезентативности исполь-
зования тех или иных рядов для такого исследования. Из общих соображений пред-
ставляется, что ряд Д.Шове более связан с активностью Солнца и оперирует более точ-
ными данными, чем ряды, составленные по кольцам деревьев.
3.3. ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ
Исследования геомагнитной активности привели к выводу о сложной структуре про-
цессов, которые ее создают. Определяющей в настоящее время является концепция,
что это явление обусловлено двумя разными источниками: вспышечными и рекуррент-
ными корпускулярными потоками Солнца. Однако происхождение рекуррентных пото-
ков пока не ясно. Выше отмечалось, что в свое время Ю.Бартельс связал рекуррент-
ные потоки с М-регионами. С.Музман и Р.Альтрок [87] проанализировали совместно
данные по рекуррентным возмущениям с данными коронального фотометра в ли-
81
Таблица 3.7. Номера гармоник синтеза по спектрам геомагнитных индексов
Индекс Г « 90 год Т « 22 год Т « 11 год
аа 1-32 32-82 82-127
М(Кр) 1-21 21-66 66-123
нии Fe XIV X = 5303 А в октябре—декабре 1976 г. В период наблюдения отмечены три
корональные дыры и три области эмиссии вблизи экватора. Рекуррентные потоки были
связаны с двумя из этих дыр. Это дало основание авторам предположить, что за рекур-
рентные потоки ответственны корональные дыры. Такое же мнение о природе рекур-
рентных потоков высказано и Г.И.Оль [88]. Если так, то изучение ДКВ(ГА), как и
вариаций ГАс 1 < Т < 10 год, может помочь более определенно судить о некоторой
дополнительной характеристике жизни Солнца.
Не проводя пока каких-либо разделений индексов активности на части, ограничимся
при обработке среднегодовых значений индексов формальным подходом, заключаю-
щимся в исследовании частотного состава этих кривых, и его отличием в разных поло-
сах частот от поведения на тех же частотах чисел Вольфа. При этом будем иметь в виду,
что случайная погрешность определения среднегодового значения индексов геомагнит-
ной активности, как и F, определяется, очевидно, точностью округления последнего
знака, т.е. ±0,1 для да-индекса и о<±0,5 для М(Кр).
Амплитудные спектры аа-, М(Кр)-индексов и синтез по основным полосам частот.
Спектры аа- и М(Кр)-индексов совместно со спектром W (см. рис. 3.2, а) представ-
лены на рис. 3.16. Как следует из их сравнения, спектры индексов геомагнитной актив-
ности содержат те же полосы частот, что и спектр И4 Наряду с этим существуют два
отличия спектров индексов геомагнитной активности от спектра W.
1. Резкое уменьшение соотношения амплитуды И-летнего цикла и амплитуд дру-
гих частот в спектре геомагнитных индексов. Амплитуда низкочастотной части боль-
ше амплитуды всех других периодов.
2. Небольшое смещение максимума низкочастотной части оа-, М(Кр)-индексов в
спектре на более низкие частоты. Это смещение более наглядно проявляется в вели-
чинах периодов максимумов, показанных цифрами на рис. 3.16 у соответствующих
максимумов.
Как и в спектре W, разные полосы частот в спектрах геомагнитных индексов имеют
малое' перекрытие, что создает благоприятные условия для их синтеза. Синтезы про-
ведены по группам гармоник, представленным в табл. 3.7. Синтезированные кривые
аа- и М(Кр) -индексов приведены на рис.3.17.
Сравнение временных изменений аа- и М(Кр)-индексов в разных диапазонах частот
показывает довольно хорошее согласие их поведения между собой. Различия кривых
связаны, во-первых, с разным масштабом их представления, а во-вторых, с различием
методик получения этих кривых. Однако независимо от способа получения геомагнит-
ных индексов амплитуда их последних 11-летних циклов практически близка к нулю
(ее изменения в пределах погрешностей измерений).
Далее сравнение проведено для синтезированных кривых М(Кр)~, аа-индексов и
чисел Вольфа по одним и тем же полосам частот (рис. 3.18).
Как следует из рис. 3.18,а, низкочастотные изменения аа-индекса и W(90) на рас-
сматриваемом интервале практически совпадают (кривая W(90), правда, несколько
осложнена колебаниями с 7 ~ 30 год, но это не затушевывает хода более низкочастот-
ной части). В связи с таким подобием изменения можно допустить, что смещение макси-
мума низкочастотной части в спектре индексов ГА связано с меньшей длиной их вре-
менных рядов (примерно в два раза) и, следовательно, низкочастотная часть аа М(Кр)
представляет собой те же колебания с Т « 90 -И00 год, которые выделяются по чис-
лам Вольфа.
82
s
0,5 1,0 1,5 a>, pad/zofl
Рис. 3.16. Амплитудные спектры геомагнитной активности и чисел Вольфа
Рис. 3.17. Временные изменения индексов геомагнитной активности для каждого из трех диапазо-
нов Т (см. табл. 3.7)
а — Т « 90 год, б — Т « 22 год, в — Т 11 год; 1 — ЯД-индекс, 2 — М(Кр)
/800 /ООО /040 /380
Рис. 3.18. Сравнение вариаций солнечной и геомагнитной активностей отдельно в каждом из трех
диапазонов Т
а - Т > 30 год, б - Т « 20 4- зо год, в - Т ~ 10 4-11 год; 1 - аа-индекс, 2 - М(Кр) , 3 - W
Кривые оа(22) и W(22) различаются в первой половине нашего века, в период за-
тухания W(22), когда в обеих кривых уменьшается соотношение сигнал/шум
(рис. 3.18,б). В этот период амплитуда вариаций аа(22) близка к погрешности опре-
деления аа. Другое различие — в последние десятилетия — вероятно, имеет ту же при-
чину, что и 11-летние циклы геомагнитной активности после 30-х годов.
В кривых аа(11), М(Кр11) происходит постепенное уменьшение амплитуды цик-
лов с 30-х годов (практически вплоть до нуля к 80-м годам — ’’вымораживание”),
что существенно отличается от поведения одновременных 11-летних циклов Wt имею-
щих максимум на цикле 19. Практически полное исчезновение 11-летнего цикла в
аа-индексе к 80-м годам видно и из исходной кривой, если ее (для уменьшения вы-
сокочастотного фона) сгладить интервалом три года (штриховая кривая на рис. 3.1).
После середины 60-х годов здесь проявляются только флуктуации с Т « 4-г 5 год.
Сопоставление сглаженных интервалом три года кривых аа- и D^-индексов (послед-
ний публикуется только с конца 50-х годов) показывает значительное подобие в их
изменениях.
Из рис. 3.18, в можно также заключить о наличии небольших фазовых сдвигов в
прохождении W(11) и аа(11), М(Кр11). Для уточнения синхронности аа (11) с W(11)
в табл. 3.8 выписаны годы максимумов и минимумов чисел Вольфа, аа-индексов ис-
ходных, а также синтезированных кривых и, кроме того, соответствующие разности
дат и их средние значения за последние ~ 100 лет.
84
Таблица 3.8. Разность фаз Д между кривыми W и oz-индекса по датам экстремумов обеих
кривых
X св м8 X се 5 3 X СО 5 ? х ее Е I с с Е 3 с J S' с Е 3
1 2 3 4 S 6 7 8 9 10 11 12
1870 1872 -2 1871 1872 -1 1878 1879 -1 1876 1877 -1
1883 1883 0 1883 1883 0 1889 1890 -1 1888 1889 -1
1893 1892 1 1894 1895 -1 1901 1902 -1 1900 1901 -1
1905 1910 -5 1907 1907 0 1913 1914 -1 1912 1913 -1
1917 1919 -2 1917 1919 -2 1923 1924 -1 1922 1924 -2
1928 1930 -2 1928 1929 -1 1933 1934 -1 1933 1934 -1
1937 1943 -6 1938 1939 -1 1944 1945 -1 1943 1944 -1
1947 1951 -4 1948 1949 -1 1954 1954 0 1953 1954 -1
1957 1960 -4 1958 1960 -2 1964 1965 -1 1963 1965 -2
1968 1968 0 1969 1970 -1 1976 - — 1975 1975 0
Среднее -2±0,8 -1±0,2 -1 ±0,1 -1±0,2
Таблица 3.9. Основные параметры формы одновременных 11-летних циклов аа-индекса
и W, синтезированных по гармоникам спектров
Параметр Циклы
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21
aa(ll)
G 4 2 8 5 6 9 6 6
G 7 7 10 4 5 4 2 3 5
t 11 12 12 10 10 11 9 11
00 (11) max 8 9 8 9 10 9 7 6
И'(П)
G 7 6 7 5 6 5 5 5 6 5
G 5 5 6 5 5 5 5 5 5 6
t 12 12 12 10 11 10 10 10 12
H'ClDmax 96 76 70 62 80 75 100 142 164 120 130
Как следует из столбцов 3 и 9 табл. 3.8, уже между экстремумами исходных кри-
вых W и аа-индекса наблюдается сдвиг, равный в максимуме двум годам, а в мини-
муме — одному году. Разброс в отдельных датах максимумов относительно среднего
значения гораздо больше, чем в годы минимумов, что увеличивает погрешность
определения средней в столбце 3. В связи с этим из анализов сдвигов уже исход-
ных кривых W и аа-индекса следует, во-первых, что кривая аа-индекса примерно на
год запаздывает относительно кривой И4 а во-вторых, что в областях максимумов
этих кривых (из-за усложнения структуры) сдвиг несколько больше, но определя-
ется менее надежно (величина среднего сдвига — в пределах максимальной погреш-
ности определения средней).
Вывод о запаздывании экстремумов оа-индекса относительно экстремумов W сле-
дует и из анализа столбцов 6, 12 табл. 3.8, где приведены синтезированные кривые.
В этом случае определение среднего запаздывания для максимумов находится более
85
надежно, чем для исходных кривых; Оно оказывается для обоих экстремумов одина-
ковым и равным одному году, что подтверждает вывод, сделанный по анализу исход-
ных кривых, о запаздывании всей кривой 11-летнего цикла аа-индекса на один год
относительно W(ll). Этот вывод согласуется с выводом А.И. Оля, приведенным в
[6], и авторов [89].
На основании данных табл. 3.8 может быть также проверена для аа(11), как и для
W(11), зависимость продолжительности отдельного цикла t (а также его ветвей рос-
та и спада Г2) от аа(11)тах. Эти данные по аа(11) сопоставлены с аналогичными
данными по W(ll) в табл. 3.9. Значения аа(11)тах и W(ll)max получены путем
отсчета от средних по двум соседним значениям аа(\ 1)тах и W(11)тах.
Как следует из табл. 3.9, у обоих индексов не обнаруживается связи продолжитель-
ностей t, ti, t2 (в годах) с энергией цикла. Кроме того, можно видеть, что разброс
отдельных значений и t2 У аа (11) много больше, чем у W(ll).
Обсуждение результатов анализа декадных вариаций ГА. Анализ частотного состава
индексов геомагнитной активности аа и М(Кр)> проведенный на основании рассмотре-
ния спектра их среднегодовых значений, а также синтезированных кривых для трех
частотных диапазонов, позволяет заключить следующее.
В спектре аа- и М(Кр)-индексов выделяются те же полосы частот, что и в спектре И/.
Однако здесь нет такого преобладания И-летнего цикла над другими, как это наблю-
дается в И4
После 30-х годов нашего века модуляция амплитуды 11-летних циклов геомагнит-
ной активности существенно отличается от модуляции амплитуды одновременных
11/(11): амплитуда аа (11), М(Л?р11) постепенно затухает практически вплоть до нуля
к началу 80-х годов. Для этих циклов отсутствуют зависимости типа frA = /(aa)max
или /гА =/(И/тах), где t — продолжительность 11-летнего цикла ГА.
11-летние циклы ГА примерно на один год целиком запаздывают относительно
W(11) , но в максимумах Wзапаздывание может составлять несколько лет.
При значительном отличии 11-летних циклов ГА от ^(11) в ГА несколько иначе,
чем в СА, должны проявляться более низкочастотные вариации (Т 20-И00 год).
Действительно, в кривых W(22) и аа(22), М(Кр22) существуют некоторые раз-
личия, но до 50-х годов различия ГА (22) между собой по разным индексам и с W(22)
сопоставимы, что отмечено в [70]. Однако в 50-е годы согласно рис. 3.19 изменения
aa(22) и М(Кр22) отличаются только масштабом. Они более кратковременны, чем
одновременное изменение W(22). Что касается НЧ-части спектра aa-, М(Кр)-индек-
сов, то ее изменения на рассматриваемом интервале практически полностью корре-
лированы с одновременными изменениями ^(30—100), но не содержат ВЧ-части этой
полосы (Т ъ 30 год) , которые присутствуют в ^(30—100).
3.4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ АНАЛИЗА ДЕКАДНЫХ ВАРИАЦИЙ СА И ГА
В результате анализа декадных вариаций солнечной и геомагнитной активностей
получены новые результаты. Основные из них следующие.
1. Нестационарность зависимости t = /(Wmax) для ряда чисел Вольфа на интервале
~ 250 лет, наличие современной формы связи (Zi = 4 года, t2 = 7 лет) только с
цикла 10.
2. Нестационарность 22-летнего цикла W на интервале последних ~ 250 лет, что
отражает также сложная структура спектра И'в диапазоне Т 20-^30 год, подтверж-
дается как в результате анализа случайных и систематических ошибок получения сред-
негодовых значений И7, так и по ряду косвенных данных. Бициклы IV начались с цик-
ла 10 и представляют собой две группы резко усилившихся, а затем затухающих коле-
баний. Указания на возможность различия поведения во времени ГА (22) и СА(22).
3. Наличие существенных отличий свойств ГА (11) от свойств W(11): затухание
амплитуды ГА (11) с 30-х к 80-м годам практически до нуля; запаздывание фазы
ГА (11) на один год относительно С А (11).
86
Зависимость t = /(Wmax) находит наибольшее употребление пока при составле-
нии прогнозов дат Wmax для очередного 11-летнего цикла, что требуется для реше-
ния прикладных задач. Возникновение современной формы зависимости приурочено
по времени к нарушению стационарности W(22), к моменту появления упорядочен-
ной системы бициклов. Такое согласованное поведение двух событий, одно из кото-
рых описывает форму 11-летнего цикла, а другое — модуляцию его амплитуды, сви-
детельствует о большой роли гелиомагнитного поля в формировании 11-летнего цикла.
Полезно отметить, что как при возникновении бициклов, так и в зависимости t =
= /(И^тах) смена режимов в середине прошлого века направлена на большее упоря-
дочение обеих характеристик СА. Необходимы дальнейшие исследования источников
увеличения разброса ti9 t2 в данных до середины прошлого века.
Если существование хейловского цикла в магнитном поле Солнца с начала XX в.
ни у кого не вызывает сомнения, то его реальность в более ранние годы не столь оче-
видна. Поскольку вопрос о стационарности цикла Хейла, по-видимому, тесно связан
с вопросом стационарности W(22), то полезно выяснить, какие экспериментальные
данные сегодня позволяют наилучшим образом решить этот вопрос.
Наиболее точным долговременным материалом для исследований ДКВ(СА) явля-
ются наблюдения за пятнами на поверхности Солнца — ряд W. Однако для описа-
ния W(20—30) используются две формы этого ряда: 1) амплитудная модуляция
знакопостоянного ряда W, описанная выше; 2) построение знакопеременного ряда,
где четным циклам приписывается знак минус, а нечетным — плюс [90]. Отметим,
что в такой последовательности согласно правилу Гневышева—Оля и нестационар-
ное™ бициклов с цикла 10 амплитуда верхних циклов всегда больше, чем нижних;
до этого момента таких закономерностей не наблюдается. Разделение общей кри-
вой W(22) на две части приводит к тому, что в общих чертах основные свойства
систем бициклов хотя и находят в них отражение, но чрезмерно упрощены и искажены.
В силу изложенного описание W(20—30) по знакопостоянному ряду является, по-види-
мому, более точным.
Анализы случайных и систематических погрешностей ряда W позволяют сделать
вывод, что нарушение стационарности 1V(22) до середины прошлого века не может
быть связано с погрешностью получения экспериментального материала. Дополни-
тельный анализ W(22) по менее точному ряду Wmax (ряд Д.Шове) подтверждает не-
стационарность этого процесса на более продолжительном интервале (~ 500 лет). Таким
образом, данные по наблюдениям пятен на Солнце однозначно свидетельствуют о реаль-
ности и правильности описания свойств 22-летнего цикла W по использованным рядам.
В какой мере нестационарность W(22) отражает поведение циклов Хейла, мы покажем
в гл. 6. Здесь же полезно заметить, что, поскольку из сравнения кривых СА(22) и
ГА (22) сделан вывод об их некоторых различиях, это может служить основанием к
указанию наличия в Солнце близких по частоте, но разных по свойствам вариаций с
Т = 20^-30 год. Возможно, эти различия той же природы, что и различия ГА (6, 11) с
СА(6, 11).
Различие 11-летних циклов С А и ГА, заключающееся в сдвиге фазы на один год,
было предположено в свое время А.И. Оль. На основе проведенных анализов 11-лет-
них циклов и учета результатов предыдущей главы можно заключить, что, несмотря
на близкий частотный состав МЛВ солнечной и геомагнитной активностей, поведе-
ние вариаций в большинстве полос частот этих двух характеристик Солнца различно.
Можно предположить, что такие различия вариаций отражают как различие механиз-
мов' их генерации, так и различие сред на пути прохождения этих вариаций от Солн-
ца к Земле.
Различие и сложность таких процессов для ГА и СА могут быть дополнительно
продемонстрированы на соотношениях 6- и 11-летних вариаций: в числах Вольфа
эти изменения согласованы на всем интервале, согласование W(6) и ГА (6) только
после 30-х годов, изменения амплитуды у ГА(6) и ГА(11) не согласованы. Слож-
ные соотношения между солнечной и геомагнитной активностями на разных часто-
87
тах, в том числе и в И-летнем цикле, показывают формальность (а следовательно,
и ограниченную точность) использования статистических свойств связи W(11) и
од (11), М(Кр\1) дая построения прогнозов IVmax, которые получили развитие в по-
следнее время [91,92], дают новую основу как для изучения динамики Солнца,
так и прогноза этой динамики.
Глава 4. ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ СКОРОСТИ
СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ
И НАПРЯЖЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ
В предыдущей главе обсуждены ДКВ, обусловленные процессами на Солнце — внеш-
ними источниками. Другая важная область генерации ДКВ, наблюдаемых на поверх-
ности Земли, по-видимому, связана с процессами, происходящими в жидком ядре
Земли^ возможно, вблизи его границы с мантией. Наиболее развито изучение этих про-
цессов по ДКВ продолжительности суток и магнитного поля Земли.
Изменения продолжительности суток Р (скорости суточного вращения Земли £2) —
надежно установленный экспериментальный факт. Наиболее показательны в этом от-
ношении данные палеонтологического метода по изучению суточного прироста корал-
лов и ископаемых раковин [93], приведенные ниже:
Период, млн год —72 —270 —298 —380 —440
Р,ч 23,67 22,82 22,62 21,98 21,53
Важной частью P(t) являются приливные воздействия на Землю со стороны Луны и
Солнца, в спектре которых наиболее значимы вековые вариации. Часть же спектра P(t)
с Т < 100 год, которую механизмом приливов объяснить нельзя, относят к неприлив-
ным изменениям. Существуют два подхода к интерпретации Р (< 100). При первом наи-
большую часть энергии Р (< 100) связывают с процессами в жидкой части ядра вблизи
границы ядро—мантия. Наличие таких процессов создает перераспределение моментов
вращения между ядром и мантией [94]. При втором подходе дополнительный враща-
тельный момент Земли связывается с источниками, находящимися на поверхности
Земли или в ее атмосфере (циркуляцией ветров, воды в атмосфере, их взаимодей-
ствиями с неоднородностями рельефа поверхности Земли и тл.) [95, 96]. Не исклю-
чено, что и те и другие процессы проявляются одновременно в разных диапазонах
спектра изменений Р(г), перекрываясь лишь в небольшой области частот, или явля-
ются взаимосвязанными механизмом генерации неприливных изменений.
Широкое изучение вариаций Р с Т < 100 год начато сравнительно недавно. Сводки
среднегодовых значений Р, а также их анализы для решения задач астро- и геофизики
появились только в 50-е годы.
Первое упоминание о возможности связи вековых вариаций Р и F, по-видимому,
сделано ЮД.Калининым [97], а затем М.Стойко [98] (при этом под ’’вековыми”
здесь понимались вариации с Т « 50-И00 год). Более подробно этот вопрос иссле-
довали Е.Вестин и др. [99—101], которые интерпретировали такую связь как движение
вещества жидкого ядра, создающего западный дрейф эксцентричного магнитного
диполя.
Впоследствии для объяснения такой связи были предложены и другие механизмы (на-
пример, крутильные колебания [102]). Все эти механизмы отводят чрезвычайно важ-
ную роль в динамике ядра магнитному полю Земли.
Вариации F обнаружены уже несколько столетий назад. Так, изменения магнит-
ного склонения D стали известны еще в первой половине XVII в. [103]. Однако ДКВ
F выделены только в 50-е годы нашего века (см.ниже).
Усовершенствование методов измерения Р и F, накопление экспериментальной
88
информации с 50-х годов привели к тому, что, кроме изменений Р и F с Т 50-г
^-100 год, в последнее десятилетие были обнаружены ДКВ этих полей с более корот-
кими периодами.
Определения Р производятся астрофизическими методами, в основе которых лежат
астрономические наблюдения за движениями планет и звезд. Такие наблюдения полу-
чили особенно быстрое развитие после изобретения зрительной трубы (примерно сере-
дина XVII в). Следовательно, ряды Р, как и ряды W, по своей длине должны быть при-
годны для анализов ДКВ.
Систематические измерения F в единичных магнитных обсерваториях начаты при-
мерно с половины прошлого века (обе. Гринвич с 1840 г.). Регулярные же измере-
ния на сети из 20—30 обсерваторий, большинство из которых находится в Европе,
ведутся только с конца прошлого века. Таким образом, ряды F из-за их очень неболь-
шой продолжительности малопригодны для исследований ДКВ. Эта ситуация усугубля-
ется еще тем обстоятельством, что ДКВ F (или по крайней мере их значительная часть)
являются нестационарным процессом во времени и пространстве. Однако использование
данных по F чрезвычайно важно, поскольку распределение амплитуды ДКВ (F) на по-
верхности Земли дает свою важную и незаменимую информацию о механизмах их
генерации.
При таком состоянии экспериментальных данных для получения более адекватных
моделей ДКВ (Р) и ДКВ (F), обусловленных процессами в ядре Земли, полезно вы-
яснить, какая часть ДКВ(Р) и J[KB(F) отражает общую для них динамику ядра Земли,
и использовать всю совокупность данных в соответствующих анализах.
4.1. ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТИ СУТОК
Исходные данные» методы анализа. Основой получения данных по суточному враще-
нию Земли служат астрономические наблюдения за положениями Солнца, Луны и дру-
гих планет, а также времени и места солнечных и лунных затмений — параметров, харак-
теризующих истинное суточное вращение Земли. Наибольшее место среди других за-
нимают наблюдения за Луной. По совокупности всех измерений строится шкала
универсального времени UT. Данные UT могут быть исправлены за движения полюса —
UT1 и далее за сезонные изменения — UT2.
С другой стороны, известные законы механики движения небесных тел позволяют
построить физико-математическую модель скорости суточного вращения Земли. Эта
модель носит название шкалы эфемеридного времени ЕТ. Неравномерность суточ-
ного вращения Земли характеризуется невязкой
&TH(U,E) = UT-ET. (4.1)
После середины 50-х годов с появлением атомных часов была создана Международ-
ная шкала атомного времени IA Т и определение невязки стало производиться как
ДТН(£/, IA) = UT-IAT. (4.2)
Среднегодовые значения невязок за 1664—1974 гг. в виде ЭР, вычисленные по значе-
ниям ДТН Л.Моррисоном, приведены в [13, с. 21]. Невязки получены в результате
исключения из UT2 меняющейся во времени динамической шкалы лунного эфемерид-
ного времени ЕТ°.
Математическая модель описания скорости суточного вращения Земли эфемерид-
ным временем не учитывает приливного воздействия Солнца и Луны на вращение
Земли, а также наличия неприливных вариаций. Анализы кривых ДГН показывают,
что приливный член может быть описан параболой второго порядка, в то время как
для описания неприливных вариаций требуются более сложные функции [95]. Такая
разность математического описания приливного и неприливного членов в (4.1), (4.2),
отражающая существенное различие частотных составов этих кривых, позволяет раз-
делить их методами частотной фильтрации. Одним из методов такого разделения явля-
89
Рис. 4.1. Анализ погрешностей кривой изменений скорости суточного вращения Земли (Л. Морри-
сона)
а — исходная кривая ЪР по [13], б — ЪР' после фильтра сглаживания, в — средние за каждое
десятилетие значения ЪР" (цифры над кривой — номера интервалов, в пределах которых средняя
амплитуда ЪР" примерно одинакова)
ется дифференцирование (для ряда дискретных значений — получение первых и после-
дующих разностей). Этот прием использован Л. Моррисоном для получения ЭР в виде
ЭР=(ДГН - Д7^ / j )/(2 • 365,25), (4.3)
где i — произвольный год (т.е. i = 2-г310), а длина среднего юлианского года равна
365,25 дней. Можно переписать (4.3) как
ЭР= [(ДТ ,+ 1 - ДГ .) + (ДТн> . - ДГн /1)]/(2 -365,25), (4.4)
из чего видно, что при получении ЬР происходит не только образование первых раз-
ностей кривой ДТН, но и сглаживание этих разностей двухлетним скользящим интер-
валом. Из (43) следует также, что если ДТН измеряется в секундах, то ЭР в секун-
дах на сутки, и, следовательно, ЭР отражает преимущественно скорость изменения
неприливной Части ДТН за сутки (поскольку йриливная часть входит в ДТН в виде
линейного тренда с небольшим углом наклона и менее значима). Кривая ЭР без
выскоков (о выскоках смотри ниже) по данным [13] приведена на рис. 4.1, а
ДТН определяет изменение продолжительности суток и позволяет вычислить из-
менения скорости суточного вращения Земли. Поскольку одни сутки это 0,864 •
• 105с, то
(-ЭП/П) = ЭР • 105/0,864. (4.5)
90
Опубликованные много ранее, чем данные [13], данные Д.Брауэра [103] аппрокси-
мируют невязку ДТН (U,E) выражением
&Тп(У, Е) = 24,349+ 72,3165Г + 29,94912 + Z, (4.6)
где первые три члена описывают приливную компоненту ДТН (ДГН отсчитывается
в юлианских столетиях от среднего гринвичского полдня в эпоху 0 января 1900 г.),
a L — неприливную часть6 *. В (4.6) ДТН(С/ Е) измеряется в секундах. Эти данные
представлены среднегодовыми значениями, и изменение скорости суточного враще-
ния Земли определяется как
(-ЭП/П) = ДТНЩ Е) • 10“8/0,316, (4.7)
где 1 год = 0,316 • 108с. Ниже использованы значения ЭР, центрированные на начало
года, полученные по табл. Villa из [104].
С конца 1955 г. неравномерность суточного вращения Земли определяется на ос-
нове атомной шкалы времени РАТ. Переход к новой физико-математической моде-
ли значительно повысил точность наблюдений и стабильность погрешностей на дли-
тельных интервалах. Так, стабильность лучших атомных часов за год ~3-10-12
[105]. Увеличение точности и стабильности измерений способствовало расширению
изучаемого частотного диапазона Р, возможности выделения вариаций с периодами
10 год.
Шкалы ЕТ и IAT построены на совершенно разных физических принципах. Поэтому
согласование этих двух шкал для получения единой, без значительного сдвига кривой Р
оказывается задачей довольно сложной. Большое внимание этому вопросу уделено,
например, в [44]. При построении кривой ЭР Л.Моррисон специально занимался иссле-
дованиями возможности такого согласования.
Из рассмотрения имеющихся данных по Р(г) следует, что они весьма разнородны.
Это обстоятельство должно учитываться при их анализах и интерпретации полученных
по ним материалов.
Поскольку НЧ-часть кривых ЭР и ЭР, на рассматриваемом интервале имеет ампли-
туду много меньшую, чем амплитуда ДКВ, для выделения ДКВ (ЭР) и ДКВ (ЭР) ис-
пользованы те же методы обработки, что и при анализах данных по СА: узкополосная
фильтрация, основанная на паре преобразований Фурье, а также ряде фильтров, по-
строенных (для удобства воспроизведения) на наиболее простых преобразованиях
(получение разностей, сглаживание скользящим средним интервалом).
Анализ погрешностей кривой ЭР. В табличных данных ЭР до 1820 г. присутствуют
отдельные выбросы, значительно превышающие величину среднего отклонения, рав-
ного 1,6 мс/сут. Поскольку такие выбросы в дальнейшем ходе кривой (после 1820 г.)
отсутствуют, можно предположить, что они связаны с погрешностями определения ЭР,
и опустить их из рассмотрения.
Однако погрешности определения ЭР до 1820 г., по-видимому, не ограничиваются
только этими выбросами. Как следует из рис. 4.1, а, кривая ЭР по убыванию амплитуды
короткопериодных изменений может быть разбита примерно на три зоны: до 1830 г.;
1830-1954 гг.; после 1955 г.
В соответствии с этим полезно рассмотреть, отражает ли ВЧ-часть кривой ЭР коле-
бания, обусловленные какой-либо физикой явления, или погрешности определения ЭР
на разных исторических этапах. Исследование ВЧ-части представляет интерес для харак-
теристики в кривой ЭР соотношений сигнал/шум на участке каждой из выделенных
зон и по всей кривой.
Выделение ВЧ-части произведено фильтром, осуществляющим двойное высоко-
частотное сглаживание интервалом три года. НЧ-часть фильтрации ЭР' — сглаженная
кривая ЭР (с учетом выскоков) приведена сплошной линией на рис. 4.1,6. На том же
6 В табл. Villa Д. Брауэр для обозначения неприливного члена применяет букву Р; нами она
заменена на £, чтобы не путать с обозначением напряженности геомагнитного поля.
91
Таблица 4.1. Различные зоны амплитуды ВЧ-части кривой ЬР
Номер зоны Год ЪР>\ мс/сут Номер зоны Год дР", мс/сут
1 1670-1680 5-6 4 1930-1950 0,3
2 1690-1830 2± 1 5 1960-1974 0,08
3 1840-1920 0,6
рисунке штриховой линией приведены сглаженные значения для случая, когда вместо
выбросов берутся значения, линейно интерполированные между двумя соседними
точками.
На рис. 4.1, в показана ВЧ-часть сглаживания ЭР в виде средних за 10 лет значе-
ний ЭР , центрированных на соответствующее десятилетие. Как следует из рис. 4.1, в,
ВЧ-часть кривой ЭР может быть разбита не на три, а на пять зон, характеризующихся
последовательно убывающей амплитудой (табл. 4.1).
Значительная корреляция хода ВЧ-части кривой ЭР с историческим развитием астроно-
мии и методов измерения точного времени здесь настолько несомненна, что предполо-
жение о связи таких амплитудных изменений ЭР с какими-либо природными процесса-
ми кажется крайне маловероятным, и,следовательно, табл. 4.1 отражает погрешности
получения ЭР на каждом из пяти интервалов в соответствующем диапазоне Т. Одним
из следствий такого вывода является необходимость исключения из наблюдаемой кри-
вой ЭР на интервале до 1830 г. всех высокочастотных изменений, значительно превыша-
ющих 2 мс/сут.
Обратим внимание на следующее. В сглаженных значениях ЭР (рис. 4.1,6) частот-
ный состав кривой до и после 1830 г. значительно различается: если в первой части
кривой преобладают Т « 10-^20 год, то во второй амплитуда этих периодов значи-
тельно меньше, преобладает изменение с Т ~ 60^-70 год. Резкое затухание амплитуды
10—20-летних вариаций в кривой рис. 4.1, б после начала XIX в. трудно связать с ка-
кими-либо природными явлениями. Кажется более предпочтительным допущение о
широком спектре погрешностей измерений ЭР до 1830 г., присутствии в этом спектре
Т > 3 год. Этот вывод следует также из анализа ЭР до 1830 г. на рис. 4.1, в, где велика
амплитуда модуляции кривой ВЧ-изменений более длиннопериодными вариациями
вплоть до 7- 50-^-60 год. Такое допущение в какой-то мере согласуется с анализа-
ми спектра погрешностей измерений неравномерности суточного вращения Земли,
проведенными У. Манком и Г. Макдональдом, сделавшими вывод, что ”...до введе-
ния атомных стандартов максимум спектра ошибок приходился на период около
десятилетия в области, где эфемеридное время и кварцевые часы имеют одинако-
вую точность” [95, с. 121]. В соответствии с этим выводом, а также исходя из вида
кривых ЭР до 1830 г. на рис. 4.1, б и модуляции амплитуды короткопериодных вариа-
ций этого ряда на рис. 4.1, в, можно считать, что спектр погрешностей измерения ЭР
до 1830 г. простирается вплоть до нескольких десятков лет, причем максимумы ампли-
туды этого спектра приходятся на 10^-30 год.
Рассмотрим отдельно вопрос о погрешности кривой ЭР до 1830 г. для вариаций с
Т > 30 год. Выделение таких вариаций производится с помощью НЧ-фильтрации ряда
Л.Моррисона. Наиболее простая (но не наиболее оптимальная) НЧ-фильтрация может
быть осуществлена путем сглаживания кривой ЭР И-летним скользящим интервалом.
Кривая ЭР после такой фильтрации приведена на рис. 4.2,а. Из ее рассмотрения можно
заключить, что если в XVII—XVIII вв. и присутствовали изменения ЭР с Т « 60^-70 год,
то их амплитуда не превосходила десятых долей мс/сут, т.е. была почти на порядок
меньше амплитуды колебания с 60^70 год, возникшего во второй половине про-
шлого века, равной ~ 2—3 мс/сут. К тому же в кривой ЭР на рис. 4.2,а до 1850 г.
выделяются вариации с Г, много меньшими Т = 60-^70 год.
92
Рис. 4.2. Выделение ЭР(60-70), определение момента, а также возможной причины возникновения
их и ЭР (22)
а — по ряду Л. Моррисона, б — по данным Д. Брауэра: 1 — исходная кривая, 2 — сглзжешюя
кривая, в — 22-летние вариации W (бициклы заштрихованы, цифры — номера циклов)
Из приведенного анализа оценок погрешностей кривой ЭР следует, что широкополос-
ный спектр погрешностей измерений ЬР j\q 1830 г. существенно значимый на периодах
несколько десятков лет, не позволяет выделить надежно на интервале 1664—1830 гг.
каких-либо изменений кривой ЬР с Т « 10-^30 год, связанных с вариациями неприлив-
ной части, и позволяет сделать только оценку того, что если такие изменения в этот
период и имеют место, то их амплитуда не выше средней амплитуды второго интер-
вала в табл. 4.1, т.е. не превышает ~2,0 мс/сут. Для вариаций же с 60-^70 год эта
часть ряда оказывается интересной, так как уже на данном этапе ее анализа позволяет
показать, что появившаяся в XIX в. вариация ЬР с Т « 60-^70 год является в значи-
тельной мере уникальным явлением за последние ~300 лет.
Анализ частотного состава декадных вариаций ЭР по кривой Л. Моррисона. Исполь-
зованные в [13, 47, 106, 107] методы анализа частотного состава ЬР, ЬЬ, основанные
на узкополосной фильтрации, позволили показать наличие в этих кривых нескольких
различных характерных времен, образующих дискретный спектр. В пользу такого пред-
ставления свидетельствует и анализ погрешностей получения ЭР, проведенный выше.
Такая структура спектра кривой ЬР позволяет заключить о целесообразности примене-
ния к этой кривой пары преобразований Фурье.
Выше показано, что на интервале ~ 300 лет погрешность получения кривой ЬР
различна и до 20-х годов прошлого века имеет широкий спектр. В связи с этим отдель-
но определены спектры наиболее надежной части кривой (1824—1979 гг.) — рис. 43, а,
менее надежной (1664—1823 гг.) — рис. 4.3, б, а также всей кривой — рис. 4.3, в.
Спектр первой части кривой ЬР приведен на рис. 43, б (кривая 7). По своей струк-
туре в полосе частот Дсэ = 0,20-^0,45 рад/год он соответствует спектру случайного
процесса. В этой полосе частот максимум ~ 1,8 мс/сут приходится на Т = 12,5 год,
а резкое снижение средней амплитуды (~ 1 мс/сут) происходит только на Т> 30 год.
Оценки амплитуды шума для этого интервала кривой ЬР, приведенные в табл. 4.1
(средние по зонам 2 и 3) и на рис. 4.3,£ (~ 1 мс/сут), хорошо совпадают. В основ-
ных чертах этот спектр сходен со спектром ЬР, полученным в [108] методом макси-
мальной энтропии. Таким образом, общая структура спектра, представленного кри-
вой 1 на рис. 4.3,£ полностью подтверждает выводы по этой части кривой ЬР, сделан-
Рис. 4.3. Амплитудные спектры кривой ЬР на разных временных интервалах
а - 1824-1978 гг., б - 1664-1823 гг., в - 1664-1978 гг.
ные нами выше, уточняет их. Случайный характер процесса, описываемый этой частью
кривой, становится более наглядным. Вопрос о природе максимумов с Т~60, 300 год
этого спектра остается открытым, поскольку однозначно отнести их также к шуму
регистрации пока мало оснований.
Для проверки устойчивости спектра первой части кривой ЬР общая длина ряда
сокращена на 20 лет (1684—1823 гг.). Соответствующий спектр приведен на
рис. 4.3, б (кривая 2). В основных чертах он совпадает с представленным на кри-
вой У, хотя следует заметить, что после удаления из ряда зоны 1 (табл. 4.1) ампли-
туда максимума на Т ъ 12,5 год стала близка к средней амплитуде основной груп-
пы частот.
Структура спектра второй части кривой ЬР (кривая У, рис. 4.3,а) существенно
иная. Здесь выделяется группа гармоник с Т = 20-г 100 год. В отличие от спектра
предыдущей части тут велика роль тренда. Наиболее мощной значимой гармоникой
в спектре является гармоника с7~ 604-70 год (Г = 62,2 год). В спектре выделяют-
ся также гармоники с Т ~ 30 год и Т ~ 22 год. Для Т< 16 год спектр не имеет вы-
раженных устойчивых максимумов. Устойчивость спектра проверена путем сокраще-
ния массива ЬР (1834—1973 гг.). Соответствующий спектр приведен на рис. 4.3,а
(кривая 2). Из сравнения кривых У и 2 можно заключить, что наиболее неустойчи-
выми являются гармоники шума. У Т = 20-И 00 год смещение мало. Однако его на-
94
Таблица 4.2. Гармоники синтеза ЭР (60-70), ЭЛ (60-70)
Номер син- теза Интервал, год Гармоники Периоды, год Номер син- теза Интервал, год Гармоники Периоды, год

1 1664-1979 26-84 122-38 3 1842-1979 14-42 111-37
2 1664-1823 17-37 94-43 4 1821-1950 1-34 1300-39
Таблица 4.3. Гармоники синтеза ЭР (30, 22)
Номер синтеза Лпах»Г°Д Интервал, годы Гармоники Периоды, год
1 30 1824-1979 43-61 36-26
2 30 1843-1973 40-56 35-25
3 22 1824-1979 62-91 25-17
4 22 1834-1973 56-72 25-19
5 30 + 22 1824-1979 43-91 36-17
личие свидетельствует о значительном влиянии нестационарной части кривой ЬР на
точное определение соответствующих значений Т в этих максимумах.
На рис. 4.3, а (кривая 5) приведен спектр кривой bL Д.Брауэра. Поскольку в
исходной кривой НЧ-часть отфильтрована более тщательно, чем в ЭР, в спектре bL
она менее значима.
Можно допустить, что появление в спектре максимумов на Т « 30 год и на Т ъ
~ 22 год обусловлено боковыми лепестками, возникающими обычно при разложе-
нии гармонического сигнала в спектр на ограниченном интервале. Для проверки такого
предположения рассчитан спектр синусоиды с параметрами, соответствующими основ-
ному максимуму кривой 1 рис. 4.3,а (Т « 60^-70 год). Этот спектр приведен на
рис. 4.3,а (кривая 4), и его сравнение с другими кривыми рис. 4.3, а показывает, что
такое объяснение не соответствует наблюдаемым данным. Амплитуды максимумов на
Т 30 год (~0,7 мс/сут) и Т = 22 год (~0,5 мс/сут) в несколько раз превышают уро-
вень шума (~ 0,2 мс/сут), представленного на рис. 4.3,а более высокими частотами.
Такие характеристики двух максимумов наряду с результатами моделирования позво-
ляют заключить, что появление этих максимумов в спектре ЬР не связано с аппаратом
анализа, а обусловлено существованием реальных вариаций таких Т в изменениях
скорости суточного вращения Земли.
Спектр полной кривой ЬР (рис. 4.3, в) отражает общие особенности, отмеченные
выше для каждой из его частей. В этом спектре максимумы на Г- 30, 22 год пере-
крываются шумами. Более сложной оказывается структура максимума и на Т
« 60-г 70 год.
Важной чертой всех полученных спектров является хорошая расчлененность их
значимых максимумов, что создает условия для возможности проведения синтезов
гармоник отдельно по каждой из полос частот.
Синтезы вариаций ЬР в разных частотных диапазонах. 60-70-летняя вариация ЬР
(ее Т = 62 -г 66 год меняется в зависимости от длины исходной реализации) синтези-
рована по результатам трех анализов на разных интервалах (синтезы 1—3 табл. 4.2).
Отдельно синтезирована кривая bL (60—70) (синтез 4 табл. 4.2).
Под соответствующими номерами синтезированные кривые приведены на рис. 4.4.
Их сравнение указывает на хорошую сходимость и подтверждает сделанный выше
вывод о необычайном за последние ~ 300 лет усилении 60—70-летних вариаций ЬР
после середины прошлого века. Как следует из рис. 4.4, 60—70-летние вариации ЬР
95
Рис. 4.4. Синтезированные значения ЭР (60-70)
Цифры у кривых — номер синтеза согласно табл. 4.2
присутствуют на протяжении всего рассматриваемого интервала. Однако наличие их
до середины прошлого века требует дополнительных доказательств, поскольку можно
предположить, что на этом интервале они отражают уровень шумов выделяемой полосы
частот. Примечательно уменьшение амплитуды ЭР(60—70) к середине нашего века
более чем в два раза, что свидетельствует о затухающем характере этих колебаний.
Поскольку амплитуда максимума кривой ЭР(60—70) в 60-х годах нашего века при-
мерно равна по величине амплитуде ЭР(60—70) в середине прошлого века, в момент
появления ЭР(60-70), то не исключена интерпретация ЭР(60—70) на интервале 1860—
1960 гг. в первом приближении как отдельного импульса. Преимуществом кривой
ЭР(60—70) на рис. 4.4 по сравнению с кривой на рис. 4.2,а является ее большая узко-
полосность.
На рис. 4.5 приведены отдельно синтезы вариаций ЭР с Г ~ 30 год (кривая 1) и
Т « 22 год (кривая 5), а также их суммы (кривая 5). Эти синтезы проведены по
спектру только второй части кривой. Номера синтезированных гармоник и соответ-
ствующих Т для разных интервалов приведены в таблице 4.3. Кривая 2 получена для
проверки устойчивости соответствующих вариаций во временной области в зависимости
от длины реализации. Из сравнения кривых 1» 2 следует, что устойчивость кривых
ЭР(30) сохраняется в середине рассматриваемого интервала, на краях же возникают
небольшие расхождения, связанные со смещением соответствующего максимума в
спектре при изменении базиса разложения. В то же время обе кривые ЭР(30) пред-
ставляют собой квазигармонический процесс с амплитудой, несколько затухающей на
краях интервала.
Как следует из кривой 1 рис. 43,а и строки 3 табл. 43, часть спектра, соответствую-
щая ЭР(22), содержит после экстремума на Т « 22 год дополнительный максимум
с меньшими периодом и амплитудой, близкой к уровню шума. Уменьшение длины ряда
(кривая 2 рис. 43,а) способствовало лучшему выделению последнего, возможно, еще
значимого максимума (что, вероятно, связано с уменьшением шума при исключении
1824-1833 гг.) и позволило определить его Г ~ 18 год. Поскольку амплитуда ЭР(18)
близка к уровню шума, в дальнейшем эти вариации не рассматривались, а для более
точного синтеза ЭР(22) был использован минимум в спектре между Т 22 год и Т*
96
Рис. 4.5. Синтезированные значения ЭР(ЗО), ЭР (22), ЭР(ЗО + 22)
Цифры у кривых — номер синтеза согласно табл. 4.3
^18 год. Соответствующая кривая ЭР(22) приведена на рис. 4.5, ее параметры см.
табл. 4.3, синтез 4. Как следует из ее сравнения с кривой 3, уменьшение полосы частот,
включенных в синтез, привело к некоторому уменьшению амплитуды ЭР(22) прак-
тически на всем интервале и сдвигу между кривыми, особенно заметному в XX в.
В этих же кривых ЭР(22), как и в кривой ЭР(ЗО), существует затухание амплитуды
от середины интервала к его краям.
Можно допустить, что ЭР(30) и ЭР(22) хотя и выделяются в спектре отдельными
максимумами, но относятся к одному и тому же сложному по частотному составу
явлению. В этом случае полезен синтез гармоник спектра, объединяющих вариации с
Т ъ 30 год и Т 22 год (кривая 5 рис. 4.5) .
Численное моделирование синтеза гармоник спектра кривой, заданной на ограни-
ченном интервале. При применении пары преобразований Фурье как фильтра к сигна-
лу, содержащему в спектре дискретные периоды, возникает вопрос о точности такого
фильтра. Известно, что эта точность в значительной мере определяется разрешением
в спектре данной полосы периодов ДГ на базисе разложения N (соотношением TV/ДТ),
а также погрешностями исходных данных в разных частотных диапазонах. Менее извест-
но, как в зависимости от N/АТ меняются погрешности синтеза, который проведен по
гармоникам спектра, полученного с дробными гармониками. Поскольку знание таких
97
погрешностей полезно при интерпретации результатов анализа как в этой, так и преды-
дущих главах, приведем один из результатов численного моделирования.
Модель квазигармонического процесса задана в виде у = 5 sin 2тг/ /19, где i = 1,..., N,
a N= 100 +1500. Спектры модели для разных /Уданы соответственно на кривых 1-3
рис. 4.6,а. На рис. 4.6, о приведены огибающие амплитуд соответствующих синусоид,
синтезированных по полосам частот вблизи максимума. Ширина полосы частот в каж-
дом случае соответствует расстоянию между двумя минимумами, ближайшими к
максимуму, по обе стороны от него. Сопоставление кривых 1-3 рис. 4.6,6 показы-
вает, что с уменьшением длины реализации начинает расти глубина модуляции ампли-
туды синтезированной синусоиды. Расширение полосы частот путем включения полос
соседних максимумов (кривая 4) уменьшает модуляцию, но может привести к значи-
тельному отклонению амплитуды последних циклов (в основном к ее уменьшению).
Естественно, что при синтезе по всем гармоникам спектра модуляция модельной кри-
вой исчезает.
Момент возникновения 8^(60—70), ЭР(22) . Согласно рис. 4.4, 4.5 вариации продол-
жительности суток с Т* 60-^70 год и Т ~ 22 год на интервале последних ~300 лет
являются нестационарными процессами, имеющими начало и последующее затухание
амплитуды. Более отчетливо такая нестационарность проявляется для ЭР(60—70),
менее для ЭР(22).
Спектральная амплитуда 8Р(22) (~0,5 мс/сут) определена по второй половине ряда
Л. Моррисона. Если она и на более раннем интервале такая же, то на нем соотношение
сигнал/шум ~0,5 и вариация не может быть выделена. В то же время и на второй поло-
вине ряда для 8Р(22) соотношение сигнал/шум ~ 2,5, т.е. мало для ее надежного вы-
деления, что, возможно, и обусловливает слабую нестационарность ЭР(22). Вид кри-
вой 5 рис. 4.5 позволяет говорить о нестационарности кривой 8Р(22 + 30), у которой
амплитуда резко усиливается примерно после середины прошлого века.
На рис. 4.2,6 приведена кривая 8L. Как следует из ее сравнения с кривой ЬР на
рис. 4.2, д, кривая ЬЬ отличается лишь меньшим трендом и, следовательно, может быть
использована для определения моментов появления 22- и 60—70-летних вариаций длины
суток. Воспользуемся для этой цели кривыми ЬЬ (22, 60—70), выделенными в [47] ме-
тодами узкополосной фильтрации и представленными на рис. 4.2,6 (кривые 2, 3).
Эти кривые приведены одна под другой. Такое представление позволяет видеть, что
начало ЬЬ (22) несколько запаздывает относительно начала (60-70).
Обратим внимание на следующее. Кривая ЬЬ есть первая разность от невязок
ДТН. Фазово-частотная характеристика такого преобразования равна 7г/2, т.е. преобра-
зованная квазигармоническая функция с периодом Т сдвигается относительно перво-
образной вперед по оси времени на Т/4. Для кривой ЬЬ (60—70) при Т« 68 год
сдвиг составляет ~ 17 лет, для Э£ (22) — ~5лет. Учет этих сдвигов (стрелки на
рис. 4.2,6) показывает, что появление и тех и других вариаций совпадает в кривой ЬЬ
по времени и приходится примерно на 60-70-е годы прошлого столетия. Более точно
моменты начала Э£(60—70) и 8L(22) определить невозможно, поскольку их затруд-
нительно отождествить. Аналогичные операции проделаны и с синтезированными кри-
выми ЭР(60-70), ЭР(22+30), ЭР(22). Они дают те же результаты. Примерное совпа-
дение моментов появления Р(60—70) и Р(22) приводит к предположению, что воз-
никновение и тех и других, возможно, обусловлено единой причиной.
Основные результаты. Полезно сформулировать, какие новые результаты приведе-
ны в этом разделе. Для оценки погрешностей получения кривой ЬР на разных интер-
валах в течение ~ 300 лет предложена та же методика оценки погрешности исход-
ных данных, которая ранее была применена к анализу кривыхF (геомагнитного поля).
В результате всю кривую ЬР оказалось возможным разбить на пять интервалов (зон)
с постепенно уменьшающейся к настоящему времени амплитудой ВЧ-части (см.
табл. 4.1). Границы между интервалами определены с точностью ~± 5 лет. При при-
менении к кривой ЬР низкочастотного фильтра, подавляющего И год, показано,
что в этой кривой первая и вторая ее половины существенно различаются по частот-
98
Рис. 4.6. Моделирование изменений погрешностей синтеза полосы частот спектра гармонического
процесса в зависимости от длины интервала, на котором этот процесс задан
а - спектры модельной синусоиды на интервалах /V: / - 1500, 2 - 694, 3 — 380; б — модуля-
ция амплитуды синусоиды, синтезированной по полосе частот главного максимума соответствую-
щих спектров (кривые 1—3), а также при включении в синтез по спектру 3 ближайших максимумов
с двух сторон (кривая 4)
ному составу в связи с практически внезапным появлением во второй половине вариа-
ции с Т- 60-^70 год и амплитудой ~2—3 мс/сут, а также уменьшением вариации с
Т — 20^-30 год. Такое различие кривой до и после ~20-х годов прошлого столетия
дало основание для отдельного спектрального анализа каждой из половин ряда ЬР
Л.Моррисона, приведенного в [13].
Спектральный анализ первой половины ряда (1664-1823 гг.) позволил заключить,
что эта часть кривой ЬР в значительной мере обусловлена погрешностями измерения ЬР
в те годы, занимающими в спектре полосу Д 2 -^30 год и имеющими среднюю спек-
тральную амплитуду — 1 мс/сут. В этом спектре существует хорошо выраженный
максимум с Т « 12,5 год и 5(со) « 1,8 мс/сут. На Г>30год S(со) резко уменьшает-
ся, так что на Т « 60^-70 год S(co) = 0,4 мс/сут. При исключении из ряда интервала,
определенного с наибольшими погрешностями, максимум на Г — 12,5 год исчезает.
Спектральный анализ второй половины ряда ЬР (1824—1979 гг.) показал существо-
вание в ЬР на этом интервале хорошо выделяемых расчлененных и превышающих шум
максимумов на Г- 60-^70, — 30, — 22 год. Спектральная амплитуда этих максиму-
мов уменьшается от длинных периодов к более коротким. Сопоставление анализов этой
части ряда ЬР с анализами д£, а также результатами моделирования позволило заклю-
чить, что максимумы на Г — 30, 22 год реальны, не обусловлены методом анализа,
отражают существование в ЬР изменений с такими временами. Дополнительно обсуж-
дена реальность максимума с Г — 18 год, у которого S(со) примерно на уровне шума.
В этом спектре значительно возрастает также (по сравнению со спектром первой поло-
вины ряда) спектральная амплитуда на Т> 60—70 год, что мало согласуется со спек-
тром кривой ЬЬ на интервале 1824—1950 гг.
Спектральный анализ всего ряда затрудняет разделение спектра на части, обуслов-
ленные полезным сигналом и шумом его измерения.
Хорошая расчлененность трех максимумов в спектре ЬР на интервале 1824—1979 гг.
99
позволила провести синтезы по полосам частот и получить соответствующие времен-
ные изменения. Из анализа этих кривых сделаны следующие выводы:
Вариации с Г ~ 60-^70 год на интервале 1664—1979 гг. представляют собой неста-
ционарный процесс. До 20-х годов XIX в. они проявляются в виде квазигармоничес-
ких колебаний с амплитудой ~ 0,4—0,5 мс/сут. Однако реальность изменений
ЭР(60—70) на этом интервале с такой амплитудой оставляет сомнение из-за возмож-
ности перекачки методом анализа в этот диапазон Т энергии от более высоких частот,
связанных с погрешностями определения ЬР. После 20-х годов XIX в. амплитуда
ЭР(60—70) практически мгновенно увеличивается до ~ 2 мс/сут и затем в тече-
ние XX в. затухает (второй максимум этой кривой в 70-е годы имеет амплитуду
~0,8 мс/сут).
Вариации с ЭР(30) на интервале 1824—1979 гг. представляют собой квазигармони-
ческий процесс с амплитудой ~ 0,7 мс/сут. На краях интервала амплитуда ЭР(ЗО)
затухает. Как показывают результаты моделирования, это затухание может быть свя-
зано с погрешностями синтеза гармонического процесса на ограниченном интервале.
Вариации с ЭР(22) на интервале 1824—1979 гг. (так же как и ЭР(ЗО)) близки к
квазигармоническому процессу с амплитудой ~0,5 мс/сут. Однако у них есть тенден-
ция к некоторому усилению амплитуды в 60—70-х годах прошлого века.
Суммарная кривая ЭР(22+30) имеет среднюю амплитуду ^0,6 мс/су , но в ней
во второй половине XIX в. существует резкое усиление амплитуды (в 2 раза), нарушаю-
щее стационарность кривой.
Возможно существование в кривой ЬР после 1820 г. вариаций с Т* 18 год. Однако
они выделяются не надежно, поскольку их амплитуда, как и амплитуда более коротко-
периодных вариаций, на уровне шума.
Нарушения стационарности кривой ЬР в разных частотных диапазонах наблюдаются
примерно одновременно в 60—70-е годы прошлого века, что позволило сделать пред-
положение о едином источнике (одной причине) таких изменений.
Обсуждение результатов. Анализы ЬР после 1820 г., в том числе и по атомной
шкале времени, показывают, что амплитуда вариаций с Т < 5 год не превосходит
~0,1 мс/сут (см. рис. 1.9), в то же время в кривых ЭР,особенно до 1820 г.,существу-
ют вариации с Т< 5 год, амплитуда которых достигает нескольких мс/сут. Поскольку
амплитуда таких вариаций уменьшается в согласии с повышением точности получения
ряда ЭР, (см. табл. 4.1), по-видимому, вариации с Т < 5 год и амплитудой, большей
0,1 мс/сут, однозначно могут быть отнесены к погрешностям получения кривой ЬР и
по-возможности исключены из этой кривой методами низкочастотной фильтрации.
На интервале 1664—1823 гг. кривая ЬР характеризует в основном шумы регистра-
ции ЬР. Шум имеет широкий спектр изменений (ДР ~ 7 -г 30 год) со средней амплиту-
дой ~ 1 мс/сут. Среди этих частот выделяется вариация с Т ~ 12,5 год и амплитудой
~ 2 мс/сут. Казалось бы, можно связать такую вариацию с сильным воздействием на
изменение вращения Земли со стороны Солнца, с проявлением в ЬР 11-летнего цик-
ла СА. Однако, во-первых, амплитуда ЭР(12,5) уменьшается вдвое при исключении
из анализа данных за 1664—1683 гг. (данных, имеющих согласно табл. 4.1 наиболь-
шую погрешность определения), а во-вторых, ЭР(12,5) с такой амплитудой отсут-
ствуют на второй половине ряда ЬР. Такие свойства ЭР(12,5) заставляют отказаться
от высказанного предположения об их природе и отнести их к шуму. По-видимому,
к шуму на этой половине ряда ЬР должны быть отнесены и вариации с Т « 50-М00 год,
поскольку доказательства их реальности на этом интервале пока отсутствуют.
На основании таких заключений, казалось бы, следует считать ряд ЬР до начала
XIX в. бесполезным для исследований реальных вариаций продолжительности суток.
Однако это не так. Малая амплитуда на этом интервале изменений ЭР(60-70) (сигнал +
+ погрешность) позволяет более уверенно заключить’ о внезапном появлении таких
вариаций после середины прошлого века.
Как уже отмечалось, предположения о возможности внезапного появления
ЭР(60—70) высказывались рядом авторов. В частности, У.Манк и Г.Макдональд от-
100
мечают: ’’...астрономические наблюдения до 1800 г. не обнаруживают следов этих
короткопериодных флуктуаций (имеются в виду ДКВ>...” [95, с. 311]. Однако при та-
кого рода анализах всегда оставалось сомнение — не погребены ли ДКВ (ЭР) под боль-
шими погрешностями получения этой кривой на предыдущем интервале. Метод частот-
ного анализа, примененный нами, позволил показать, что такие опасения реальны для
вариаций с Т 10^-50 год, однако для ЭР(60—70) обнаруживается возможность
сделать однозначное заключение о резком усилении их амплитуды (или их появле-
нии) после середины прошлого века и затухании к нашему времени.
Предположение о затухании ЭР(60-70) впервые высказано С.И.Брагинским [109],
который кривую ЭР на интервале 1861 — 1878 гг. аппроксимировал трендом и набором
колебательных режимов. Любая аппроксимация является в значительной мере формаль-
ным приемом и может быть успешной только тогда, когда аппроксимирующие функ-
ции близки по своим характеристикам к математической модели исходных физических
процессов. Это же отмечается и С.И.Брагинским. Поэтому представляется, что выбор
им модели в виде варианта 1 предусматривающего затухание ЭР(60—70) и квазигармо-
нический режим ЭР(30), является вполне оправданным и полностью подтверждается
результатами, полученными нами по спектральным анализам ДКВ (ЭР) , без каких-либо
предварительных предположений о свойствах таких вариаций, но с учетом погрешностей
их получения. Учет погрешностей получения ЭР позволяет оценить и реальность вариа-
ций с Г ~ 30, 22, 18 год, показать, что амплитуда последнего на уровне шума получе-
ния, тогда как для Т 30, 22 год амплитуда в несколько раз больше шума. Такой вы-
вод позволил заключить, что спектр ДКВ продолжительности суток на интервале 1820—
1979 гг. при существующих погрешностях определения ЭР на этом интервале обуслов-
лен только вариациями с Т % 22, 30, 60—70 год.
Выше уже рассмотрена вариация ЭР(60—70), поэтому обратимся к обсуждению
вариаций с Т 30, 22 год.
Наличие в кривой ЭР после 1860 г. вариаций с Т30 год показано Л.Моррисоном
[ПО]. Эти вариации на интервале 1824—1979 гг. имеют вид квазигармонического про-
цесса, что существенно отличает их от ЭР(60—70). Отсюда представляется, что пред-
положение о различии механизмов генерации внутри Земли вариаций ЭР (30) и
ЭР(60—70) более оправданно, чем предположение С.И.Брагинского о генерации и тех
и других одной системой крутильных колебаний [102]. Использованный ряд не позво-
ляет рассматривать эти вариации на интервале 1664—1823 гг., поскольку шум на этом
периоде превышает амплитуду сигнала.
Вариация dL (22) была ранее выделена узкополосными фильтрами В.И. Афанасьевой
[111] и Ю.Р.Ривиным [47], а также в спектрах кривой ЭР [108, 112]. Заметим при
этом, что при проведении спектральных анализов ЭР не исследовалась реальность соот-
ветствующих максимумов в спектрах, их отличие от максимумов с близкими Г, полу-
чаемых как боковые лепестки спектра квазигармонического процесса, заданного на
ограниченном интервале. Выделенная в [47] ЭР (22) сопоставлена на рис. 4.2 с кри-
вой W(22) и сделано заключение о корреляции двух этих кривых, что предполагает
обусловленность ЭР (22) внешним источником. Согласно С.И.Брагинскому [109],
ЭР(22) не имеет самостоятельного источника, она обусловлена суперпозицией
ЭР(60—70) и ЭР(30), т.е. так же, как и ее составляющие, механизмом крутильных
колебаний в жидком ядре Земли. В данных ЭР за 1664-1823 гг. эта вариация, если
она и существует, подавлена шумом.
В ряде работ по данным А.Моррисона или Д.Брауэра получены и обсуждаются вариа-
ции ЭР с Т < 18 год [47, 108, 112]. Однако учет погрешностей получения этих вариа-
ций, проведенный выше, не позволяет говорить о них как о реальных.
Из обсуждения ДКВ продолжительности суток, по-видимому, следует заключить о
существовании двух противоположных точек зрения на интерпретацию спектра
ДКВ (ЭР): 1) все имеющиеся в этом спектре вариации обусловлены проявлением еди-
ного механизма крутильных колебаний в ядре Земли; 2) каждая из трех вариаций
имеет свой механизм генерации. Как это часто бывает, возможны и промежуточные
101
предположения. В частности, близость между собой механизмов генерации ЭР(ЗО) и
ЭР(22) или ЭР(60—70) и ЭР(22).
В плане обсуждения представленных двух точек зрения полезно обратить внимание
на следующее.
В ходе проведенных исследований были высказаны соображения о практически одно-
временном нарушении стационарности кривых 31(60-70) и ЭР(20) после середины
прошлого века. На рис. 4.2,в приведена кривая И\22). Из сравнения кривых
рис. 4.2, в видно, что моменты появления нестационарности в разных частотных
диапазонах кривой 31 (соответственно и ЗР) хорошо совпадают с моментом возник-
новения на Солнце системы бициклов. Случайность такого совпадения двух нестацио-
нарных процессов на интервале ~ 250—300 лет, конечно, не исключена, но больше
оснований, на наш взгляд, искать за этим совпадением причинные связи, их механизмы.
4.2. ДЕКАДНЫЕ ВАРИАЦИИ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ
Вариации F с Т 10 год. Наиболее изучена в этом диапазоне периодов часть 10-лет-
них вариаций F — TV(F), которая обусловлена воздействием корпускулярных пото-
ков Солнца на магнитосферу и токовые системы в ней — CF(F). История исследования
этих вариаций и современное состояние их изученности довольно полно представлены
в [40]. Там же приведены модели прогноза и эпигноза этой вариации во времени, раз-
работанные на основе корреляции с числами Вольфа в [113] (рис. 4.7). Основой таких
моделей являются уравнения регрессии, связывающие W(10) и CF(F). Для выделения
JV(10)7 в [ИЗ] наиболее оптимальным признано преобразование, в результате кото-
рого происходят потери 23 точек временного ряда. Это ограничило возможности полу-
чения вычисленных значений CV(F) 20-м циклом. Использованный позднее для анали-
за W спектрально-временной метод (см. гл. 3) позволяет провести соответствующие
расчеты вплоть до последнего известного среднегодового значения ИЛ Точность описа-
ния CV(F) по W(10) для любой точки поверхности Земли зависит, во-первых, от узко-
полссности фильтра, выделяющего СИ(Р), а во-вторых, от точности разделения этой
вариации с вариацией, близкой по периоду (Т 11 год), но внутреннего происхожде-
ния ITV(F) — магнитогидродинамическая волна в жидком ядре Земли. Последняя
впервые была выделена в [114]. Более полные доказательства ее существования при-
ведены в [40, 115]. Практически эта вариация является граничной из известных на
сегодня, проникающих из ядра на поверхность Земли. Сравнение полученного в [113]
эпигноза модели CV(F) с определениями TV(F) обсерваторий Европы позволило пред-
положить, что в период 1900—1930 гг. TV(F) в этом регионе обусловлены в значитель-
ной мере ITVfF). К сожалению, дальнейшего развития работы по исследованию ITV(F)
пока не получили.
Вариации F с Т ~ 15 4-30 год. До появления работы [116] предполагалось, что в
этом диапазоне вариаций значима только 22-летняя вариация геомагнитного поля,
обусловленная соответствующим циклом солнечной активности. Это мнение высказано
при анализе спектрального состава кривых F Р.Кюри [117] и при анализе самих вариа-
ций, выделенных или широкополосным фильтром во временных рядах обсерваторий
Алибаг, Павловск, Свердловск Р.Н.Кулиевой [118], где они названы 30-летними вариа-
циями, или после устранения тренда полиномом первой и вторых степеней в тихоокеан-
ских обсерваториях Гонолулу, Апиа Г.Барта [119]. В [116] более узкополосным
фильтром, чем это делалось ранее, проведено выделение Р(20) по всей мировой сети
обсерваторий, там, где это позволяла сделать длина временных рядов. Узкополосность
фильтра достигнута за счет дополнительной высокочастотной фильтрации исходных
рядов интервалом 11 лет. Большие потери временного ряда (23 точки) снизили воз-
можности анализа динамики Р(20) во времени и пространстве, так как сократили
7В XX в. до 70-х годов КЧП) имеют средний Т » 10,4 год, поэтому CV(F) - десятилетние, а не
11-летние вариации.
102
Рис. 4.7. Прогноз и эпигноз по W(10) десяти-
летней вариации F, обусловленной внешним
источником и выделенной разными методами
[ИЗ]
число обсерваторий, используемых для
такого анализа. Описание фильтра приве-
дено в [116], более подробно в [120].
Амплитудно-частотная характеристика та-
кого фильтра пропускает широкую поло-
су Т = 15-^30 год. В результате примене-
ния фильтра во многих обсерваториях
мира выделены вариации, имеющие
одинаковую фазу и форму изменения
амплитуды во времени, названные ’’25-
летние вариации F”. Распределение в про-
странстве амплитуд Z (25) на эпоху
1942 г. (рис. 4.8), согласно [120],имеет
следующие особенности:
1. В долготном интервале ~ 180—300° между широтами ± 30° существуют три фоку-
са Z (25) : два по краям с одним знаком, а центральный — с противоположным; все эти
фокусы лежат примерно на одной прямой линии.
2. Z (25) с отрицательным знаком и примерно одинаковой амплитудой наблюдается
в двух островных обсерваториях Тихого океана, удаленных друг от друга на ~6000 км,
т.е. зона этого знака широка, и возможно, что эти две обсерватории не отражают макси-
мальные значения амплитуд Z (25) в этом районе.
Зона Z (25) с положительным знаком, расположенная восточнее Тихого океана
(к Америке), простирается вплоть до Восточной Европы (штриховка), а зона, рас-
положенная западнее, ограничивается только обсерваториями Австралии и вблизи нее.
На Азиатском материке (обе. Какиока) она практически не прослеживается.
Таким образом, распределение амплитуды F(25) на поверхности Земли характери-
зуется не только существенно неоднородным распределением ’’фокусов”, но и суще-
ственно несимметричными зонами положительного знака на данную эпоху. Возможно,
последнее обстоятельство несет дополнительную информацию о свойствах процесса и
среды, где этот процесс происходит. Сложное распределение амплитуды / (25) показы-
вает, что оно не может быть связано ни с одним из известных внешних источников.
3. Соотношения амплитуд горизонтальной и вертикальной компонент F(25), а так-
же сложное распределение амплитуд Z (25) в пространстве позволили сделать В.П. Го-
ловкову и Ю.Р.Ривину [116] вывод, что F(25) обусловлены магнито гидродинамиче-
скими волнами в жидкой части ядра Земли. Такая же точка зрения на механизм вариа-
ций F с Т — 13 30 год несколько позже была высказана Л.Олдриджем [121-123],
применившим частотную фильтрацию, основанную на спектрально-временном
анализе исходного ряда. Л.Маклеод [124] выразил мнение, что выделенная полоса
Т = 13^-30 год обусловлена погрешностями устранения более продолжительных
вариаций. Однако правомочность метода доказательства, использованного при этом
анализе, вызывает большие сомнения.
При применении одного фильтра выделяемая полоса рассматривалась как единое
целое, не вставал вопрос о возможности сложной структуры спектра в этом диапа-
зоне Т. Такая возможность была показана в [114], где при разложении среднегодовых
значений F в обсерваториях на ЕО-функции в этом диапазоне Т были выделены вариа-
ции с Г = 25, 22, 18 год. Набор разных значений периодов для F(20) получен и
Л. Олдриджем [121], но для наиболее мощной гармоники им получено также Т &
~ 25 год. Позднее в [125] рассмотрены возможные погрешности интерпретации резуль-
татов разложения на ЕО-функции. Учитывая эти погрешности, следует считать, что
103
Рис. 4.8. Распределение амплитуды Z (25) с учетом фазы (в нТл) на поверхности земного шара по
данным обсерваторий (эпоха 1942 г.)
структура спектра F(20), приведенная в [114], требует дальнейшего своего подтверж-
дения. Однако реальность вариации с Т « 25 год, полученной как пятая ЕО-функция
разложения (подтвержденная корреляцией ее временных изменений с Z (20), вы-
деленной тремя разными методами [126]), а также обусловленность ее источником,
расположенным в ядре (подтвержденное анализом структуры распределения ее ампли-
туды в пространстве и соотношением амплитуд Z и Я), не вызывает, по-видимому,
сомнений. Оно подтверждается независимо полученными результатами Л. Олдриджа.
Наряду с рассмотренной группой работ по F(13—30) в последние годы появились
работы, выделяющие 30-летние вариации [109, 127], но (в отличие от Р.Н.Кулиевой)
уже внутреннего источника. Импульсом к появлению такого рода работ послужило,
вероятно, обнаружение Р(30) одновременно в спектре изменений ЪР и геомагнит-
ного поля [108], где эти вариации наряду с Т « 60 год отнесены к реальным вариа-
циям. Само по себе это выделение ничем не примечательно. F (30), как и другие Т
при спектральном анализе на ограниченном интервале, получены в виде гармоник
60—70-летней вариации и в силу этого отражают не только структуру спектра анализи-
руемого объекта, но и свойства аппарата исследования. В [109, 127] методы выделе-
ния F(30) довольно близки: а) исключение из исходных кривых тренда (в основ-
ном линейного); б) получение разностной кривой; в) ее аппроксимация двумя
гармониками с Т « 30, 60 год или сразу [109], или постепенно [127].
Согласно [127, 128], F(30) представляют собой квазигармонический процесс с
Т 32,5 год, распределение амплитуды которого в пространстве характеризуется
системой фокусов, примерно совпадающих с фокусами распределения F(60—70).
Это дало основание авторам [127] считать, что выделенная F(30) является гармо-
никой разложения в спектр Р(60—70). Однако отсутствие оценок погрешностей
таких методов выделения F(30) заставляет относиться к полученным результатам
крайне осторожно. Эта осторожность диктуется возможностью внесения значитель-
ных ошибок в экспериментальную кривую как на этапе аппроксимации тренда алгебраи-
ческим полиномом любой степени, так и на этапе подбора параметров F (60—70).
Тем не менее, как следует из анализов ЭР, в спектре изменений продолжительности
суток такой максимум выявляется. Он в отличие от основного максимума (Т &
~ 60-^70 год) во временной области является квазигармоническим колебанием. Если
процессы в Р и F взаимосвязаны, следовало бы ожидать аналогичного квазигармо-
нического колебания в геомагнитном поле, однако здесь, согласно Ю.Р. Ривину,
Л.Олдриджу, наибольшую энергию реально имеет затухающее с начала века колебание
104
с Т ~ 25 год, и выводы авторов [127,128], отягощенные погрешностями использован*
но го ими аппарата преобразований, не позволили продвинуться в понимании сути имею*
щегося противоречия. К этому можно также добавить, что полученные в [128] картины
распределения Z (30) в пространстве не согласуются с представленным на рис. 4.8 рас-
пределением Z (25), которое на самом деле, как отмечалось, отражает полосу 7=15 4-
4- 30 год.
Выше при рассмотрении ДКВ (ЭР) было показано наличие в диапазоне Т = 15 4-
4- 30 год двух (Т = 30, 22 год) и даже, возможно, трех (еще Т = 18 год) отдельных
максимумов. Любопытно, что два последних периода согласуются с результатами [114,
121] в геомагнитном поле.
Анализы состояния дел с выделением F (15—30) показывают, что в геомагнитном
поле исследования этого диапазона периодов еще далеки от завершения и о.т такой
однозначности разделения частот, как в ЬР. На сегодня наши знания о вариациях
F (15—30), наверно, могут быть представлены следующим образом.
Из анализов самих этих вариаций, а также 7(18—30) можно ожидать, что 7(15—30)
представляют собой сложный по частотному составу процесс, причем амплитуды вариа-
ций разных частот, возможно по-разному распределены в пространстве.
По энергии (амплитуде) в этих вариациях преобладают 7(25), представляющие
собой поля магнитогидродинамических волн, генерируемых ядром Земли [116]. По
форме изменения амплитуды во времени 7(25) представляют собой затухающее от
начала к середине века квазигармоническое колебание [114, 121], а распределение их
амплитуды в пространстве крайне неоднородно (см. рис. 4.8). Оно описывается высо-
кими гармониками при разложении амплитуд этих вариаций в сферический гармони-
ческий ряд и поэтому при современной сети обсерваторий вряд ли может быть опре-
делено более надежно таким путем.
Вариации F с Т « 60-^70 год. Вероятно, впервые вариации этого периода по группе
обсерваторий мира были рассмотрены в 50—60-е годы Г. Барта [119, 129]. В [119] для
описания более низкочастотной части F использованы алгебраические полиномы вплоть
до третьей степени. В рассмотрение включены среднегодовые значения от года начала
работы до 1950 г. примерно 36 обсерваторий мира, большей частью находящихся в
Европе. По разностным кривым компонент в этих обсерваториях построены их распре-
деления в пространстве (в виде долготного разреза) и векторные диаграммы. На осно-
вании анализа построений в [119] сделан вывод, что эти вариации, как и вариации с
Т > 100 год (вековые), распространяются радиально из ядра к поверхности Земли
с одной скоростью во все стороны от единого эпицентра, расположенного в Иране, и
создаются токами, циркулирующими в Земле. В работе отмечены большие разбросы
периодов, получающиеся в кривых компонент разных обсерваторий. Позднее Г.Барта
уточнил положение эпицентра этих вариаций (устье р. Инд, Пакистан) и высказал пред-
йоложение об их источнике [129]. Основной причиной возникновения западного дрейфа
вековых вариаций, а также 7(60—70) (в [119] они названы 40—50-летние вариации)
Г. Барта считает смещение внутреннего ядра Земли по отношению к геометрическому
центру планеты, что из-за неустойчивости создает условие для эффективного воздей-
ствия на ядро внешних сил с соответствующим спектром временных изменений. По его
мнению, такие смещения твердого ядра в жидком могут достигать 350—400 км и на-
ходить отражение также в изменениях скорости суточного вращения Земли, уровня
морей, гравитационного поля. Для подтверждения он приводит графики соответствую-
щих изменений этих полей. В результате смещений твердого ядра на глубине ~3000 км
(граница ядра с мантией) создается круговой ток примерно того же радиуса, ось кото-
рого в исследуемый период расположена под Пакистаном. Отметим, что современные
представления о внутреннем строении Земли не позволяют считать такие смещения
внутреннего ядра реальными [130].
Тот же подход к анализу морфологии F (60—70) по среднегодовым значениям обсер-
ваторий сохранен и развит В.П.Головковым, Г.И.Коломийцевой [131,132] .Значитель-
ные разбросы периодов в разных обсерваториях и компонентах объяснены в [131]
105
суперпозицией 60-70- и 600-летних вариаций, которую можно представить в первой
производной F (вековой ход) в виде модели
F= At + С + В sin cot. (4.8)
Экстремум (4.8) находится из условия
F-А + В со cos cot =0, (4.9)
откуда
cos 2 я Г/Г = -А/Всо, (4.10)
т.е. при 7 = const время г между двумя экстремумами изменяется в зависимости от
величины правой части, отличаясь от заданного значения Т иногда весьма значительно.
Предположение проверено на сети обсерваторий Евроазиатского материка [132]. При
этом предварительно сглаженные интервалом 11 лет среднегодовые значения F пред-
ставлены в виде
- Г / t - to \21
F(t) = Fq + £(Г-Го) + A(t - t0)exp^-2(—-—\ I, (4.11)
где T — полупериод, A, Z, Fo-параметры подгонки, Го - время наступления макси-
мума F (60—70). Оказалось, что при разных Л,Г0>^на разных пунктах везде Т =
= 32 год, a t0 изменяется в пределах ~ 10 лет от 1915 до 1926 г., что находит затем
объяснение в принятой модели генерации F (60—70). Таким образом, если вернуться
от F(t) к F (t) с учетом Ф(со), то при (Г/4) ^16 год начало события, описываемого
последним членом (4.11) в F, относится к началу века, когда согласно рис. 4.4
ЭР(60—70) достигла своего максимума. Одновременно в ряде европейских обсервато-
рий авторами [131, 132] выделены и 20-летние вариации, однако предварительное сгла-
живание среднегодовых значений 11-летним скользящим интервалом значительно
уменьшило амплитуду F(20) в вековом ходе, что не отмечено, но следует учитывать
при необходимости дальнейшего сравнения с F(20), выделенными из кривых F(t)
или F (г) другими методами.
Для исследования амплитуды F (60-70) авторы [131, 132], так же как и Г. Барта,
использовали метод векторных диаграмм. Причем при построении пересечений векто-
ров они учли сферичность Земли. Это позволило сделать вывод, что максимум таких
•вариаций, наблюдаемый по обсерваториям Европы, находится в точке с координатами
9? - 27° с ль, X = 41°в.д., а пересечения главных осей эллипсов занимают область вокруг
этой точки 5X5°, которая практически неподвижна в пространстве (смещения не более
сотых долей градуса в год, что на порядок меньше скорости западного дрейфа) . Иссле-
дование фаз F (60-70) дало основание В.П. Головкову, Г.И. Коломийцевой описать
этот процесс на Евроазиатском материке как бегущую волну со скоростью распро-
странения от эпицентра ~ 2,5 град/год. Дополнительное рассмотрение F (60—70) в
обсерваториях азиатской части материка по данным до 1965 г. привело к выводу о
возникновении в начале 50-х годов в районах Ташкента и на территории Монголии
новых эпицентров F (60-70), каждый из которых изменяется во времени бухтообраз-
но. В более поздней работе [133] по анализу подробной информации на азиатской
территории СССР и обсерваторий соседних стран на основе данных вплоть до 1974 г.
сделан вывод, что оба эти фокуса являются некоторым промежуточным этапом дея-
тельности роста—распада Восточно-Сибирской аномалии, на которую накладывается
меньший по величине западный дрейф. Этот вывод показывает всю сложность интер-
претации имеющихся материалов, возможность ее ошибочности при анализе ограничен-
ного ряда исходных данных, необходимость дальнейших анализов данных, а также их
лучшей фильтрации для разделения магнитных полей разных источников.
В [134] источник F(60—70) интерпретирован как радиальный диполь на границе
ядро—мантия с характерным размером 2000 км, волна от которого за счет конеч-
106
ной скорости распространения электромагнитного колебания в проводящей среде
мантии затухает по мере удаления, а в [135] В.П. Головковым предложен физический
образ соответствующего радиального диполя. В [136] группой авторов построена
карта распределения амплитуды F(60—70) на поверхности всего земного шара на
эпохи 1905,1935, 1965 гг., которая будет обсуждена ниже.
Г.Барта, В.П.Головковым и др. сформулированы общие принципы подхода к вы-
делению и анализу F(60-70) и в какой-то мере получены близкие результаты. Так,
общая морфологическая суть картины разбегания вариаций F(60—70) от единого цент-
ра (бегущая волна) , расположенного, по данным Г. Барта, несколько восточнее центра
В.П. Головкова, Г.И. Коломийцевой, а также интерпретация источника радиальным ди-
полем с характерным размером ~3000 км уловлены Г. Барта правильно, хотя заслуга
авторов [131, 132] в дальнейшем развитии и уточнении этих представлений неоспорима.
В то же время Г.Барта и В.П.Головковым с соавторами приведена различная интер-
претация источников F(60—70), предложено два совершенно разных физических меха-
низма их возникновения. Разность подходов связана, очевидно, с тем обстоятель-
ством, что Г. Барта стремился одним механизмом объяснить источник вековых вариа-
ций, F(60—70) и западного дрейфа геомагнитного поля, считая, что все временные из-
менения создаются вариациями внешнего воздействия. ВЛ. Головков же разделил явле-
ния, рассмотрел источник F (60—70) как независимый от вековых вариаций и запад-
ного дрейфа, действие которого целиком обусловлено разовыми процессами в жидкой
части ядра Земли.
Практически одновременно с [131, 132] появилась работа С.И. Брагинского [102],
предложившего в виде механизма генерации F (60—70) механизм крутильных колеба-
ний в жидкой части ядра Земли. Согласно [102], возникающие в ядре магнитогидро-
динамические колебания крутильного типа с Т 60 год могут быть ответственны за
соответствующие вариации скорости суточного вращения Земли и скорости западного
дрейфа геомагнитного поля. Причины возникновения крутильных колебаний автором
не обсуждаются, а неопределенность параметров вычисления Т столь велика, что такие
колебания могут быть отнесены к F(20) [116]. Позднее С.И. Брагинским совместно с
ВА1. Фишманом теоретически подтверждена правомочность интерпретации F(60—70)
механизмом, предложенным В.П. Головковым, а также показано на основе совмест-
ного анализа экранирования и силового действия локального источника, что наблю-
даемые F (60—70) и Р(60—70) могут быть вызваны действием этого источника [137—
139]. Однако при этом для согласования теоретических расчетов с экспериментальными
пришлось допустить квазигармонический характер изменения амплитуды F (60-70),
так как апериодическая зависимость не позволяла построить согласованную картину.
Таким образом, к 80-м годам, казалось бы, была построена вчерне теория, объяс-
няющая практически все основные свойства F(60—70) и Р(60—70), известные к тому
времени.
60—70-летние вариации выделяются различными магнитологами и в спектрах F
[108, 117, 126, 140]. Однако дальше констатации факта существования таких вариа-
ций, как правило, дело не идет. А.Н.Пушковым и др. для разделения F на части, соот-
ветствующие разным источникам, предложен метод разложения на естественные состав-
ляющие [141]. Критика этой работы приведена в [125], где показана ошибочность
интерпретации результатов такого разложения.
В механизмах образования F(60—70). предложенных В.П. Головковым и С.И. Бра-
гинским, предполагается возникновение некоторого события в ядре Земли, однако не
решается вопрос — почему возникло это событие, что привело к его появлению. К это-
му вопросу мы вернемся ниже.
В начале 80-х годов появились работы, в которых предприняты попытки объяснения
основных свойств F (60-70) движущимся источником [142-144]. Авторы [142] приво-
дят три факта, которые, по их мнению, не могут быть объяснены неподвижным источ-
ником: 1) значительный разброс значений Т между обсерваториями и компонентами;
2) большое значение У (60—70) вблизи гипоцентра; 3) нелинейность поляризации поля-
107
рограмм (векторных диаграмм). Можно показать, что два первых факта сводятся к
погрешностям использованной этими авторами методики выделения и описания
F(60—70). На объяснении третьего факта мы остановимся ниже. Вероятно, большие
погрешности выделения F (60—70) привели тех же авторов в [143] к выводу, что ско-
рости движения источников малы и полученные ими для анализа материалы не позволя-
ют решить вопрос о возможности движения источника F (60—70).
Анализ методики получения материалов, а также самих использованных материалов
по публикациям [143, 144] позволяет заключить, что большая погрешность выделения
F(60—70) в обсерваториях и коэффициентах СГА обусловлена, во-первых, принятым
априори предположением об изменении F(60—70) во времени как квазигармоничес-
ком процессе, а во-вторых, использованной отсюда обработкой для выделения
F (60—70). Эта методика предусматривает устранение линейного тренда, определение
по разностной кривой методом максимальной энтропии ММЭ с градиентным спуском
и методом наименьших квадратов основных параметров квазигармонического колеба-
ния (период, фаза, амплитуда F (60—70)). Принятое предположение о квазигармони-
ческом характере F(60—70) согласовано с выводами С.И.Брагинского, В.М. Фишмана
[137].Однако попытки подтверждения этого вывода на основе анализа эксперимен-
тального материала в [143, 144] нельзя назвать убедительными из-за коротких рядов
данных и использованных приемов доказательства.
На наличие погрешностей аппроксимации низкочастотной части по отношению к
F (60—70) линейным трендом неоднократно обращалось внимание в литературе. Эти
погрешности тем больше, чем больше на ограниченном интервале соотношение ампли-
тудных характеристик тренда и выделяемой гармоники. При этом естественно, что
соответствующие погрешности переходят в разностную кривую. Уже отмечалось выше,
что погрешность определения разностной кривой существенно зависит от соотноше-
ния N/T, где N — длина исследуемой кривой, базис разложения в спектр. Более того,
поскольку длина рядов, по которым происходит выделение F(60—70), составляет
0,5—1,5 Т (для Т 60-г 70 год), то вид разностной кривой и ее спектр существенно
зависят от фазы исходного гармонического процесса. На простых численных моделях
можно показать (рис. 4.9), что искажения будут максимальны, если при N* Т исход-
ный процесс имеет вид синусоиды, и минимальны при косинусоиде. Еще больше иска-
жения разностной кривой при N< Г.
Возможность значительных погрешностей определения параметров F (60—70) мето-
дом максимальной энтропии следует из погрешностей предыдущей операции. Парамет-
ры квазигармонического процесса определяются методом наименьших квадратов
и градиентного спуска [144]. Тестовые исследования второго метода в [145] проведены
при предположении, что амплитуда шума составляет менее 10% от амплитуды
F(60—70). Такое соотношение амплитуд создало действительно небольшие погреш-
ности определения Г, амплитуды, фазы F (60—70). Однако уже при соотношениях
(сигнал/шум) 2, что в этой работе имеет место для самых короткопериодных колеба-
ний, амплитуды и фазы (а возможно, и Т) значительно искажаются. В реальных кри-
вых F после устранения линейного тренда эти погрешности, как это следует из спек-
тров, представляемых в [144] , могут быть еще более значительными. Таким образом,
тестовые проверки, проведенные в [145], не отразили очень важного фактора, влия-
ющего на точность материалов, полученных в результате итераций: соотношение сиг-
нал/шум и, следовательно, модель оказались в значительной мере неадекватными ис-
ходному процессу.
Рассматривая цикл работ Н.М. Ротановой иАдр. по этому вопросу в целом, мож-
но заключить, что использованный подход, основанный на априори принятом пред-
положении о квазигармоническом характере процесса, выделяемого без достаточно
обоснованного анализа погрешностей используемой методики и исходных данных,
не позволяет построить достоверной картины F (60—70) в пространстве и времени,
малопригоден для исследования физики явления этих вариаций, и в частности ответа
на вопрос о движении источника F(60—70). В то же время вопрос правильности интер-
108
Рис. 4.9. Моделирование зависимости точности получения амплитудного спектра гармонического
процесса от соотношения N/T после исключения из процесса линейного тренда
а — интервал 2V равен периоду синусоиды; б - N меньше периода синусоиды; 1,3- исходная
модель; 2, 4 — после исключения тренда; i — номера точек, т — номера гармоник
претации В.П.Головковым, Г.И.Коломийцевой данных по F(60—70) в виде разового
неподвижного источника, поднятый Ю.Д. Калининым в [103, 146], остается до сих пор
не решенным, а приведенное Ю.В.Калининым в [103] со ссылкой на С.Ранкорна объяс-
нение отличия эллипсов полярограмм от линейно вытянутых (’’раздутие эллипсов”)
движением источника — не опровергнутым. Хотя, согласно [126], другим объяснением
такого ’’раздутия” может быть наличие сразу нескольких эпицентров, действие от
которых по-разному складывается в соответствующих точках.
В 80-е годы наметилась тенденция построения карт и схем распределения амплитуд
F (60—70) на поверхности всего земного шара.
Первой схемой такого распределения, как отмечалось, была схема Г. Барта [119].
В дальнейшем аналогичный разрез по долготе построен для Z (60—70) Н.М. Ротановой
и др. [144]. На этом разрезе выделены максимумы в районах обс.Плесанс (о-в Маври-
кия) и обе. Сан-Хуан (Пуэрто-Рико), достоверность которых из-за отсутствия оценок
погрешностей полученных результатов вызывает сомнение, что оправдано также значи-
тельным смещением азиатского эпицентра к югу Африки по сравнению с эпицентрами,
полученными ранее Г.Барта, В.П.Головковым и др., и отсутствием этих эпицентров
на приводимой схеме.
Карты распределения амплитуды F(60—70) по поверхности всей Земли построены
с разными подходами НЛ.Беньковой и др. [136], В.И.Калугиным и др. [128], Н.М.Ро-
тановой и др. [144], А А. Полововым [147] .Разность подходов сказалась и на получен-
ных результатах. В [136] карты Z (60—70) составлены путем исключения из синтезов Z
за 1905—1965 гг. синтезов вариаций с Т> 100 год (в основном с Т« 600 год), получен-
ных ранее. Карты Z (60—70) на эпохи 1905, 1935, 1965 гг. довольно различны по своей
структуре, хотя на интервале последних 30 лет у них имеется ряд общих особенностей.
Основные искажения F(60—70) при таком подходе связаны, во-первых, с отсутствием
оценок погрешностей снимаемой низкочастотной части, а во-вторых, с тем, что в раз-
ностной кривой содержатся не только F (60—70) , но и более короткопериодные колеба-
ния. Кроме того, в этой работе, видимо сознательно, для иллюстрации аппроксимации
выбраны две обсерватории, где предполагается максимальная амплитуда Z (60—70).
Вполне допустимо, что в других обсерваториях аппроксимация их изменений моделью
”Вестин-Кейн” может привести к гораздо меньшему соотношению сигнал/шум.
Следует заметить также, что из приводимой в [136, рис. 2] кривой Z обе. Сан-Хуан
трудно заключить о наличии в ней F(60—70). Большим достоинством такого подхода
является отсутствие априори принятого предположения о форме временных изменений
F (60—70), а также понимание авторами возможности значительных ошибок описания
изменения амплитуды в пространстве вплоть до того, что они отказались при обсужде-
109
нии результатов от анализа изменений в южном полушарии, где в районе Индийского
океана в 1965 г. выделяется фокус с максимальным значением ~ 2000 нТл. Авторы
[136] не отметили, но представляется интересной устойчивость между 1935 и 1965 гг.
эпицентра с примерными координатами - 30° с ли., X = 60°вд., который территори-
ально примерно совпадает с положением эпицентров, выделенных ранее Г.Барта,
ВЛ.Головковым и др. Если это действительно так, то этот фокус соответствует ’’евро-
пейскому” эпицентру [132], возникшему в конце прошлого века.
В.И.Калугин и др. [128] в качестве исходных данных использовали аналитические
модели F (60-70), полученные С.И. Брагинским и В.Н. Пушковым, Т.А.Черновой, с
разными вариантами исключения тренда. Для перехода от коэффициентов Р изменяю-
щихся во времени как квазигармонический процесс, к коэффициентам F произведены
соответствующие расчеты. В [128, рис. 1,я, 6] приведены карты Z (60—70) для случаев,
когда тренд исключается из коэффициентов векового хода в виде соответственно
линейной и постоянной функций времени. Как показывает сравнение этих карт, общая
структура распределения основных особенностей меняется мало, однако амплитуда
F(60—70) в центрально-американском фокусе изменяется примерно в 2 раза, умень-
шаясь при линейном тренде до 400 нТл.
Основная особенность этих карт связана с Индийским океаном. Поэтому, как и
авторы [136] , воздержимся от ее обсуждения. В [128, рис. 1, в, г] приведены карты,
полученные по разным исходным моделям, но с одинаково исключенным трендом.
Их сравнение показывает также на большие различия основных структур. Так, в Индий-
ском океане вместо одного фокуса на карте по модели А.Н.Пушкова, Т.А.Черновой по-
являются два фокуса (второй центрирован примерно на Кейптаун) с равными ампли-
тудами ~ 1000 нТл и размерами, в 2 раза увеличивается амплитуда центрально-амери-
канского фокуса.
Из проделанного рассмотрения приходится заключить, что приведенные в [128] кар-
ты F (60—70) (где амплитуда центрально-американского фокуса определяется с по-
грешностью 200%, а реальность индийского фокуса еще более сомнительна) вряд ли
отражают реальную структуру распределения амплитуды F(60—70) в пространстве,
а скорее характеризуют погрешности использованных методов анализа. В то же время
в этих картах обращает на себя внимание устойчивость канадского максимума, кото-
рый, однако, по таким материалам пока трудно признать реальным.
В работе А.А.Половова [147] F (60-70) выделены в коэффициентах сферического
гармонического ряда, составленного по результатам анализов отдельных авторов. Ряды
g™, h™ с 1820 г. после исключения параболического тренда обработаны полосовым
фильтром, настроенным на Т 70 год. Весовая функция и амплитудно-частотная
характеристика этого фильтра представлены на рис. 2, а результаты фильтрации на
рис. 3 той же работы. Из сопоставления этих рисунков остается впечатление об их не-
согласованности. Действительно, при фильтрации должны были произойти потери дли-
ны временного ряда спереди и сзади, равные полудлине весовой функции (т = 37,5 лет) ,
чего не наблюдается на кривых [147, рис. 3]. Пространственная структура Z(60—70)
у А.А.Половова похожа на карты, обсужденные выше. И с той степенью неопределен-
ности, с которой она получена, согласована с пространственным распределением ампли-
туды низкочастотной части [147, рис. 4]. Из анализа временных изменений g™(70),
А™ (70) [147, рис. 3] следует, что F (60-70) наиболее значительна в и с меньшей
амплитудой отмечается только в гармониках п
Проведенные рассмотрения описаний пространственной структуры F (60-70) при-
водят к выводу, что в этом направлении пока не получены результаты, которые могут
быть использованы в дальнейшем для правильной физической интерпретации этого
явления.
Новый подход к описанию механизма F(60—70) сделан С.И. Брагинским в [148,
149], где предположено, что на границе ядро—мантия возникает диффузионный скин-
слой с толщиной для F(60—70) несколько десятков километров (по оценке ~36 км).
Магнитогидродинамическйе колебания в этом слое вызывают геомагнитные вариации
110
с 10 < Т < 100 год, а также соответствующие изменения ЬР. Это предположение не
подтверждено пока экспериментальными данными других геофизических методов
исследования внутреннего строения Земли. Однако оно представляет несомненный
интерес для выяснения природы источника одновременных изменении F(60—70) и
Р (60-70).
Анализ корреляции декадных вариаций Р и F. Выше уже отмечались работы, в кото-
рых установлена корреляция одновременных изменений продолжительности суток и
геомагнитного поля с Т ~ 60-^70 год. Впервые, по-видимому, это сделано Е. Вестиным
[150], которым кривые накопленных изменений длины суток сопоставлены со ско-
ростью дрейфа эксцентричного диполя. Позднее Т.Юкутаки высказал сомнение в
адекватности движения эксцентричного диполя движению геомагнитного поля в целом
[151] и показал, что для корреляции в качестве характеристики F может быть исполь-
зована гармоника g? [152]. Кривая g?, полученная по данным [153-155], приведена
на рис. 4.10 совместно с кривой ЭР(60—70) с рис. 4.4. Для того чтобы сделать корре-
ляцию более визуально наглядной, кривая g? (F) сдвинута на 15 лет на более ранние
годы, что отражено в соответствующем сдвиге осей времени. Такой сдвиг обусловлен
запаздыванием 8F(60—70) относительно ЭР(60—70) на ~7 лет [156, 157].
На рис. 4.10 кривая ЭР(60—70) представлена двумя циклами, в то время как для
кривой g? (F) трудно по имеющимся данным говорить обоснованно о существовании
более одного цикла, поскольку величина g? (F) с 1970 г. менялась в пределах погреш-
ностей ее определения и неизвестно поведениеg? (F) в последующие годы.
В истории обработки временных рядов различных гео- и астрофизических полей
известны примеры такого рода, когда для сравнения с какой-либо величиной привле-
каются кривые, периодичность которых только обозначена, в общем-то близка к извест-
ной, но еще не определяется надежно. Такие работы вызывают справедливую критику
[158,164].
По-видимому, и для кривых ЭР(60—70),g? (F), представленных на рис. 4.10, гово-
рить о реальности их корреляции на всем интервале пока преждевременно. Для иллю-
страции возможности такого заключения на рис. 4.10 приведены дополнительно исход-
ные и графически сглаженные кривые 3Z, Э Y обе. Нимег. Как следует из сравнения кри-
вых bZ и ЭР(60—70) , с конца прошлого и до середины нашего века эти кривые изме-
няются в противофазе. Это особенно заметно, если устранить 15-летний сдвиг между
ЭР(60-70) и bZ. Однако после середины 50-х годов изменения двух кривых значи-
тельно различаются. По-своему интересна кривая Э Y: в ней хорошо прослеживается
изменение с Т 70 год, что превышает характерное время изменения кривой
ЭР(60—70) 60-65 год).
Впервые вопрос о возможности корреляции 20-летних вариаций Р (точнее £) и F
был рассмотрен в [106], где £(20) и Z (20) выделены узкополосным фильтром.
20-летние вариации Z выделены в двух обсерваториях Европы (Хартленд и Шамбон-ля-
Форе) . Средний коэффициент корреляции кривых bZ (20) и Э£ (20) (К ъ 0, 7) доволь-
но высок. Сам фильтр более подробно описан в [20], где с той же кривой д£ (20) сопо-
ставлены 3Z (20) большего числа обсерваторий мира. Кривые bZ (20) из [120] при-
ведены на рис. 4.11,а. а кривая д£ (20) на рис.4.11,в (кривая 7). Привлечение
3Z (20) по большему числу магнитных обсерваторий позволяет лучше оценить точность
выделения 3Z (20) , особенно в начале века, что и сделано в [120]. Дополнительно (кри-
вая 2) на рис. 4.11, в приведена кривая 5 с рис. 4.5.
Сопоставление кривых рис. 4.11, я, в позволяет заключить о корреляции в противо-
фазе 20-летних вариаций ЬР и bZ на всем рассматриваемом интервале. Оно также по-
казывает ограниченность возможности использования существующих данных по
flKB(F) для анализа таких корреляций, особенно для конца прошлого и начала этого
века.
Полезно рассмотреть, в какой мере 20-летние вариации Р и F могут быть обуслов-
лены солнечной активностью. На рис. 4.11,6 приведены бициклы W. Из сравнения всех
кривых рис. 4.11 следует их общая хорошая корреляция, что указывает на возмож-
111
Рис. 4.10. Одновременные изменения 60-70-летних вариаций скорости суточного вращения (д) и
магнитного поля Земли (б-г)
1 — по данным [155], 2 — [153], 3 — [154], штриховой линией — исходные значения, сглажен-
ные скользящим интервалом 5 лет
ность воздействия гелиомагнитного поля на генерацию Р(20), F(20). Однако наряду
с наличием такой корреляции следует отметить следующее. В кривой W(22) после
систематического уменьшения амплитуды первых четырех бициклов происходит рост
амплитуды пятого, что связано, как это предположено выше, с появлением новой
группы бициклов. В это же время на кривых двух геофизических полей происходит
дальнейший спад амплитуды вариаций. Такую несогласованность изменений W(22) и
Р(22), F(22) пока объяснить не удается.
Из проведенного анализа связи Р и F по рис. 4.10, 4.11 можно заключить, что в
диапазоне декадных вариаций наиболее согласованы между собой изменения скорости
суточного вращения и напряженности магнитного поля Земли с Т « 20 год. Однако
ряды F(20) пока еще слишком малы и отягощены погрешностями измерений, чтобы
можно было исследовать более тонкую структуру возможной связи двух полей. Вариа-
ции ЭР(60—70) и dF(60—70) на том же интервале согласованы только для первого
колебания. Пока неясно, в какой мере они будут согласованы и в дальнейшем.
К рассматриваемому вопросу имеет отношение и работа [159]. В ней В.П. Голов-
ковым с применением некоторой высокочастотной фильтрации получена кривая
Э2£ (20), весьма похожая на кривую ЬЬ (20) с рис. 4.11. Эту кривую затем автор пред-
112
I I 1___I__I__I_i—I___i—I—I—I—I—I—I—i
/850 /800 /850
Рис. 4.11. Двадцатилетие вариации магнитного поля, длины суток и бициклы чисел Вольфа
Д: 1 — обсерватория Сан-Хуан, 2 — Апиа (кривая в противофазе), 3 — Хартленд, 4 — Эскдел-
мьюр, 5 — Шамбон-ля-форе, 6 — Руде-Сков, 7 — Нимег; б: 1—V — номера бициклов: в: 1 — дан-
ные по работе [1201, 2 — по рис. 4.5 (стрелки — предполагаемые моменты экстремумов после-
дующих циклов)
ставляет суммой квазигармонического процесса с Т 20 год и ряда импульсов через
~ 20 лет, каждый из которых характеризует появление в жидком ядре очередного
колебания F (60-70). Такая интерпретация затухания амплитуды кривой Э2А(20)
весьма произвольна, практически ничем не аргументирована и лишь отражает необ-
ходимость с чем-то связать предположение о возможности последовательного появле-
ния во времени ряда таких событий. Произвольность такой интерпретации заключается
в следующем.
Как отмечалось выше, записи сети магнитных обсерваторий крайне ограниченны
по времени и пространству. Это приводит к тому, что, кроме фокуса F(60-70) Барта-
Головкова—Коломийцевой, по таким данным до сих пор не выделено достаточно надеж-
но никакого другого более позднего фокуса этой вариации. И следовательно, эти дан-
113
ные не могут быть основой для суждения о появлении F (60—70) в разное время.
Нет оснований для предположения В.П.Головкова и из вида кривойg" (F) на рис. 4.10,
которая слишком коротка для такого заключения, а также вида кривой ЭР(60—70),
которая коррелирована с F(60—70) лишь на ограниченном интервале.
Квазигармоническую кривую д2Ь (20) автор [159] связал с крутильными колеба-
ниями жидкого ядра Земли. Однако при такой интерпретации В.П.Головков обошел
молчанием вопросы корреляции кривых ЭР(20) и W(22), обсужденные ранее В.И. Афа-
насьевой и Ю.Р. Ривиным. И следовательно, или он молчаливо согласился с мнением
о внешнем возбудителе крутильных колебаний жидкого ядра, или, если посчитал
корреляцию случайной, не нашел аргументов показать это. В любом случае в его
работе и этот вопрос не был решен.
На основании сделанных замечаний можно заключить, что результаты работы [159]
не способствовали уточнению знаний о связи декадных вариаций Р и F.
4.3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Из проведенных анализов декадных вариаций продолжительности суток и магнит-
ного поля Земли можно заключить следующее:
1. Спектр декадных вариаций ЭР содержит максимумы на Т 60—70, 30, 22 год.
Спектральная амплитуда этих максимумов превышает погрешность их определения,
равную 0,2 мс/сут. На уровне погрешности выделяется максимум с 18 год. Вариа-
ции с более короткими Т по использованным данным ЭР с 1824 г. не могут быть вы-
делены, поскольку для них (сигнал/шум) < 1. Вариация ЭР с Г ~ 60-^70 год вы-
делена на всем интервале 1664—1978 гг. Показано, что она представляет собой вне-
запно возникшую (или усилившуюся) после середины прошлого века и затухаю-
щую к середине нашего века флуктуацию со спектральной амплитудой ~ 2 мс/сут.
Вариация ЭР с Т 30 год после 1820 г. имеет вид квазигармонического процесса
со спектральной амплитудой ~ 0,7 мс/сут. Вариация ЭР(20) имеет спектральную
амплитуду ~ 0,5 мс/сут и отличается от квазигармонического режима слабой неста-
ционарностью. Различия типа модуляции амплитуды ЭР(60—70) и ЭР(30) позволяют
предположить разные источники их генерации. В то же время полученные материалы
приводят к заключению, что вариации с Т & 60^-70 год и Т ~ 22 год, по-видимому,
возникли одновременно.
2. Среди декадных вариаций F наилучшим образом изучена вариация, обусловлен-
ная воздействием корпускулярного излучения Солнца с Т ~10-Н1 год на магнито-
сферу Земли СИ(г). Она отделена от вариации с близким периодом, но имеющей
внутриземную природу ITV(F). Определены уравнения регрессии связи CV(F) с
W( 10) и по ним построены прогноз и эпигноз CF(F), погрешности которых не хуже
±1-2нТл. Выделение ДКВ (F) с большими периодами связано со значительными
трудностями и производится менее надежно. Несмотря на ряд попыток описания
F(60—70), до сих пор не получено надежных представлений их свойств во времени
и пространстве для всего земного шара.
Тем не менее благодаря работам Г. Барта, В.П.Головкова и др. показано, что вариа-
ции F (60-70), наблюдаемые на территории Евроазиатского материка, представляют
собой волну, бегущую из единого центра. Предложено несколько интерпретаций такой
волны: а) результат эксцентриситета ядра, возникающего под действием гравитацион-
ных полей других планет (Г. Барта [119]); б) неподвижный диполь на границе ядро-
мантия, имеющий разовый характер (В.П. Головков и др. [132]); в) движущийся
источник вблизи границы ядро-мантия (Ю.Д. Калинин [146]); г) крутильное колеба-
ние (С.М.Брагинский [109]); д) магнитогидродинамические волны в диффузном
узком скин-слое (С.И. Брагинский [148,149] ).
Однако, по-видимому, неопределенность знаний основных параметров F(60—70)
порождает неопределенность интерпретации ее соответствующим физическим механиз-
мом. Преодолеть эту неопределенность, возможно, в какой-то мере удастся при при-
114
влечении данных по изменению скорости суточного вращения Земли и других методов
обработки экспериментальной информации. Более известны сведения о F(20), по
крайней мере их наиболее мощной по энергии части с Т ~ 25 год. Однако и для этого
диапазона ДКВ(Р) до сих пор не ясно, насколько сложен их спектр.
3. Совместное рассмотрение ДКВ продолжительности суток и магнитного поля Зем-
ли, а также солнечной активности для выяснения возможности их корреляции приводит
к следующим выводам:
а) по использованным в работе даннымР nF говорить о реальности корреляции кри-
вых ЭР(60~70) и dF(60—70) на всем интервале пока преждевременно, возможна
только частичная корреляция этих кривых в фазе в первой половине века;
б) существует корреляция 20-летних вариаций Р, F и W, которая дает основание для
предположения о связи ЭР(20) и F(20) между собой в противофазе и обусловленности
их воздействием магнитною поля Солнца на процессы вблизи границы ядро—мантия,
где, как предполагается, генерируются эти вариации. Однако при этом различие ампли-
тудной модуляции W(22) и ЭР(20), 3F(20) в районе пятого бицикла требует своего
объяснения.
СВЯЗИ РАССМАТРИВАЕМЫХ ПОЛЕЙ ПО ВАРИАЦИЯМ
В ДИАПАЗОНЕ 1 < 7Х100 ГОД
В ПРОБЛЕМЕ СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКИ
Глава 5. СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ
РАССМАТРИВАЕМЫХ ПОЛЕЙ
ПО ИХ ВАРИАЦИЯМ В ДИАПАЗОНЕ 1 < Т< 11 ГОД
5.1. ИСТОЧНИК ДИНАМИКИ МАГНИТОСФЕРНЫХ ТОКОВЫХ СИСТЕМ DR
И DCF В ЭТОМ ДИАПАЗОНЕ ПЕРИОДОВ
Интерпретация основных различий МЛВ(ГА,СА) с ГСП год. Основные отличия
МЛВ (ГА) от МЛВ(СА), согласно данным гл. 2, следующие:
1) отличие спектров, а также временных изменении аа(2-4) от W(2—4) на интер-
вале 1950—1976 гг.;
2) отсутствие согласованности изменений аа(2) и аа (4) между собой;
3) согласованность спектров и временных вариаций аа (6), W(6) после 30-х годов
XX в. и их значительные различия в конце прошлого — начале нашего столетия;
4) изменение амплитуды аа (11) после 30-х годов XX в. иное, чем амплитуды W(11).
МЛВ (If) связаны с процессами пятнообразования, т.е. с верхней частью конвектив-
ной зоны Солнца. Поэтому отличия изменений во времени вариаций аа (2—4) от W(2—4)
связаны, по-видимому, с тем, что источники аа (2—4) находятся вне этой зоны: в ядре
Солнца, или внизу конвективной зоны, или в самых внешних частях короны. Причем
для того, чтобы стало понятным различие изменений аа (2) и аа (4), следует предполо-
жить, что аа(2) и аа(4) обусловлены разными процессами, находящими свое отраже-
ние в солнечном ветре и связанным с ним межпланетным магнитным полем. На данном
этапе исследования ничего более определенного сказать об источниках этих вариаций
не удается.
Если источники аа(2—4) приходится выносить из зоны генерации пятен, то свой-
ства аа (6) свидетельствуют о генерации вариаций аа (6), как и вариаций W(6), в этой
зоне. При таком предположении особенности поведения изменений аа (6) относитель-
но могут найти объяснение при наличии у этих вариаций разной модуляции их
амплитуды.
Как уже отмечалось при анализе рис. 2.11, амплитуда вариаций W(6) модулирована
вековым циклом СА (Tq - 90-^100 год) : W(6) усиливаются в моменты максимумов
и становятся близкими к нулю в моменты минимумов 1Г(90-100), один из которых
и приходится на конец прошлого—начало нашего столетия. В то же время анализ спек-
тра аа(6) (см. рис. 2.9) показывает, что в нем боковые частоты удалены от централь-
ного максимума на Дсо = 0,09 рад/год (соответственно = 70 год). Боковые макси-
мумы спектра аа(6) идентифицируются достаточно уверенно. Это позволяет считать,
что погрешность определения не превышает нескольких лет, и, следовательно,
кривой аа(6) действительно в ~ 1,5 раза меньше, чем кривой W(6). Такой
вывод подтверждает и анализ спектра кривой W(6), приведенного на том же рисунке,
где, как можно показать, боковые частоты 0,09 рад/год, что приводит к раз-
мазыванию максимума спектра по оси частот. Таким образом, из анализа рис. 2.9—2.11
следует, что шестилетние вариации С А и ГА в одном случае (ГА) модулированы квази-
гармоническим процессом с = 70 год, а в другом (СА) - с = 90-г 100 год.
Также в рамках представлений о разных квазигармонических процессов модули-
116
рующих аа(11) и ^(11) может быть объяснено различие поведения их амплитуды на
интервале последних ~ 50 лет, на которое обращено внимание в [70]: амплитуда
аа (11) затухает от 30-х к 70-м годам, когда она становится практически равной нулю
в двадцатый цикл чисел Вольфа, что не согласуется с одновременными изменениями
амплитуды 1^(11) . Действительно, анализ боковых частот спектров аа- иМ(Кр) -индек-
сов показывает, что, как и у аа(6), они соответствуют = 70^80 год8 (см.
рис. 3.16).
Согласованность изменений несущих частот вариаций ^(6,11) и ая(6,11) при отсут-
ствии систематических сдвигов фазы между ними свидетельствует, что эти вариации
имеют в своей' основе один и тот же или близкие механизмы образования в верхних
слоях конвективной зоны Солнца (по-видимому, типа единого механизма динамо).
Однако различия модуляции амплитуды ^(6,11) и да (6,11) , а также то обстоя-
тельство, что Гп ,аа(6) и аа(11) близки между собой, позволяют предположить суще-
ствование двух особенностей распространения 6- и 11-летних вариаций наружу. В одном
случае распространение несущей частоты сопровождается модуляцией амплитуды с
= 90-И00 год, в другом — с = 70-г80 год. Весьма условно первый тип распро-
странения, связанный с пятнообразованием, можно назвать П-тип, второй, связанный
с геомагнитной активностью, — ГМ-тип.
Процессы в зоне генерации пятен в значительной мере связаны с гелиомагнитным
полем. Возможно, с изменениями этого же поля связана и модуляция амплитуды цик-
лов. Однако то обстоятельство, что одновременно существуют два типа распростране-
ния циклов из зоны генерации, свидетельствует о более сложной структуре реального
гелиомагнитного поля, чем пока предполагалось. Н.И.Клиориным высказано мнение,
что вариации И^(6,11) обусловлены динамикой тороидальной, а аа (6,11) — полоидаль-
ной компонент гелиомагнитного поля. И следовательно, эти две компоненты магнит-
ного поля Солнца должны иметь несколько разный спектр временных изменений.
Однако это мнение требует еще дополнительных обоснований.
Таким образом, анализы МЛВ(ГА) совместно с МЛВ(СА) для ГСП год позво-
ляют предложить следующую интерпретацию их основных свойств:
1. Первоисточники МЛВ(ГА), вызывающие модуляцию изменений токовых систем
магнитосферы DR и DCF, находятся на Солнце.
2. Источники вариаций в разных диапазонах спектра относятся к разным по глубине
слоям Солнца, следовательно, есть возможность с их помощью более широко зондиро-
вать эти слои.
3. Отличия Т$1 аа (6, И) и ^(6,11) приводят к выводу о двух типах генерации
соответствующих циклов в конвективной зоне Солнца. Они ставят вопрос о необходи-
мости изучения МЛВ солнечной активности не только по анализам астрономических
наблюдений, но и соответствующих вариаций геомагнитного поля; без последних
картина процессов оказывается излишне односторонней, обедненной. Справедливости
ради следует отметить, что одним из первых это заметил А.И.Оль [5], который много
сделал в развитии этого направления.
Для дальнейшего выявления источников МЛВ(ГА) с ГС 11 год важно исследовать
цепочку их распространения от Солнца к магнитосфере Земли. Важным элементом
такой цепочки является солнечный ветер и переносимое им межпланетное магнитное
поле. Поэтому следует ожидать, что исследования МЛВ параметров СВ и ММП, а также
механизмов взаимодействия солнечной плазмы с магнитосферой Земли помогут нам
в решении основной задачи.
Сложная структура корпускулярного излучения Солнца. Известно, что корпускуляр-
ное излучение Солнца — солнечный ветер — обусловлено несколькими различными по
своей природе источниками.
При спокойном состоянии хромосферы и короны Солнца скорость СВ 300 км/с.
Источник такого СВ — обширные участки спокойной солнечной хромосферы между
8 На это впервые обратили внимание А.В.Шершнев и В.А.Дергачев.
117
группами остатков активных областей [160]. Вместе со спокойным солнечным ветром
в межпланетное пространство выносится слабое крупномасштабное солнечное магнит-
ное поле.
Образование на фотосфере Солнца активной области и генерация в этой области
вспышек создают вспышечные потоки (ВП). Согласно [161], время вспышки 102 —
103с, средняя энергия ~1032эрг, масса выбрасываемого вещества ~5 -1016г. Однако
такие вспышки крайне редки (особенно геоэффективные) — несколько раз в год.
Скорость вспышечных потоков возрастает до ~800 км/с. В плазме таких потоков маг-
нитное поле имеет замкнутые силовые линии [162, 163]. Вспышка кратковременная
активность из этой области Солнца через один его оборот вокруг своей оси (~27 дней)
уже не возобновляется. Поскольку скорость вспышечного потока много больше ско-
рости спокойного СВ, появление ВП сопровождается нарушением стационарного состоя-
ния последнего.
Третий вид, корпускулярного излучения Солнца связан с источниками, которые, вра-
щаясь жестко с Солнцем (небольшая степень дифференциального вращения все же не
исключена), сохраняют свою активность в течение нескольких оборотов (27-дневная
повторяемость усиления активности). В свое время Ю.Бартельс назвал эти источники
рекуррентных корпускулярных потоков (РКП) М-областями. Существует много попы-
ток отождествления 7И-областей с различными структурами Солнца [5]. Так, напри-
мер, Г.Хаушка [164] идентифицировал М-области с активными долготами на Солнце.
После полета спутника ’’Скайлеб” (Skylab) М-области стали отождествляться с коро-
нальными дырами (КД) [165, 166]. Плотность вещества КД примерно на порядок
меньше, чем в окружающих участках короны. Как правило, именно эти участки коро-
ны являются областями радиальных открытых систем магнитных полей [167, 168],
а также местом генерации высокоскоростных потоков плазмы с И ~ 500-^700 км/с.
Такие потоки оказывают наибольшее воздействие на магнитное поле Земли тогда,
когда их магнитное поле (вертикальная компонента Bz) содержит преимущественно
южную компоненту (Bz < 0) [169].
Несмотря на большую распространенность мнения о существовании связи высоко-
скоростных рекуррентных потоков с КД, встречаются замечания о неоднозначности
такой связи [170]: иногда наблюдаются высокоскоростные РКП, для которых не
находятся порождающие их КД, а также не всякая КД оказывается источником такого
потока. Авторы [168, 171] отождествляют М-области с открытыми магнитными струк-
турами короны (ОМСК), которые, как правило, совпадают с КД, но имеют обычно
большое время жизни [168]. Прохождение долгоживущих ОМСК через центральный
меридиан Солнца сопровождается появлением РКП, нарушающих спокойный СВ.
При описании истории развития представлений о М-областях, по-видимому, полезно
отметить, что эти представления строятся на анализе отдельных событий с характерны-
ми временами не более нескольких суток. Привлечение к этой проблеме более низко-
частотных вариаций (предыдущий раздел) показывает более сложную структуру источ-
ников ГА, включающую процессы, которые происходят на различных глубинах Солнца.
Описанные свойства трех видов корпускулярного излучения Солнца и другие мате-
риалы послужили основанием М.С. Боброву для создания классификации этих потоков
в виде: 1) спокойный СВ со слабым ММП; 2) замкнутые (по магнитному полю) ВП;
3) открытые (по магнитному полю) РКП.
При такой классификации, во-первых, подчеркивается важная роль магнитного поля
в корпускулярных потоках, а во-вторых, акцентируется внимание на принципиально
разной структуре магнитных полей ВП и других источников СВ. Предложенная
М.С.Бобровым схема отражает наиболее общие различия каждой из слагающих СВ и,
безусловно, нуждается в дальнейшей детализации. Детализация в отношении ВП про-
ведена им в [172] .
Авторы [10] выделяют еще один вид корпускулярного излучения Солнца, не свя-
занный, по их мнению, с другими — прохождение через центральный меридиан Солнца
полостей волокон. При этом скорость такого корпускулярного излучения близка к
118
скорости спокойного СВ (~300 км/с), что создает небольшие возмущения геомагнит-
ного поля. Однако, согласно [169], такие возмущения могут быть описаны РКП с
Bz >0.
Таким образом, корпускулярное излучение Солнца имеет весьма сложную струк-
туру. Для понимания же полученных выше экспериментальных результатов необходимо
выяснить, какая из частей этой структуры описывается используемыми индексами
геомагнитной активности.
Исследования распределения числа вспышек во времени показали их довольно тес-
ную связь с изменениями W [3]. Такая связь должна, казалось бы, увеличивать вклад
ВП в ГА, особенно в годы Однако в силу разных причин этот вклад оказыва-
ется малым, по крайней мере в вариации ГАс 1 < Т < 10 год, о чем, в частности, сви-
детельствуют различия соответствующих вариаций СА и ГА (см. гл. 2). Малый вклад
ВП в ГА подтверждают и анализы источников ГА на ветви спада 20 цикла (1973—
1975 гг.), которые привели А.И.Оля к заключению, что уровень ГА в этот период
целиком определялся высокоскоростными РКП из КД, а явления в активных областях
не играли существенной роли [173].
Отсюда в рамках классификации М.С.Боброва выявленные выше отличия аа (2—11)
от W(2—11) следует связать с одним из оставшихся двух видов корпускулярных пото-
ков) . Более того, при существующих представлениях о высокоскоростных потоках и
южном направлении ^-компоненты ММП как источниках наибольшей части ГА пред-
почтение должно быть отдано динамике открытых потоков. Однако, как показывают
приведенные ниже анализы ДДКВ(СВ,ММП) , это, по-видимому, не так.
До декадные вариации основных параметров СВ и ММП. Для анализа использованы
среднемесячные значения параметров СВ (скорость (И) за 07.1964— 12.1984 гг., плот-
ность плазмы (л) за 07.1965—12.1984 гг.) и параметров ММП за 07.1966—12.1984 гг.,
модуль величины ММП | В |, величина полного вектора ММП (В), компоненты Вх,
&у» (в системах координат CSE и CS7H), дисперсии | В | и В, приведенные в [174,
175]. В [175] результаты публикации [174] с середины 1979 г. частично пересмотрены.
Тем не менее нами использованы и те и другие материалы для выяснения влияния
фактора исправления. Среднемесячные значения получены из среднечасовых путем
определения соответствующей величины математического ожидания каждого параметра
отдельно с оценкой ее среднеквадратичной погрешности а. Подготовка данных для
анализа проведена В.Ю.Писарским.
Основная часть среднемесячных значений указанных параметров приведена в
табд. 5.1. В качестве метода анализа использован подход, основанный на паре преобра-
зований Фурье, дополнительных методом дробных гармоник.
Подготовка исходных данных к анализам. Здесь основное внимание обращено на два
вопроса: 1) точность полученных среднемесячных значений; 2) независимость разных
параметров между собой.
Для оценки точности среднемесячных значений большинства параметров определе-
ны о для каждого месяца на всем интервале их наличия. Средние значения о по всему
интервалу приведены ниже:
а (И) =4,3 км/с, а (и) = 0,3 см"3, а (| В |) = 0,1 нТл,
а(В)=0,1нТл, а (Вх) = 0,2 нТл, а (Ву) = 0,2 нТл,
o(Bz) = 0,1 нТл.
Из анализа приведенных значений а и рядов о следует, что соотношение сигнал/шум
для рассматриваемых величин практически везде (кроме Bz) больше единицы на
порядок, что позволяет использовать полученные величины для последующих исследо-
ваний. Для Bz это соотношение равно трем, что близко к уровню За. Отсюда уже на
этом этапе анализа можно заключить, что, по-видимому, механизмы генерации вариаций
с Т > 2 мес, имея малую (в пределах За) величину Bz , не зависят от режимов пере-
119
Таблица 5.1. Среднемесячные значения основных параметров СВ и ММП и среднеквадратич-
ные погрешности о их определения
Дата, мес, год И, км/с п, см“3 IB 1 , нТл В, нТл Вх, нТл By, нТл Bz,нТл
1 2 3 4 5 6 7 8
07 1964 516,1 ±9,9 — — — —
08 1964 454,5 9,3 — — — — — —
09 1964 467,1 7,6 — - - — — —
10 1964 465,6 5,7 — - — — — —
И 1964 429.4 4,7 — - — — — —
12 1964 398,1 5,8 - - — — — —
01 1965 392,1 3,7 — — - — — —
02 1965 447,9 5,2 — — - — — —
03 1965 453,2 5,9 — — — — — —
04 1965 395,3 3,5 — — — — — —
05 1965 406,8 3,9 — — — — — —
06 1965 425,4 5,0 — 5,3 ± 0,1 4,9±0,1 1,1 ± 0,2 -1,0± 0,2 —0,2± ОД
07 1965 446,0 5,7 8,7 ±0,8 5,0 0,1 4,4 0,1 0,5 0,1 -0,5 ОД 0,4 ОД
08 1965 441,8 3,0 6,3 0,2 5,5 0,1 4,9 0,1 1,0 0,1 -0,5 ОД ОД 0,1
09 1965 438,4 3,4 5,5 0,2 5,2 0,1 4,6 0,1 1,5 0,1 -0,7 ОД -0,5 ОД
10 1965 415,8 3,5 6,6 0,2 5,1 0,1 4,6 0,1 1,0 ОД -1,8 ОД 0 ОД
11 1965 374,3 2,1 8,4 0,2 5,2 0,1 4,8 0,1 0,4 0,1 -1,3 0,2 0,5 ОД
12 1965 405,2 4,1 9,7 0,3 4,2 0,1 3,7 0,1 0,1 ОД -0,2 ОД 0,1 0,1
01 1966 419,7 4,9 7,3 0,2 5,1 0,1 4,5 0,1 1Д 0,2 -1,0 0,2 -ОД ОД
02 1966 440,2 5,7 5,7 0,2 - — — — —
03 1966 427,8 4,8 5,6 0,2 — — — — —
04 1966 396,9 2,5 5,6 0,2 — - — — —
05 1966 365,5 2,6 4,8 0,2 - — — - —
06 1966 401,3 4,2 7,3 0,4 — — — — —
07 1966 434,1 4,9 5,4 0,2 6,2 0,1 5,5 0,1 1,1 0,2 -1,9 ОД -0,8 ОД
08 1966 430,5 5,8 5,6 0,2 6,1 0,1 5,5 0,1 1,8 0,1 -2,3 0,2 -1,0 0,1
09 1966 491,6 4,4 4,5 0,2 6,9 0,2 6,2 0,2 1,1 0.1 -1,9 0,2 -1,2 0,2
10 1966 439,4 5,8 6,3 0,4 5,6 0,1 5,6 0,1 1,0 0,2 -0,6 0,2 0 ОД
И 1966 426,7 4,1 5,7 0,2 6,6 0,1 6,0 0,1 0,4 0,2 -0,6 0,2 0,4 ОД
12 1966 462,2 5,5 6,8 0,3 6,6 0,1 5,8 0,1 0,7 0,2 -0,7 0,2 0,4 ОД
01 1967 378,6 2,3 7,0 0,2 6,8 0.2 6,2 0,2 -1,3 0,1 ОД 0.2 0,3 0,2
02 1967 416,2 3,0 5,9 0,2 7,0 0,2 6,2 0,1 -0,9 ОД -0,2 0.2 0.5 0,1
03 1967 371,4 2,3 6,8 0,2 5,8 0,1 5,2 0,1 — 1Д од 0,7 ОД -0,2 ОД
04 1967 395,7 4,7 5,9 0,2 5,7 0,1 5,1 0,1 -0,4 0,2 -0,2 0,2 0,4 ОД
05 1967 444,6 4,1 8,4 0,5 7,4 0,2 6,5 0,2 0,8 0,2 -1,5 0,3 -0,6 0,3
06 1967 414,8 2,7 7,8 0,3 5,8 0,1 5,1 0,1 1,3 0.2 -1,2 0,2 -ОД 0.2
07 1967 407,1 3,6 5,4 0,2 5,4 0,1 4,9 0,1 1,8 0,1 -1,7 0,1 -0,1 0,1
08 1967 440,0 3,0 4,2 0,1 6,2 0,1 5,5 0,1 2,1 ОД -1,4 ОД 0,1 ОД
09 1967 449,6 3,5 4,5 0,1 6,5 0,1 5,7 0,1 0,2 ОД -1,1 0,2 0,3 ОД
10 1967 449,3 3,2 5,0 0,2 6,3 0,1 5,6 0,1 0,9 ОД -1,5 0,1 0,6 ОД
И 1967 440,2 2,8 5,3 0,2 6,4 0,1 5,7 0,1 0,5 0,1 -0,5 ОД -0,3 од
12 1967 489,7 4,5 4,1 0,1 7,0 0,1 6,3 0,1 -0,4 ОД 0,6 0,2 -0,4 0,2
01 1968 443,5 2,7 4,2 0,1 6,8 0,1 6,0 0,1 ОД ОД -1Д 0,2 -0,8 ОД
02 1968 475,4 3,9 5,0 0,2 6,9 0,1 6,2 0,1 -0,2 ОД -0,4 0,2 -0,2 ОД
03 1968 466,1 3,4 4,6 0,2 6,2 0,1 5,4 0,1 0,5 0,1 -1,3 ОД -0,2 ОД
04 1968 469,1 3,8 4,6 0,2 6,0 0,1 5,2 0,1 0,3 ОД -0,6 0,1 0 ОД
05 1968 472,7 3,4 4,7 0,2 6,4 0,1 5,6 0,1 ОД 0,2 0 ОД ОД ОД
06 1968 485,2 3,9 4,0 0,1 6,2 0,1 5,4 0,1 0,9 ОД -0,9 0,1 0 0,1
07 1968 460,9 2,2 3,0 0,3 5,1 0,1 4,4 ОД 0,2 ОД ОД ОД -од ОД
08 1968 478,2 5,0 4,2 0,5 5,8 0,1 5,1 0,1 0,3 ОД -0.4 ОД 0 од
09 1968 459,3 4,8 4,4 0,2 5,5 0,1 4,8 0,1 -ОД ОД 0,1 ОД -ОД 0.1
120
Таблица 5.1 (продолжение)
1 2 3 4 5 6 7 8
10 1968 485,2 ±12,2 6,2 6,2± 0,1 5,4 ±0,1 1,1 ±0,1 -1,2 ±0,2 0,1 ±0,1
И 1968 501,2 14,3 7,8 ±1,3 7,1 0,1 6,3 0,1 0 0,2 -1,1 0,2 -0,1 0,1
12 1968 452,2 2,7 4,1 0,1 6,1 0,1 5,4 0,1 0,2 0,1 0 0,1 0 0,1
01 1969 437,9 3,9 3,5 0,1 5,7 0,1 5,0 0,1 0,4 0,1 0 0,1 -0,1 0,1
02 1969 449,2 2,8 4,6 0,1 6,4 0,1 5,6 0,1 -0,3 0,1 -0,3 0,2 0,2 0,1
03 1969 460,1 2,7 4,8 0,2 7,5 0,1 6,5 0,1 -0,5 0,2 -0,9 0,2 0,1 0,1
04 1969 418,9 3,2 4,5 0,2 6,4 0,1 5,4 0,1 1,7 0,2 -1,2 0,2 0,1 0,1
05 1969 423,2 5,6 4,2 7,0 0,1 6,2 0,1 -1,2 0,2 0,6 0,2 -0,9 0,2
06 1969 397,5 4,5 3,9 5,9 0,1 5,3 0,1 0,6 0,2 -1,0 0,2 0,2 0,1
07 1969 371,9 3,0 3,7 03 5,7 0,1 5,0 0,1 0,2 0,1 -1,0 0,2 03 0,1
08 1969 410,6 2,1 4,9 0,1 5,5 0,1 4,8 0,1 0,7 0,1 -0,6 0,2 0,5 0,1
09 1969 408,8 3,7 4,4 0,1 5,7 0,1 4,9 0,1 0,4 0,1 -0,8 0,2 0,1 0,1
10 1969 397,0 2,8 3,9 0,1 5,2 0,1 4,5 0,1 0,2 0,1 -0,2 0,2 -0,1 0,1
11 1969 412,7 4,5 5,1 0,2 5,9 0,1 5,2 0,1 -03 0,2 0 0,2 -0,1 0,1
12 1969 419,5 3,2 4,1 0,1 5,9 0,1 5,2 0,1 -0,5 0,1 -0,6 0,2 0,2 0,1
01 1970 384,0 2,7 5,4 0,2 5,8 0,1 5,1 0,1 0,2 0,1 0 0,2 0 0,1
02 1970 408,3 4,0 4,3 0,1 5,6 0,1 4,9 0,1 -0,8 0,1 1,2 0,2 0,1 0,1
03 1970 460,6 5,1 4,9 0,3 7,0 0,2 6,1 0,2 0 0,2 1,4 0,2 -0,5 0,2
04 1970 427,6 3,2 5,0 0,3 7,1 03 6,0 0,2 0 0,2 -0,1 0,3 -0,5 0,2
05 1970 412,3 3,2 — 6,4 0,1 5,6 0,1 -0,7 0,2 0,8 0,2 -0,3 0,1
06 1970 407,2 4,9 — 6,4 0,1 5,7 0,1 0,4 0,2 -0,6 0,2 -0,5 0,1
07 1970 464,9 4,0 — 6,8 0,2 6,0 0,2 -0,6 0,2 -0,6 0,2 -0,3 0,2
08 1970 416,0 3,5 — 6,5 0,1 5,8 0,2 -0,1 0,2 -0,2 0,2 -0,2 0,2
09 1970 438,6 3,7 — 6,4 0,1 5,2 0,1 0 0,2 0,2 0,2 0 0,1
10 1970 420,9 4,4 — 6,2 0,2 5,3 0,2 0,2 0,2 0,1 0,2 -0,3 0,2
И 1970 444,0 4,5 6,3 0,7 6,4 0,2 5,8 0,2 -0,7 0,2 -0,4 0,2 0,2 0,2
12 1970 3793 4,1 8,1 0,6 6,0 0,1 5,3 0,1 -0,7 0,2 0,4 0,2 -0,2 0,1
01 1971 477,5 5,5 4,9 0,4 6,2 0,2 5,5 0,2 -0,5 0,2 0,6 0,2 0,1 0,2
02 1971 468,9 5,5 5,4 0,5 6,6 0,2 5,8 0,2 0,4 0,2 -1,2 0,2 0,5 0,2
03 1971 429,8 3,7 6,5 0,2 5,4 0,1 4,6 0,1 -0,1 0,2 0,1 0,2 -0,1 0,1
04 1971 435,1 2,8 8,0 0,3 6,4 0,2 5,6 0,1 0,9 0,1 -0,8 0,2 0 0,2
05 1971 421,4 3,4 8,5 03 6,4 0,1 5,6 0,1 0,5 0,1 -0,2 0,2 -0,4 0,1
06 1971 418,8 4,3 7,3 0,2 5,6 0,1 4,9 0,1 0,2 0,1 -0,4 0,1 -0,3 0,1
07 1971 441,0 3,8 7,9 0,3 6,1 0,1 5,4 0,1 0,9 0,1 -1,2 0,2 0,5 0,1
08 1971 450,0 8,0 6,1 0,1 5,5 0,1 -0,1 0,1 -0,7 0,2 -0,3 0,1
09 1971 455,0 8,1 5,4 0,1 4,5 0,1 0,5 0,1 0,3 0,2 -0,3 0,1
10 1971 460,0 8,2 6,2 0,1 5,3 0,1 0,5 0,1, -0,2 0,1 0,1 0,1
11 1971 468,0 8,3 5,5 0,2 4,9 0,2 0,5 0,2 -0,4 0,2 -0,1 0,1
12 1971 479,9 5,9 8,3 0,7 6,7 0,3 6,0 0,3 1,0 0,2 0,2 0,3 0,6 0,3
01 1972 448,9 3,1 7,5 0,2 6,2 0,1 5,4 0,1 0,4 0,2 -1,2 0,2 -0,2 0,1
02 1972 417,8 3,1 8,3 0,2 63 0,1 5,6 0,1 0,5 0,1 -1,2 0,2 0,5 0,1
03 1972 398,0 2,7 8,4 0,2 7,1 0,1 6,4 0,1 0,4 0,2 -0,7 0,2 -0,3 0,1
04 1972 381,2 3,2 10,1 0,3 5,7 0,1 5,1 0,1 03 0,1 -1,0 0,2 -0,2 0,1
05 1972 410,1 3,0 7,6 0,3 6,2 0,1 5,4 0,1 -0,1 0,1 0,2 0,2 0,4 0,1
06 1972 389,1 3,1 8,2 0,3 6,3 0,1 5,5 0,1 0,1 0,1 0,2 0,2 -0,6 0,1
07 1972 350,8 5,3 9,2 0,3 6,0 0,1 5,3 0,1 -0,1 0,1 -0,1 0,2 -0,3 ОД
08 1972 360,0 - 10,0 - 6,7 0,2 5,7 0,2 -0,6 0,2 0,2 0,2 0,7 0,2
09 1972 370,0 - 11,0 - 6,5 0,1 5,8 0,1 -1,2 0,2 1,6 0.2 0,1 0,1
10 1972 388,0 4,4 12,1 0,4 6,5 0,1 5,7 0,1 0,2 0,1 0,5 0,2 0,1 0,1
11 1972 418,4 3,7 10,5 0,3 6,5 0,1 5,7 0,1 0,2 0,1 0,5 0,2 0,3 0,1
12 1972 370,4 3,3 15,0 0,6 6,6 0,1 5,7 0,1 0,9 0,2 -1,1 0,1 0,5 0,1
01 1973 488,4 4,5 8,6 0,3 63 0,1 5,6 0,1 0,6 0,2 -0.6 0,1 0,2 0,1
02 1973 510,8 5,2 8,5 0,2 6,6 0,1 5,6 0,1 1,3 0,2 -0,7 0,1 0,1 0,1
03 1973 527,4 5,3 8,7 0,4 6,3 0,1 5,4 0,1 0,8 0,1 0 0,1 0,1 0,1
121
Таблица 5.1 (продолжение)
1 2 3 4 5 6 7 8
04 1973 566,9±5,2 7,9 ±0,3 8,0 ±0,2 7,0±0,2 1,1 ±0,2 0,8 ±0,2 0 ± 0,2
05 1973 525,1 5,2 6,5 0,2 6,4 0,1 5,7 0,1 -0,4 0,2 0,5 0,2 0,2 0,1
06 1973 527,5 5,2 7,9 0,3 6,8 0,1 5,8 0,1 -0,6 1,2 1,2 0,2 0,2 ОД
07 1973 483,4 4,7 8,6 0,3 5,8 0,1 4,9 0,1 -03 0,2 0,2 0,1 -0,2 0,1
08 1973 424,4 5,0 10,0 0,3 5,3 0,1 4,7 0,1 -0,2 0,2 03 0,1 0,1 0,1
09 1973 415,3 4,2 10,8 0,3 6,2 0,1 5,5 0,1 -0,9 0,2 0,6 0,2 -0,1 ОД
10 1973 462,5 5,6 9,7 0,3 6,0 0,1 5,1 0,1 -1,7 0,2 0,9 0,2 -0,5 ОД
11 1973 430,2 3,3 10,5 0,3 5,9 0,1 5,1 0,1 -0,1 0,1 0,3 ОД -0,2 ОД
12 1973 440,9 4,0 10,4 0,3 6,1 0,1 5,3 0,1 0,7 0,2 -0,1 0,1 -0,2 ОД
01 1974 513,5 4,2 7,9 0,3 5,9 0,1 5,0 0,1 1,2 0,1 -0,7 0,1 0,2 ОД
02 1974 499,3 4,9 8,0 0,2 5,9 0,1 5,0 0,1 1,5 0,1 -0,6 0,1 ОД ОД
03 1974 537,4 4,1 6,8 0,2 63 0,1 5,4 0,1 0,8 0,1 -0,8 0,1 ОД ОД
04 1974 521,1 3,9 7,6 0,2 6,1 0,1 5,3 0,1 0,9 0,2 -0,4 0,1 -0,1 ОД
05 1974 520,9 3,8 7,0 0,2 7,3 0,1 6,3 0,1 0,8 0,2 -0,4 0,2 0,2 ОД
06 1974 551,8 5,3 6,8 0,2 6,5 0,1 5,5 0,1 1,2 0,1 -0,6 0,2 -0,2 ОД
07 1974 542,5 4,6 7,3 0,2 7,2 0,1 6,2 0,1 1,0 0,2 0 0,2 -0,4 ОД
08 1974 515,7 5,0 8,5 0,2 6,8 0,1 5,9 0,1 0,8 0,2 -1,2 0,2 -0,6 ОД
09 1974 531,9 4,6 9,7 0,3 6,6 0,1 5,6 0,1 0,3 0,2 0,3 0,2 0,6 ОД
10 1974 541,8 4,0 8,1 0,3 7,2 0,1 6,1 0,1 0,9 0,2 -0,4 0,2 0,1 ОД
И 1974 517,4 5,6 7,5 0,3 7,0 0,2 6,0 0,2 1,4 0,2 -0,4 0,2 0,2 0,2
12 1974 522,6 4,4 8,8 0,2 6,7 0,1 5,8 0,1 1,8 0,2 -0,8 0,2 0 ОД
01 1975 509,9 5,1 9,5 0,3 5,7 0,2 4,9 0,1 0,6 0,2 -0,3 0,2 -ОД ОД
02 1975 554,1 4,5 8,4 0,2 5,7 0,1 4,9 0,1 0,2 0,2 1,0 0,2 ОД ОД
03 1975 541,0 4,8 6,0 0,1 5,1 0,1 4,3 0,1 -0,7 0,1 0,4 0,1 -0,3 од
04 1975 500,8 5,0 8,2 0,2 5,6 0,1 4,6 0,1 -0,1 0,1 0,1 0,2 -од од
05 1975 475,6 4,3 9,1 0,3 5,9 0,1 5,1 0,1 0,3 0,2 0,1 0,2 -0,2 0,1
06 1975 480,6 4,8 8,6 0,3 4,7 0,1 4,1 0,1 -0,8 0,1 0,6 0,1 -0,2 ОД
07 1975 492,5 3,6 7,5 0,2 5,3 0,1 4,6 0,1 -0,9 0,1 0,3 ОД -0,2 ОД
08 1975 439,1 3,6 7,6 0,2 6,6 0,1 6,0 0,1 -1,1 0,2 0,7 0,2 0,6 ОД
09 1975 403,0 3,6 10,1 0,3 5,2 0,1 4,6 0,1 -1,1 0,1 1,1 од 03 0,1
10 1975 395,5 5,0 11,3 03 5,1 0,1 4,4 0,1 -0,3 0,1 0,3 0,2 -ОД ОД
11 1975 474,7 5,7 11,3 0,4 6,8 0,2 6,1 0,2 -0,5 0,3 1,0 0,2 0,4 0,2
12 1975 509,9 5,4 7,1 0,2 6,3 0,1 5,4 0,1 -0,1 0,2 0 0,2 0,5 ОД
01 1976 462,8 5,0 10,9 0,3 7,1 0,2 6,2 0,2 0,4 0,2 -1Д 0,3 -0,2 0,2
02 1976 508,7 5,2 8,8 0,3 5,5 0,1 4,7 0,1 2,0 0,2 -1,4 0,1 0,3 ОД
03 1976 528,8 5,9 7,6 0,3 4,7 0,1 4,1 0,1 1,4 0,2 -0,4 0,1 0,4 ОД
04 1976 476,1 5,2 8,6 0,3 5,6 0,1 4,9 0,1 1,0 0,2 -0,6 0,2 0,1 ОД
05 1976 445,7 3,3 9,9 0,3 53 0,1 4,7 0,1 -0,5 0,2 0,9 ОД 0,2 ОД
06 1976 450,1 4,3 9,1 0,2 5,3 0,1 4,6 0,1 -0,9 0,2 0,8 0,1 0,3 0,1
07 1976 459,5 4.7 9,7 0,3 5,1 0,1 4,4 0,1 -1,9 0,1 1,7 0,1 0,3 0,1
08 1976 412,0 3,3 10,1 0,2 4,5 0,1 4,0 0,1 -1,2 0,1 1,1 ОД 0,2 ОД
09 1976 433,3 3,3 10,5 0,3 5,6 0,1 5,1 0,1 -1,6 0,2 1,5 ОД ОД ОД
10 1976 401,7 3,5 11,6 0,3 5,4 0,1 4,7 0,1 -1,9 0,1 1,3 ОД 0,2 ОД
11 1976 400,3 3,5 9,8 0,2 5,5 0,1 5,0 0,1 -2,1 0,1 13 од ОД ОД
12 1976 410,8 2,2 12,2 0,3 5,5 0,1 4,9 0,1 -0,9 0,2 13 0,2 0,2 ОД
01 1977 408,2 2,6 11,4 0,2 6,3 0,1 5,7 0,1 1,1 0,2 -13 0,2 0 ОД
02 1977 433,7 3,3 103 03 5,8 0,1 5,0 0,1 2,4 0,1 -1,7 0,2 0,5 ОД
03 1977 404,1 3,4 12,0 0,3 5,7 0,1 5,0 0,1 1,0 0,2 -0,2 0,2 0,4 0,1
04 1977 446,4 3,4 9,4 0,2 5,6 0,1 4,9 0,1 0,8 0,2 0,2 0,2 оз од
05 1977 409,6 2,8 10,5 0,3 5,7 0,1 5,0 0,1 -0,2 0,2 1,6 0,2 -0,6 ОД
06 1977 423,3 2,8 8,9 0,2 6,1 0,1 5,5 0,1 -1,5 0,2 0,3 0,2 0,4 ОД
07 1977 446,3 3,6 10,0 0,5 5,2 0,1 4,5 0,1 -1,0 0,1 0,9 0,2 0 ОД
08 1977 467,1 4,2 9,4 0,3 5,6 0,1 4,9 0,1 -0,7 0,2 0,4 0,2 0 ОД
09 1977 416,7 3,6 11,7 0,3 6,4 0,1 5,7 0,1 -0,4 0,1 0,2 0,2 0,2 ОД
122
Таблица 5.1 (продолжение)
1 2 3 4 5 6 7 8
10 1977 392,3 ±2,3 12,2 ±0,3 5,7 ±0,1 5,2 ± 0,1 -0,4 ±0,2 0,7 ±0,2 0,1 ± 0,1
11 1977 380,4 5,2 10,9 0,5 7,0 0,2 6,3 0,2 -0,7 0,2 1,5 0,3 0,3 0,2
12 1977 374,6 - 13,3 - 5,8 - — — 0 - — — — —
01 1978 405,6 4,5 11,6 0,4 7,8 0,2 7Д 0,2 1,2 0,2 -0,2 0,3 0 0,2
02 1978 412,9 4,1 12,3 0,4 7,8 0,2 7,2 0,2 0,2 0,3 1,4 0,3 -0,2 0,2
03 1978 455,5 4,0 9,4 0,4 7,0 0,2 6,4 0,2 0 0,3 0,3 0,3 0 0,2
04 1978 489,9 3,1 7,4 0,2 7,2 0,2 6,4 0,2 1,7 0,2 -1,5 0,3 0,1 0,2
05 1978 455,3 5,5 9,0 0,3 7,5 0,2 6,7 0,2 1,4 0,2 -1,8 0,3 0 0,2
06 1978 458,9 4,0 9,4 0,5 7,1 0,2 6,4 0,2 -0,3 0,2 -0,9 0,2 0 0,2
07 1978 391,4 2,4 9,4 0,3 6,5 0,1 6,0 0,1 -1,3 0,2 0,2 0,2 0,7 0,2
08 1978 397,9 3,0 10,5 0,3 6,3 0,1 5,7 0,1 -0,1 0,2 0,3 0,2 -0,4 0,1
09 1978 431,7 43 9,1 0,2 6,7 0,1 6,1 0,1 -0,7 0,1 0,6 0,2 0,3 0,1
10 1978 401,1 1,9 9,3 0,3 6,5 0,1 5,9 0,1 -0,5 0,1 1,2 0,2 -0,2 0,1
11 1978 438,5 3,4 8,8 0,2 7,0 0,1 6,4 0,1 -1,1 0,1 1,0 0,2 -0,2 0,1
12 1978 438,2 4,2 9,9 0,3 7,5 0,1 6,8 0,1 0,4 0,2 -0,5 0,2 0,2 0,1
01 1979 449,9 2,4 7,3 0,1 7,5 0,1 6,7 0,1 -0,4 0,1 -0,8 0.2 -0,4 0,1
02 1979 424,1 3,1 7,8 0,2 8,2 0,1 7,6 0,1 0,7 0,2 0,4 0,2 0,1 0,2
03 1979 424,5 2,6 8,0 0,2 8,1 0,1 7,3 0,1 0,8 0,2 -1,1 0,2 -0,1 0,1
04 1979 503,1 3,2 6,5 0,2 8,7 0,2 7,9 0,2 0,8 0,2 -1,1 0,2 0,5 0,2
05 1979 451,2 3,0 6,6 0,1 7,5 0,1 6,7 0,1 0,9 0,2 0,2 0,2 ОД 0,1
06 1979 408,5 3,7 8,2 0,2 7,4 0,2 6,8 0,2 1,3 0,2 -1,4 0,2 -0,4 0,1
07 1979 402,9 2,7 10,4 0,4 7,1 0,1 6,5 0,2 0,4 0,2 -0.4 0,2 -0,2 0,1
08 1979 439,3 2,5 8,3 0,3 7,1 0,1 6,4 0,1 -1,0 0,2 -0,5 0,2 -0,2 0,1
09 1979 386,4 2,0 9,4 0,2 7,5 0,1 6,8 0,1 -0,9 0,1 1,7 0,2 0,6 0,1
10 1979 367,5 1,9 8,7 0,2 6,9 0,1 6,3 0,1 -0,7 0,1 1,5 0,2 0,1 0,1
11 1979 363,9 2,1 8,9 0,3 7,8 0,1 7,3 0,1 -0,9 0,1 2,2 0,2 0,5 0,2
12 1979 376,3 2,0 8,6 0,2 6,6 0,1 6,0 0,1 -0,8 0,1 1,9 0,2 -0,5 0,1
01 1980 419,4 3,2 6,9 0,2 7,2 0,1 6,6 0,1 -0,6 0,1 0,6 0,2 0,1 0,1
02 1980 383,3 2,8 7,5 0,2 7,1 0,1 6,6 0,1 -0,6 0,1 1.2 0,2 -0,3 0,2
03 1980 344,3 1,7 8,5 0,2 6,0 0,1 5,5 0,1 -0,7 0,1 1,5 0,1 -0,1 0,1
04 1980 402,6 3,2 8,0 0,2 6,0 0,1 5,4 0,1 -0,6 0,1 0,5 0,1 0,2 0,1
05 1980 370,9 3,1 9,6 0,2 6,6 0,1 6,1 0,1 0,6 0,1 0,5 0,2 0,6 0,1
06 1980 398,7 3,6 8,3 0,3 6,8 0,1 6,2 0,1 -0,1 0,1 -0,5 0,2 0 0,1
07 1980 383,5 2,7 7,9 0,2 6,5 0,1 5,8 0,1 0 0.1 -0,5 0,2 0 0,1
08 1980 354,7 1,5 10,5 0,2 6,5 0,1 6,0 0,1 1,0 0,1 -1,0 0,2 -0,1 0,1
09 1980 344,0 1,4 11,3 0,2 6,4 0,1 6,0 0,1 1,0 0,1 -0,7 0,2 -0,5 0,1
10 1980 427,3 3,5 9,4 0,3 7,4 0,1 6,7 0,1 0,7 0,2 -0,1 0,2 0,1 0,1
И 1980 453,5 2,6 8,3 0,2 7,6 0,1 6,9 0,1 0,8 0,2 -0,6 0,2 0,4 0,1
12 1980 427,9 2,9 10,0 0,3 8,7 0,2 8,1 0,2 -1,0 0,2 1,0 0,2 0,7 0,2
01 1981 402,9 1,6 7,3 0,2 7,3 0,1 6,5 0,1 0,5 0,2 -0,7 0,2 -0,4 0,1
02 1981 416,4 2,5 9,2 0,2 7,9 0,1 7,3 0,1 -0,4 0,2 0,1 0,2 0,3 0,2
03 1981 449,8 2,9 7,1 0,2 8,0 0,1 7,2 0,1 -0,5 0,2 0,8 0,2 -0,1 0,2
04 1981 506,8 4,3 7,6 0,3 7,9 0.1 7,1 0,1 0,3 0,2 0,2 0,2 -0,4 0,2
05 1981 441,7 4,2 8,1 0,2 7,8 0,1 7,0 0,1 -0,6 0,2 0,9 0,2 -0,5 0,1
06 1981 400,2 1,8 9,0 0,3 7,5 0,1 6,8 0,1 -1,5 0,1 1,6 0,2 0,5 0,1
07 1981 436,9 3,1 8,9 0,2 7,5 0,2 6,7 0,1 -0,6 0,2 -0,1 0,2 -0,3 0,2
08 1981 443,7 2,8 8,6 0,3 7,9 0,1 7,2 0,1 -1,1 0,2 0,7 0,2 0,2 0,1
09 1981 372,3 1,8 12,7 0,4 7,7 0,1 7,1 0,1 0 0,2 -0,4 0,2 0,1 0,1
10 1981 465,5 3,1 9,1 0,2 8,7 0,1 7,9 0,1 0,5 0,2 -0,8 0,2 0,2 0,2
11 1981 418,5 3,3 9,9 0,3 8,3 0,1 7,6 0,1 0,6 0,2 0,2 0,2 0 0,2
12 1981 376,8 2,5 11,6 0,2 7,3 0,1 6,6 0,1 -0,8 0,1 0,7 0,2 -0,3 0,1
01 1982 424,4 3,3 11,8 0,3 7,4 0,1 6,7 0,1 -1,6 0,1 1,1 0,2 0,1 0,1
02 1982 496,8 4,4 11,2 0,3 9,9 0,2 9,0 0,2 -1,1 0,2 -0,7 0,2 -1,3 0,2
03 1982 429.3 4,0 11,5 0,4 8,3 0,2 7,6 0,2 -0,1 0,2 0,2 0,2 -0,4 0,2
123
Таблица 5.1 (окончание)
1 2 3 4 5 6 7 8
04 1982 471,3 ± 3,2 8,9 ±0,2 8,7 ±0,1 7,9±0,1 -0,6 ±0,2 0,2 ±0,2 -0,4 ±0,1
05 1982 486,1 4,9 9,4 0,2 7,3 0,1 6,4 0,1 -0,2 0,2 1,1 0,2 0,1 0,1
06 1982 463,7 3,8 11,9 0,3 9,1 0,1 8,3 0,1 -0,5 0,2 03 0,2 -0,7 0,2
07 1982 509,4 4,0 10,1 оз 9,8 0,2 8,8 0,1 -0,4 0,3 -03 0,2 0 0,2
08 1982 470,1 2,9 10,4 0,2 9,0 0,2 7,9 0,2 -0,9 0,3 0,6 0,3 0,1 0,2
09 1982 503,8 5,0 15,0 0,4 9,8 0,3 8,8 0,3 1,8 0,3 0,1 0,5 0,6 0,4
10 1982 436,7 4,3 13,4 0,3 8,2 0,2 7,3 0,2 -0,2 0,3 0,2 0,3 -0,5 0,2
11 1982 527,6 5,8 15,2 0,8 8,4 0,2 7,5 0,2 0,5 0,2 0 0,2 0,2 0,2
12 1982 524,8 5,9 19,0 1,1 10,3 0,2 9,4 0,2 0,6 0,2 -0,1 0,3 -0,2 0*3
01 1983 491,0 5,4 15,2 0,6 7,9 0,1 7,1 0,1 -1,3 0,3 1,7 0,3 0,1 ОД
02 1983 486,3 8,0 14,3 1,4 7,2 0,2 6,4 0,2 1,0 0,4 -0,7 0,4 -0,6 0,2
03 1983 489,3 6,1 8,8 0,4 7,7 0,2 6,8 0,2 1,6 0,3 -0,7 0,3 -0,2 0,2
04 1983 527,9 7,3 9,6 0,6 7,6 0,2 6,6 0,2 1,0 0,3 -0,9 0,2 -0,2 0,2
05 1983 526,3 5,3 9,0 0,4 9,1 0,2 7,9 0,2 -0,5 0,3 1,6 0,3 0,6 0,2
06 1983 450,7 4,0 8,1 0,3 8,2 0,1 7,5 0,1 -2,5 0,3 2,6 0,3 0,2 0,2
07 1983 444,1 3,0 10,6 0,5 7,6 0,3 6,9 0,3 -0,4 0,3 -0,6 0,4 0,2 0,3
08 1983 450,5 4,7 9,5 0,6 6,2 0,1 5,5 0,1 1,1 0,7 0,2 0,4 0,2 0,1
09 1983 473,2 6,1 7,5 0,3 7,5 0,2 6,5 0,2 1,9 0,2 -1,8 0,2 0,1 0,2
10 1983 454,9 3,6 11,2 0,4 8,2 0,2 7,2 0,2 -0,3 0,3 1,0 0,3 03 0,2
И 1983 501,3 5,7 10,8 0,3 7,4 0,1 6,3 0,1 0,7 0,2 -0,1 0,2 0,1 0,1
12 1983 449,9 4,3 11,3 0,4 7,6 0,1 6,7 0,1 1,0 0,2 -0,1 0,2 0,1 0,1
01 1984 447,7 5,6 11,1 0,4 7,5 0,1 6,7 0,1 -0,7 0,3 -0,6 0,3 -0,1 0,2
02 1984 447,1 5,1 8,8 0,3 8,2 0,2 7,5 0,2 -0,7 0,3 -1,4 0,4 0,6 0,2
03 1984 507,0 6,0 7,0 0,3 7,6 0,1 6,8 0,1 0,2 0,3 0,3 0,2 0,2 0,2
04 1984 547,4 10,8 4,7 0,2 8,4 0,4 7,4 0,4 2,2 0,6 -2,5 0,4 -0,7 0,4
05 1984 462,5 5,4 11,6 0,4 8,3 0,1 7,4 0,1 1,3 0,3 0 0,3 0,2 0,2
06 1984 476,2 6,2 10,0 0,5 8,4 0,2 7,6 0,2 -0,9 0,3 0,4 0,3 -0,2 0,2
07 1984 444,9 3,7 7,7 0,3 7,1 0,1 6,2 0,1 0,2 0,3 0 0.3 0 03
08 1984 485,3 5,2 83 0,4 7,0 0,1 6,0 0,1 -0,8 0,2 0,8 0,2 0 0,1
09 1984 575,4 10,7 7,0 0,4 8,7 0,3 7,7 0,3 0,5 0,5 -1,1 0,4 03 0,2
10 1984 450,0 7,9 13,1 0,6 7,4 0,2 6,6 0,2 1,7 0,3 -1 1 0,3 0,1 0,2
И 1984 503,1 7,2 15,2 1,4 10,8 0,6 9,6 0,6 1,7 0,7 -0,5 0,7 2,1 0,6
12 1984 548,5 12,5 9,6 1,0 6,6 0,3 5,6 0,3 -0,9 0,4 0,2 0,3 -0,3 0,2
01 1985 492,1 9,3 10,1 0,5 7,1 0,3 6,4 0,3 -1,3 0,3 -1,3 0,4 0,4 0,2
02 1985 497,7 9,8 8,4 0,4 6,0 0,1 5,4 0,1 -1,0 0,3 -0,1 0,3 0,2 0,1
03 1985 451,8 7,6 12,1 0,4 5,7 0,1 5,0 0,1 -1,0 0,2 0,8 0,2 1,1 0,1
04 1985 480,1 8,8 10,3 0,5 6,6 0 Примечание. Значения параметров без а - 2,7 0 - результат 1,5 0 23 0 линейной интерполяиии. 0,2 0
соединения силовых линий ММП и магнитосферы, а отражают другие стороны динамики
Солнца.
Проверка независимости каждого из параметров проведена методом коррелограмм.
Она позволила заключить:
а) существует некоторая вероятность корреляции между величинами V и п после
1972 г.:
б) отсутствует корреляция V с | В |, однако возможна для V с Вх \
в) вариации | В | и В практически тождественны и отличаются лишь небольшим из-
менением масштаба (| В | = 1,1 В);
г) вариации | В |, В не согласованы с вариациями Вх;
д) вариации Вх и Ву ведут себя согласованно, однако разброс их величин пример-
но равен амплитуде самих вариаций.
124
Рис. 5.1. Спектры основных параметров МЛВ (СВ, ММП) поданным [174] (сплошные кривые) и по
данным [175] (штриховые кривые)
Горизонтальная штриховая линия — спектр ст
В результате проделанной подготовки исходных данных сделан вывод, что в качестве
параметров описания основных свойств СВ и ММП для дальнейших анализов достаточ-
но оставить только четыре: V, п, |В|, Вх, которые в дальнейшем будут называться
основными параметрами.
Прямое преобразование Фурье основных параметров СВ и ММП На рис. 5.1 при-
ведены спектры Фурье основных параметров для двух интервалов, а также спектр а
(горизонтальные штриховые линии). Из сравнения двух кривых каждого из основ-
ных параметров можно заключить, что введенные исправления и удлинения рядов
привели к некоторому изменению спектров. Эти изменения больше на низких часто-
тах, где повысилась детализация спектральных максимумов. На со > 0,2 рад/мес струк-
тура спектра практически не изменилась. Как можно видеть из исходных данных и
будет показано ниже, детализация в спектрах на низких частотах, в частности в спек-
тре К, произошла не только за счет простого удлинения ряда и его исправления, а в
большей мере за счет появления только в начале 70-х годов вариации с Т « 11 год,
тогда как ранее ее амплитуда практически была близка к нулю. Свои особенности
имеют и вариации п. Такие изменения К, п свидетельствуют о нестационарное™ во
времени этих параметров. В этом плане изменения | В |, Вх более стабильны, о чем
свидетельствуют и их спектры (особенно Вх).
Оценки о использованы для выбора в спектрах для последующего анализа только
тех полос частот, спектральные амплитуды которых превышают о и которые признаны
значимыми.
Наиболее богат значимыми гармониками спектр МЛВ (К) . Здесь в отдельные полосы
выделяются квази двухлетние (КДВ) (Д со = 0,30,45 рад/мес) и 11-летние (со< 0,3 рад/
/мес) вариации. При этом полоса спектра, соответствующая последним, по-видимому,
содержит значимые вариации не только на Т « 11 год, но и на более коротких (Т =
125
= 6 год), которые из-за малости исходного базиса разложения и преобладания по энер-
гии максимума на Т = 11 год не имеют достаточно хорошего разрешения. Дополни-
тельно в спектре МЛВ(И) с той же надежностью, что и КДВ, выделяются и вариации
с Г = 1 год, вообще-то выходящие за границы исследуемого нами диапазона вариаций,
но свойства которых весьма интересны для ряда геофизических задач. Более коротко-
периодные вариации спектра V имеют амплитуду практически на уровне о.
Спектры МЛВ(л, |В| ) довольно схожи между собой. У них вся энергия в основном
сосредоточена только на низких частотах (со < 0,2 рад/мес), хотя имеются и менее
выраженные, несколько превышающие уровень 2а максимумы в области годовых
и квазидвухлетних изменений. Максимумы спектров п, |В| в области низких частот
смещены на Т > 11 год, что лучше видно по спектру более продолжительного ряда.
По-видимому, именно эти различия и определили отсутствие корреляции кривых V
с |2?|, а также плохую связь Ven.
Спектр МЛВ(2?Х) принципиально отличается от предыдущих полным отсутствием
низкочастотной части (в пределах а). Однако в нем выделяется группа частот, соот-
ветствующая годовым и квазидвухлетним вариациям, в которой эти полосы Дсо хуже
расчленены, чем в спектре V.
Результаты анализов показали, что для исследований квазидвухлетних и годовых
вариаций СВ и ММП может быть использована только динамика скорости СВ, а для
анализа низких частот (со < 0,3 рад/мес) — соответствующие полосы частот кривых
Г, п, |В|.
Обратное фурье-преобразование отдельных полос спектра V. Структура спектра V,
где отсутствуют значимые перекрытия перечисленных полос До>, создает условия
для синтеза по отдельности каждой из полос частот и рассмотрения соответствующих
вариаций во временной области (рис. 5.2) .
Годовые вариации скорости СВ представляют собой квазигармоническое колеба-
ние с модуляцией амплитуды, полностью затухающей к середине 80-х годов. Харак-
терно, что в этих колебаниях внутри каждого года максимумы амплитуды приходятся
на моменты равноденствий, а минимумы — на моменты солнцестояний, т.е. К(1)
а (Г) sin (27ГZ + 9?), где = 0.
Квазидвухлетние вариации скорости СВ имеют характерное изменение в 1969—
1977 гг., типа биения. По времени прохождения биение не связано с какими-либо осо-
бенностями кривой И(1), что позволяет считать механизмы генерации V (1) и V (2)
различными. Из сопоставлений V (2) с V (11), числами Вольфа и да-индексом (при-
веденными ниже) следует, что, по-видимому, появление биений в V (2) никак не свя-
зано с разными фазами 11-летних циклов как И, так W и аа.
При анализе спектров отмечалось, что годовые и квазидвухлетние вариации с
малой амплитудой имеют место практически во всех основных параметрах СВ и ММП.
Однако из-за слабой расчлененности они не могут быть в этих спектрах разделены, а
выделены только в виде общей полосы. Поэтому проведен синтез К(1) + И (2) в виде
одной полосы, который на рис. 5.2 сопоставлен с синтезом соответствующей Дсо
спектра Вх. Из довольно хорошей корреляции в полосе усиления (где Вх > 0,5 нТл)
двух кривых следует, что в вариации Вх в этом диапазоне Дсо основной вклад дают
те же источники, которые формируют V (1) и V (2).
Синтез низкочастотной части кривой V на рис. 5.2 сопоставлен с кривыми W и аа.
причем аа-индекс сглажен интервалом 3 года. Выше отмечалось, что синтезирован-
ная кривая НЧ-части V имеет сложный частотный состав. Это находит отражение и в
различии формы кривой до 1970 г. и после него. Из сравнений К (И) с И7 и аа-индек-
сом можно заключить, что, как и следует ожидать, такое сложное изменение более
соответствует одновременному изменению примерно в фазе аа-индекса, чем W,
хотя относительная величина изменения в аа-индексе мала. Для выделения из низко-
частотной части кривой V вариаций с Т « 11 год требуется дополнительная фильтрация.
Вариации основных параметров СВ и ММП с Т > 5 год. По данным табл. 5.1 опре-
делены среднегодовые значения И, п, |В|, Вх (табл. 5.2), которые затем сглажены
126
/, км/с
7370 7373 7380
Рис. 5.2. МЛВ (К) в трех частотных диапазонах
Штрихпунктирная кривая — значения V после сглаживания скользящим интервалом 5 лет
скользящим интервалом 5 лет, и их а. Сглаженные кривые п, |/?| принципиально от-
личаются от соответствующей кривой V отсутствием значимых вариаций с Т = 11 год
(что отмечалось при анализе рис. 5.1), наличием более длиннопериодных изменений
с Т, значительно превышающим рассматриваемый интервал (~ 20 лет), отсутствующих
в кривой К. Такое различие низких частот кривых V с п, | В | позволяет сделать следую-
щие заключения.
1 .Из отсутствия в кривой 11-летней вариации, а в кривых компонент ММП
НЧ-части следует, что МЛВ (ММП) с Т< 11 год (если это только не обусловлено ка-
кими-либо неизвестными пока систематическими погрешностями составленных ката-
логов) не связаны с процессами вверху конвективной зоны Солнца, которые в значи-
тельной степени подчинены такому циклу.
2 . Источник появления значительной НЧ-вариации в п пока не ясен. В то же время
нельзя полностью исключить присутствия в НЧ-части кривой п вариации с Т = 11 год,
если предположить, что эта вариация при визуальном просмотре НЧ-части спектра
(в частотной и временной областях) затушевывается градиентом нарастания более
продолжительных изменений.
127
Т а б л и ц а 5.2. Среднегодовые значения основных параметров СВ и ММП и их среднеквадратич-
ные погрешности
Год К, км/с п, см**3 IB |,нТл Вх, нТл
1965 420 ± 7 —
1966 428 9 5,9 ± 0,3 — —
1967 425 10 5,9 0,4 6,4 ±0,2 0,4 ± 0,3
1968 471 5 4,7 0,4 6,1 0,2 0,6 0,2
1969 417 7 4,3 0,1 6,1 0,2 0,2 0,2
1970 422 8 5,5 0,3 6,4 0,1 0,0 0,1
1971 450 6 7,4 03 6,0 0,1 0,0 0,1
1972 392 8 9,8 0,6 6,4 0,1 0,4 0,1
1973 484 14 9,0 0,4 6,3 0,2 0,2 0,2
1974 526 4 7,8 0,2 6,6 0,1 0,3 0,3
1975 481 14 8,7 0,5 5,7 0,2 0,5 0,2
1976 449 12 9,9 0,4 5,4 0,2 0,0 0,3
1977 417 8 10,8 0,4 5,9 0,1 -0,5 0,4
1978 431 9 9,6 0,4 7,1 0,1 0,1 0,3
1979 417 12 8,2 0,3 7,5 0,2 0,0 0,2
1980 393 10 8,8 0,4 6,9 0,2 -0,5 0,1
1981 428 11 9,1 0,5 7,8 0,1 0,0 0,2
1982 479 10 12,3 0,8 8,8 0,3 -0,5 0,2
1983 479 9 10,5 0,7 7,7 0,2 0,1 0,4
1984 491 13 9,5 0,8 8,0 0,3 0,5 0,3
Сопоставление ВЧ-части сглаживания показывает, что в V и п на интервале 1972—
1977 гг. выделяется схожее колебание с Г ~ 6 год. Это колебание сохраняется в кри-
вой и до и после этого интервала. В кривой V вне этого интервала преобладают более
короткопериодные вариации (с Г^Згод). Вариации |В| с Т<5 год не коррелиро-
ваны с соответствующими вариациями V и и.
Таким образом, проведенные анализы среднегодовых значений V, п, |2?|, Вх дали
основание для следующего описания вариаций с 5 год на интервале 1965—1984 гг.:
а) 11-летняя вариация довольно надежно выделяется только в V, не исключено ее при-
сутствие и в кривой л; однако она практически полностью отсутствует в МЛВ(ММП);
б) 6-летние вариации на всем интервале выделяются только в изменениях и, не исклю-
чена возможность их существования ив К, однако в МЛВ (ММП) они не наблюдаются.
По-видимому, дополнительным важным аргументом в пользу малого вклада в
МЛВ (ГА) вариаций амплитуды ММП является тот факт, что среднегодовые значе-
ния BZ9 как и других компонент, изменяются в пределах о.
Отсутствие 11- и 6-летних вариаций ММП соответствующим образом характеризует
источник их генерации, показывает, что он не связан (или очень мало связан) с конвек-
тивной зоной Солнца. В то же время наличие этих вариаций в V, п, по-видимому, сви-
детельствует о том, что корни СВ частично находятся в конвективной зоне Солнца.
Это обстоятельство должно соответствующим образом учитываться при построении
моделей СВ, как и то, что эти вариации СВ связаны больше с ГМ-, чем с П-типом актив-
ности, поскольку корреляция К(11) с аа-индексом более высокая, чем с кривой И4
Ряд геофизических следствий. Выше было показано, что МЛВ(ГА), наблюдаемые
на поверхности Земли, генерируются динамикой магнитосферных токовых систем DR
и DCF, которая, в свою очередь, есть отражение динамики СВ и ММП. В этом свете
полезно выяснить, как соотносятся выделенные вариации СВ и ММП с соответствую-
щими вариациями магнитного поля Земли и активности Солнца.
Годовые вариации геомагнитного поля TB(F) в средних и высоких широтах, как
известно, представляют собой простую волну в виде F b(t) cos 2я7/12. Модуляция
128
амплитуды этой волны b(t) год от года пока не исследована. Как следует из сравне-
ния такой модели с соответствующей синтезированной кривой на рис. 5.2, они отлича-
ются друг от друга по крайней мере сдвигом фазы на я/2. Отсюда видно, что в харак-
теристиках геомагнитного поля (и активности) годовая волна СВ не находит зри-
мого выражения. Можно предположить две возможности объяснения этого факта.
Первая основывается на предположении, что амплитуда TB(F), возбуждаемая СВ,
намного меньше амплитуды FB(F), возбуждаемой другими механизмами. Вторая
предполагает наличие некоторого механизма в магнитосфере Земли, осуществляющего
соответствующий сдвиг фазы.
Амплитуды годовых и квазидвухлетних вариаций в спектрах основных параметров
СВ и ММП примерно одинаковы (см. рис. 5.1). В [56] показано, что средняя амплитуда
КДВ(Х) на интервале с 50-х годов составляет ~ 1 нТл (рис. 5.3). Отсюда, а также из
отсутствия представлений о втором механизме можно заключить, что, по-видимому,
в вариациях геомагнитного поля (активности) должна наблюдаться соответствующая
вариация, но ее амплитуда меньше погрешности регистрации в обсерватории. Можно
ожидать, что такая форма годовой волны будет наблюдаться в космических лучах.
Однако не ясно пока, какие процессы на Солнце или в межпланетном пространстве
создают модуляцию амплитуды этой вариации.
На рис. 53 квазидвухлетние вариации V сопоставлены с соответствующими вариа-
циями, выделенными в X, индексах ГА и СА, в [56]. Из этих сравнений видно, что
в магнитосфере Земли, процессы в которой описываются индексами геомагнитной
активности, а также на поверхности Земли произошло некоторое искажение фор-
мы V (2). Такое искажение, вероятно, связано или с некоторой инертностью магнито-
сферы, или с малой амплитудой вариации в соответствующих кривых, близкой к шуму
получения исходных данных. Вариации аа(2), К (2), MX выделены из независимо
проведенных обработок записей магнитного поля Земли. Они имеют примерно одина-
ковую форму, частично (во второй половине сигнала) повторяющую К(2). Это, как
представляется, свидетельствует в пользу первого предположения о причинах искаже-
ний, а именно наличии некоторой инертности магнитосферы к вариациям с таким Т.
Различие прохождений V (2) и W(2), возможно, имеет другую природу.
Выше уже отмечалось, что наличие биений в кривой V (2) не связано с какой-либо
фазой 11-летнего цикла И/. Отсюда может быть сделано предположение, что механизм
генерации V (2), по-видимому, не связан с процессами в верхней части конвективной
зоны Солнца, что отмечалось выше в отношении аа (2).
При обсуждении рис. 5.1, 5.2 были высказаны соображения о трудности выделе-
ния в чистом виде К (11). Дополнительная попытка в этом направлении сделана при
сглаживании среднегодовых значений скользящим интервалом пять лет. Сглаженная
кривая V без нормировки на R(со) приведена на рис. 5.2. Сравнение синтезирован-
ной и сглаженной кривых показывает хорошее согласие между собой и с аа-индек-
сом. Относительно кривой W они проходят примерно в противофазе. Исходя из про-
веденных рассмотрений, можно заключить, что в МЛВ(К), по-видимому, действитель-
но существует вариация с Т « 11 год, которая по своим свойствам более соответ-
ствует ГА (11), чем СА(11). Такая ситуация дает независимые доказательства, во-пер-
вых, различий П- и ГМ-типов изменений, а во-вторых,обусловленности ГА (11) в основ-
ном соответствующими вариациями СВ.
Источники генерации выделенных вариаций СВ и ММП. В проведенном выше рас-
смотрении использованы данные по всем дням, всем часам, т.е. некоторые средние
характеристики СВ и ММП за месяц. В эти характеристики входят многолетние вариа-
ции как спокойного СВ, так и РКП. Для разделения вариаций разных потоков исполь-
зованы результаты работ [176, 177]. Согласно [176, табл. 2], в течение суток в каж-
дом году наиболее часто (более ~50%) встречается компонента СВ, связанная с ССВ,
в то время как РКП встречаются крайне редко. Это обстоятельство подтверждается
также данными табл. 5.1, 5.2, где значения V < 500 км/с. Отсюда следует,что средне-
129
Vf2), км/с
7470 /28ff
Рис. 5.3. Квазидвухлетние вариации скорости солнечного ветра и ряда гелиогеофизических парамет-
ров, рассмотренных в [57]
месячные значения параметров СВ, как и их изменения, относятся преимущественно
к динамике спокойного солнечного ветра.
Для анализа МЛВ (РКП) кривая общего числа случаев наблюдений в кавдом году
Z7VC сопоставлена с кривой часов с РКП по годам (Av), представленной в каталоге
[176]. Изменения этих кривых схожи между собой и представляют вариации, у кото-
рых Г ~ 2-^3 год с наложенным на них небольшим трендом. Для разделения тренда
и более высокочастотных вариаций произведено НЧ- и ВЧ-сглаживание кривой Zv
скользящим интервалом три года. Из анализа результатов такого сглаживания следует,
что в РКП наиболее значительные изменения ВЧ-части связаны со скачком в 1974 г.
В то же время на 1974 г. приходится наибольшее значение S7VC. Учитывая, что в другие
годы могла быть искусственно занижена пропусками в экспериментальных данных,
приходится заключить: совпадение изменений кривых Lv и YNC не позволяет пока при-
дать особенности РКП СВ в этом году какой-либо физической интерпретации. Что же ка-
сается кривой сглаженных значений, то, по-видимому, из-за малой длины ряда в ней так-
же не может быть выделено никаких вариаций. Таким образом» данные по высокоско-
ростным потокам не позволяют пока вынести заключений о существовании у них мно-
голетних вариаций, детализировать их природу.
Другая важная характеристика усиления ГА — это знак Bz. При осреднении бо-
лее геоэффективные значения южной Bzs и менее геоэффективные значения север-
ной Bzn компонент ММП взаимно компенсируются, что не совсем соответствует фи-
130
зике ГА. Как отмечалось выше (см. табл. 5.1), изменения амплитуды среднемесяч-
ных значении Bz происходят в среднем в полосе ± 0,3 нТл. Однако, согласно [177],
такие изменения, если их рассматривать отдельно для Bzs и Bzn, имеют величину
^2нТл. Из [177, рис. 10] следует, что линии Bz = ±2нТл являются некоторыми
средними уровнями для всего рассматриваемого интервала, относительно которого
происходят изменения с амплитудой ~0,ЗнТл. Такие изменения сравнимы с ампли-
тудой среднемесячных значений, не эффективны для усиления МЛВ(ГА). Это заклю-
чение еще раз подтверждает иную природу механизмов генерации МЛВ(СВ,ММП), а так-
же МЛВ(ГА), чем у источников более высокочастотных изменений (часы, сутки).
Обсуждение результатов. Анализы многолетних вариаций СВ и ММП позволили за-
ключить:
1. В диапазоне 1 < Т < 100 год в спектрах основных параметров СВ и ММП могут
быть выделены три независимые полосы частот: годовые, квазидвухлетние, более про-
должительные вариации.
2. Первые две полосы частот находят большую или меньшую степень отражения во
всех основных параметрах. Однако для их изучения наиболее пригодны данные по V.
Свойства К (1) и V (2) заметно отличаются между собой и от одновременных из-
менений V (11), W и аа-индекса. Это дает основание заключить о независимости меха-
низмов генерации V (2) и К(1), а также, что эти источники, по-видимому, находятся
вне верхней части конвективной зоны Солнца.
3. Третья полоса частот отсутствует в компонентах ММП и по-разному ведет себя в
каждом из параметров V, п, |Z?|. В кривых И, п возможно существование И-и
6-летних вариаций. В 12? | они отсутствуют. Отсутствие 11- и 6-летних вариаций в моду-
ле и компонентах ММП свидетельствует, по-видимому, что МЛВ(ММП) с 11 год
генерируются вне верхней части конвективной зоны Солнца.
4. На основании анализа данных [176, 177] следует заключить, что выделенные вариа-
ции (пункты 1—3) характеризуют в основном динамику спокойного СВ, а не высоко-
скоростных рекуррентных потоков. На интервале 1968—1977 гг. единственная значи-
мая особенность РКП связана с резким усилением числа потоков в 1974 г., что, однако,
коррелировано с резким увеличением числа наблюдений в этом году. Не информативна
пока и трбндовая составляющая изменения потоков.
5. Малые величины среднемесячных и особенно среднегодовых значений Bz, а также
других компонент ММП свидетельствуют о том, что природа генерации СВ и ММП гео-
магнитной активности в этом диапазоне Т иная, чем у более высоких частот (минуты—
сутки).
6. При генерации спокойным СВ в магнитосфере соответствующих вариаций воз-
можны частичные искажения последних.
По-видимому, для задачи поисков источников вариаций геомагнитного поля с
Т = 2-г И год наиболее важны выводы 4, 5, свидетельствующие, что основным источ-
ником таких вариаций является динамика спокойного солнечного ветра> связанная
преимущественно с изменениями его скорости. Однако об источниках этого ветра нет
пока единого мнения.
Современные исследования солнечно-земных связей в значительной мере подчинены
исследованию источников геомагнитной активности с Т < 2—3 сут. Здесь родилась
необходимость исследования корональных дыр и других элементов короны, получен
ряд других новых сведений о динамике плазмы и магнитных полей Солнца. Как показы-
вают приведенные результаты, другим путем таких исследований должно стать изуче-
ние и создание моделей процессов, формирующих спокойный СВ или потоки из коро-
нальных дыр с низкими скоростями. Представляется, что развитие этого направления
исследований не менее важно для солнечно-земной физики, чем первого.
131
5.2.НЕКОТОРЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
В АСТРО- И ГЕОФИЗИЧЕСКИХ ПРОЦЕССАХ
Квазидвухлетние вариации. Наиболее известны КДВ в метеорологических процессах.
Они надежно выделяются в изменениях скорости зональной компоненты ветров, тем-
пературы, общего содержания озона и других параметров экваториальной стратосферы.
Согласно [178], в тропических широтах амплитуда КДВ достигает максимума на высоте
~25—30 км (стратонуль) и быстро затухает вверх (на высоте ~60 км она практически
равна нулю) и вниз от этой высоты, откуда она распространяется в виде бегущей волны
со скоростью фазы ~ 1 км/мес. К полюсам высота максимума амплитуды зональной
компоненты ветров растет. В обзоре [179] показано, что КДВ имеют 20-^34 мес,
их амплитуда и фаза мало зависят от долготы, быстро уменьшаются к высоким широ-
там. Г.Тукер [180] пришел к заключению, что период зональной компоненты ветра в
стратосфере экватора с увеличением широты может уменьшаться на 30%.
Для объяснения КДВ метеополей существуют две группы гипотез: 1) генерация обу-
словлена воздействием на эти поля солнечной активности; 2) генерация обусловлена
только процессами в атмосфере Земли.
К первой группе могут быть отнесены работы [181, 182] и др. Л.С.Минюшина отме-
тила, что в максимуме цикла 19 чисел Вольфа продолжительность КДВ составляла
~~ 20 мес, тогда как в последующем минимуме возросла до ~~ 34 мес, а в 1976 г.
составляла ~30 мес [183]. Возможность изменения периода КДВ в противофазе к из-
менению солнечной активности отмечена и в [184]. Однако Н.И. Яковлева в своем
обзоре высказывает мнение, что малая амплитуда КДВ по If и Кр, близкая к погреш-
ности их определения, не может быть достаточно эффективной для возбуждения метео-
полей. Более того, ветры в ионосфере сами могут частично влиять на геомагнитную,
активность и полярные сияния в высоких широтах, поскольку интенсивность воз-
мущений магнитного поля в какой-то мере зависит от циркуляционного режима атмо-
сферы, особенно в нижних слоях ионосферы [185].
В [186] появление КДВ зональных ветров, температуры и озона в виде отдельных
серий связывается с изменением солнечной радиации (УФ-излучение), обусловленным
изменением состояния загрязненности атмосферы Земли, и в частности вулканической
пылью. Однако оценка энергетического бюджета механизма влияния солнечной радиа-
ции показывает, что радиация не может быть прямой причиной КДВ метеорологических
процессов [187]. А.Д. Белмонт и др. провели анализы рядов радиоизлучения на длине
волны 10,7 см, которое хорошо коррелировано с УФ, по данным за 1947-1964 гг.
[188]. В результате они пришли к выводу о наличии в этих рядах вариации с 19 мес
и отсутствии 26-месячной периодичности.
Из перечисленных, а также других работ можно заключить, чю. возможно, КДВ
метеопроцессов и вызываются внешними источниками, но механизм такой генерации
пока неизвестен.
Ко второй группе относится в первую очередь одномерная модель динамики тропиче-
ской стратосферы Холтона-Линдзена, в которой показана возможность генерации КДВ
на высоте 17—37 км под воздействием ’’восточного” количества движения за счет сме-
шанных 1 равитационных волн Россби и ’'западного” количества движения от волн Кель-
вина [189]. Т. Дункертон [190] численными расчетами, содержащими в своей основе
модель Холтона-Линдзена, оценил вклад горизонтально распространяющихся волн
Россби в фазу ’’восточного” ускорения КДВ и заключил о возможности генерации КДВ
при воздействии этого ускорения. Гидродинамическая модель движения экваториаль-
ной стратосферы предложена В.С. Пурганским [191]. В модели получены условия устой-
чивости вариаций с Т = 26 мес в турбулентной атмосфере и некоторые результаты,
характеризующие направленность распространения этих колебаний от экваториальной
области, качественно совпадающие с экспериментальными данными. Для объяснения
изменения периода КДВ во времени Н.И.Павлов [192] рассматривает КДВ как резуль-
тат суперпозиции волн с периодами 12 и 6 мес (сезонные вариации), хорошо известных
132
по многим геофизическим процессам. При изменениях периода полугодовой волны в
пределах ± 1 мес период КДВ колеблется от 18 до 33 мес.
Полезно результаты этого очень краткого обзора об источниках и основных свой-
ствах КДВ в метеорологических процессах обсудить в свете данных, приведенных
в гл. 2.
Поскольку нам не удалось найти спектрально-временных анализов метеорологичес-
ких рядов, соответствующих по точности анализам гл. 2, можно лишь заключить, что
приводимые разными авторами данные о частотном составе КДВ внешнего и атмосфер-
ного источников довольно близки: и там и там средний период ~26 мес, а его измене-
ния во времени составляют ±10 мес. Такая близость частотного состава двух явлений
позволяет не только ставить вопрос о возможности воздействия извне на метеополя,
как это делают сторонники первой группы гипотез, но и позволяет предположить, что
такое воздействие, если оно есть, осуществляется динамикой магнитосферных токов
DR, DCF. Правильность такого заключения подтверждается результатами работ [193,
194], где выявлена корреляция процессов в термосфере с Dst-индексом геомагнитной
активности, характеризующим динамику токовых систем DR, DCF, а также слож-
ность взаимодействия термосферы, ионосферы и магнитосферы.
Магнитные поля, создаваемые DR, DCF, однородны по поверхности Земли. Распре-
деление в пространстве амплитуды КДВ метеополей имеет вид бегущей от экватора
волны и не соответствует полю диполя. Следовательно, если DR + DCF и возбуждают
КДВ метеопроцессов на высоте ~ 25—30 км, то только в узкой полосе экваториаль-
ного электроджета (или аврорального), откуда КДВ метеополей распространяются
на другие широты с изменением фазы и, возможно, периода. Отсюда следует, что
минимальные фазовые задержки атмосферных КДВ относительно магнитосферных и
корреляция этих процессов наиболее оптимальны в зоне генерации.
С выводом о двух источниках КДВ метеополей согласуются в какой-то мере анализы
КДВ космических лучей. В.П.Охлопков и др. показали, что в стратосфере КДВ косми-
ческих лучей проходят в одной фазе по всему земному шару, в нижней же атмосфере
наблюдаются сдвиги фаз КДВ с широтой [195, 196]. Как следует из наших выводов,
приведенных выше, первый тип КДВ КД согласуется по своим свойствам с КДВ1)7?,
DCF токов, второй — с КДВ метеопроцессов.
Таким образом, налицо два разных механизма генерации КДВ в окрестностях Земли.
Вопрос же о воздействии магнитосферного источника на атмосферный требует дальней-
ших исследований. По-видимому, такое воздействие, если оно есть, должно приводить
к генерации в метеополях и вариаций с Т « 4, 6 год. В этом свете кажется несколько
странным, что экспериментально в метеополях выделяется менее мощная КДВ, а не
более мощная квазичетырехлетняя вариация.
Рассмотрим еще одну сторону этой проблемы. Если согласиться с мнением, что источ-
ником КДВ метеополей являются КДВ DR и DCF, то, согласно приведенным выше
доказательствам, эти КДВ СВ обусловлены процессами в хромосфере и короне Солнца.
С другой стороны, авторы [197] предположили, что источником ультрафиолетовой
радиации Солнца, которая изменяется как Jf(2) и, возможно, обусловливает КДВ ме-
теополей, являются те же процессы, что приводят к генерации высокоскоростных пото-
ков нейтрино из ядра Солнца. Согласно [198, 199], возбуждение КДВ потоков может
быть обусловлено гравитационными колебаниями солнечного ядра, если оно находится
в состоянии адиабатического равновесия. Поскольку форма временных изменений
If (2) и аа(2) на длительных интервалах существенно различна, правильность того или
иного представления может быть проверена определением соответствующих корреля-
ций, что, по-видимому, крайне полезно сделать.
Возможность связи квазишестилетних вариаций продолжительности суток и магнит-
ного поля Земли. Источник генерации ЭР(6,11). Анализы ShF показали, что вариации
магнитного поля с Т = 6 год обусловлены динамикой магнитосферных токов DR и
DCF. Ранее (гл. 1) было высказано предположение об источнике ЭР(6) как процессе,
происходящем вне твердой Земли [48]. Из сравнения кривых ЭР(6) с ад (6), If (6)
133
мс/сут
.1 .1_L 1_L 1 _1 1 .1 I 1 1 1 1 1 1 11 11 I 1 11 I _1 11 I 1
/ООО /070 /000
Рис. 5.4. Квазишестилетние вариации скорости суточного вращения Земли (см. рис. 1.7, б) и геомаг-
нитной активности (см. рис. 2.10)
по среднегодовым значениям (рис. 5.4), можно заключить,что изменения ЭР(6) проис-
ходят согласованно с изменениями солнечной активности и DR + DCF, но в противо-
фазе к ним без всяких заметных запаздываний. Такая согласованность поведения кри-
вых свидетельствует, что усиление солнечной активности (W или да) на Г- 6 год при-
водит к торможению суточного вращения Земли.
Можно предположить два источника создания тормозящего вращательного момента.
Тормозящий момент создается наземными или приземными процессами, механизмы
которых рассмотрены, например, в [95, 96]. Однако имеющаяся корреляция ЭР(6) с
W(6), од (6) накладывает, по-видимому, значительное ограничение на эти механизмы,
поскольку отдает предпочтение только тем из них, динамика которых на Г - 6 год
согласуется с динамикой DR+DCF. ЭР (6) и F (6) при предположении возможности
такого источника торможения хотя и имеют в основе единую первопричину, но не свя-
заны между собой внутренней связью, являются отражением деятельности разных про-
явлений такого источника.
Другой источник торможения суточного вращения Земли — прямое воздействие
солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, которое им переносится, на
магнитосферу, а также динамика самих магнитосферных токовых систем в магнитном
поле ядра Земли. На обсуждении известных из литературы механизмов генерации тор-
мозящего момента Р вторым источником мы остановимся ниже (при анализе источни-
ков декадных вариаций Р). Здесь же следует отметить следующее. Не исключено (хотя
и не обязательно), что такое воздействие может приводить к нарушению электромагнит-
ного сцепления ядра с мантией, к генерации таких вариаций Р и F вблизи границы
ядро—мантия. Однако магнитная компонента вариаций F (6), проходя через проводя-
щую мантию, полностью затухает (на поверхности Земли ее амплитуда < 1 нТл), и в
экспериментальных данных присутствует только ShF, обусловленная внешними источ-
никами.
Как было показано в гл. 2, шестилетние вариации солнечной активности, как и
11-летние, по-видимому, генерируются в конвективной зоне Солнца, т.е. свойства
И - и 6-летних вариаций тесно связаны между собой. Это дает основание для предполо-
жения о возможности существования в ЭР 11-летнего цикла, соответствующего цик-
лу СА. Здесь надо, однако, иметь в виду, что поскольку определяющей при воздей-
ствии на Землю может быть 11-летняя вариация ГА, то из-за значительного затухания
ее амплитуды в циклах 20,21 (на которые и приходится основная часть анализируемого
ряда) ни во временных изменениях ЭР, ни в их спектре отклика на такую вариацию
может и не быть, или он очень мал по величине относительно амплитуды вариации с
Т ъ 6 год.
134
Попытки выделения ЭР(11) как по данным ЕТ за ~ 100 лет, так и по ряду IAT
известны в литературе [13, 45—47, 200]. Что касается первых (например, [47]),то
согласно анализам ЬР в гл. 4 видно, что полученные результаты, по-видимому, целиком
обусловлены погрешностью экспериментальных данных. Выделение же ЭР(11) из
ряда ЬР по атомной шкале времени [13, 45, 47, 200] малоубедительное первую оче-
редь из-за применения авторами преобразований со слишком широкой полосой про-
пускания, через которую проходят вариации с Г ~ 6 год и другие. Этот широкополос-
ный сигнал, где преобладает в какой-то мере ЭР(6), затем выдается авторами за
ЭР(11). К сожалению, мне не удалось найти в литературе ни одного достаточно убеди-
тельного примера выделения ЭР(11), хотя указания на их наличие имеются (гл. 1).
Из приведенного анализа следует, что представления о возможности воздействия
Солнца на суточное вращение Земли, существовавшие в литературе, хотя в основе
своей имели правильную предпосылку, но базировались пока на экспериментальном
материале, который не мог их подтвердить. Введение в рассмотрение 6-летней вариа-
ции ЬР, а также соответствующих вариаций солнечной активности позволяет поста-
вить этот вопрос на более прочную экспериментальную основу и искать механизмы
такого воздействия. Такие поиски должны строиться на понимании как механизмов
воздействия спокойного солнечного ветра на магнитосферу Земли, так и механизмов
создания внешними токовыми системами момента, тормозящего суточное вращение
Земли. Для решения этих двух проблем необходим синтез работы ученых совершенно
разных пока направлений, занимающихся изучением как внешних, так и внутренних
источников.
К проведенному обсуждению полезно добавить следующее замечание. Корреляция
ЭР(6) и дд(6) рассмотрена на интервале ~20 лет, что вообще-то мало для окончатель-
ного суждения об устойчивости связи ЭР(6) с аа(6), требует дальнейших подтверж-
дений.
53. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
В этой главе обсуждены результаты анализов додекадных вариаций рассматриваемых
полей с точки зрения механизмов их генерации. Из обсуждения можно сделать следую-
щие выводы.
1. Общие черты и различия многолетних вариаций солнечной и геомагнитной актив-
ностей с 11 год позволяют заключить.
МЛВ(ГА) с 11 год обусловлены различными источниками, находящимися на
разных глубинах Солнца: как в верхних слоях конвективной зоны, так и вне ее.
Наличие общих несущих частот у ГА (6, 11) и С А (6, 11) приводит к предположению
о генерации этих вариаций в зоне образования солнечных пятен. Однако различие их
свидетельствует о двух различных типах распространения (П и ГМ) этих частот
из области образования.
Существенное различие поведения аа (2—4) и W(2—4), а также аа (2) и аа (4) между
собой затрудняет установление места генерации соответствующих ДЦКВ(ГА). И по-
скольку это не верхняя часть конвективной зоны, то можно предположить, что это
место перехода от ядра к конвективной зоне или внешняя область короны Солнца.
Такие свойства источников МЛВ(ГА) с Т < 11 год позволяют существенно рас-
ширить возможности привлечения вариаций геомагнитного поля для изучения физики
Солнца, показывают необходимость использования для таких исследований вариаций
более широкого диапазона Г, чем это пока делается. Примером этому служит выявле-
ние более сложной природы М-области, чем это бытует в современных представлениях.
2. Анализы МЛВ(СВ, ММП) показали.
В цепочке Солнце—солнечный ветер—магнитосфера Земли непосредственным аген-
том, воздействующим на магнитосферу (и тем самым создающим МЛВ геомагнитного
поля) , является солнечный ветер с V — 350^450 км/с, хотя в вариации с Г = 2 -?
-г 4 год возможен некоторый вклад и рекуррентных высокоскоростных ’’открытых”
135
потоков. МЛВ(ММП) не оказывают заметного влияния на генерацию МЛВ(ГА), что
свидетельствует о существенном отличии механизмов генерации высокочастотной
и низкочастотной частей МЛВ ГА.
На интервале 1965—1984 гг. во всех основных параметрах СВ и ММП имеют место
годовые и квазидвухлетние вариации, по-видимому, обусловленные одними и теми же
источниками. Однако источники квазидвухлетних вариаций отличны от источников
годовых вариаций, и как те, так и другие расположены вне зоны генерации пятен.
Низкочастотная часть изменений скорости СВ на интервале 1965—1984 гг. более
коррелирована с изменением ГА, чем с изменением СА, т.е. относится к ГМ-типу актив-
ности Солнца и действительно служит звеном переноса от Солнца к Земле соответ-
ствующих изменений.
КДВ(ГА) искажены по отношению к КДВ(СВ), что обусловлено скорее механиз-
мом взаимодействия СВ с магнитосферой Земли, чем эффектом малости амплитуды
КДВ(ГА). Годовые вариации СВ сдвинуты по фазе относительно годовых вариаций
геомагнитного поля на я/2, имеют своеобразную модуляцию амплитуды, но, по-види-
мому, при существующей точности измерений в обсерваториях пока не находят отраже-
ния в их записях.
Близость частот КДВ внешних источников и КДВ процессов в тропосфере Земли
дает предпосылки для высказывания гипотезы о внешнем источнике генерации КДВ
в тропосфере. Однако различия пространственно-временных характеристик вариаций
внешнего источника и КДВ тропосферы, а также соотношений амплитуд в спектре
МЛВ внешнего источника на разных частотах заставляют высказать сомнение в досто-
верности этой гипотезы, считать, что источниками КДВ тропосферы являются собствен-
ные процессы.
Квазишестилетние вариации в изменениях скорости суточного вращения Земли
(гл. 1) на протяжении ~ 20 лет противофазны и синхронны с аа(6). Это дает новое осно-
вание для гипотезы о возможности воздействия динамики магнитосферных токовых
систем на процессы вблизи границы ядра с мантией, которая была высказана ранее на
базе менее обоснованного предположения о корреляции ВР(11) с If (11). По-видимому,
если такое воздействие и реально, то оно в этом диапазоне Т осуществляется ГМ-типом
активности Солнца.
Глава 6. СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ ВАРИАЦИЙ
РАССМАТРИВАЕМЫХ ПОЛЕЙ С 11 < 100 ГОД
6.1. НЕСТАЦИОНАРНОСТЬ 22-ЛЕТНЕГО ЦИКЛА ЧИСЕЛ ВОЛЬФА
И ЕЕ ВОЗМОЖНАЯ ИНТЕРПРЕТАЦИЯ
Проблема нестационарное™ бициклов If имеет два аспекта: 1) является ли эта не-
стационарность результатом более значительных погрешностей исходных данных
по W до 1850 г., чем в последующие годы; 2) в какой мере эти вариации отражают
динамику во времени циклов Д. Хейла, которая до сих пор отмечается чисто качест-
венно по фиксации моментов смены полярности магнитного поля Солнца.
В гл. 3 уже уделялось внимание решению первого аспекта, высказаны соображе-
ния в пользу представлений о том, что отсутствие бициклов W на интервале до 1850 г.
нельзя связать с возросшей на этом интервале погрешностью ряда If. Полезно еще раз
на них остановиться.
1. Среднеквадратичная погрешность среднегодового значения If < 2 на всем интер-
вале 1749-1982 гг.
2. Систематические ошибки в определении If‘возможны, но они более присущи вели-
чине If, а не продолжительности W(11). Поэтому наличие в спектре W в диапазоне Т «
136
« 20 год двух максимумов свидетельствует о сложном частотном составе Jf (22) и
может быть интерпретировано как различие частотного состава кривой W(22) на интер-
вале до и с цикла 10. Основным камнем преткновения попыток реконструкции бицик-
лов на интервале 1749—1860 гг. является наличие в кривой If (22) наряду с объеди-
нениями If (И) в пары (но с другими свойствами, чем у бициклов) триад lf(ll), что
и создает в спектре максимум с Г ~ 29 год.
3. Существует ряд косвенных указаний: а) модуляция амплитуды W(2—5) бицик-
лами начинается только после середины прошлого века (гл.1); б) независимо про-
являющаяся нестационарность Г1, Г2 = /(^тах) (гл- 3); в) хорошая корреляция ва-
риаций If (2) , If (4), If (6) с кривой W на всем интервале (гл. 2); г) результаты анали-
за If (22) по ряду Шове (гл. 3) и другие.
Там же, в гл. 3, высказаны соображения, почему анализы знакопеременного ряда If
для исследования W(22) менее репрезентативны, чем знакопостоянного.
Таким образом, перечисленные соображения создают базу для перехода к решению
второго аспекта. И здесь может быть высказана гипотеза, что поведение кривой W(22)
в полной или значительной мере отражает свойства цикла Д. Хейла, дает новую его
характеристику: изменение свойств во времени. При такой гипотезе следуют две воз-
можности интерпретации нестационарное™ бициклов W во времени: 1) цикл Хейла
стационарен, но на него накладывается некоторая дополнительная связь, которая при-
водит к его видимой нестационарное™; 2) цикл Хейла по своей природе нестационарен,
т.е. магнитное поле, ответственное за модуляцию амплитуды lf(ll), претерпевает во
времени изменения скачком от состояния неупорядоченной системы к упорядоченной
и обратно.
К сожалению, состояние современных экспериментальных данных не позволяет дать
однозначного ответа в пользу высказанной гипотезы. Единственным косвенным указа-
нием в ее пользу являются данные [85], показавшие уменьшение напряженности маг-
нитного поля Солнца от цикла 15 к циклу 18. Эта работа свидетельствует, что провер-
кой высказанной гипотезы должно быть выявление изменений напряженности общего
магнитного поля Солнца Яево времени: 1) уменьшение от цикла 10 к циклу 17, рез-
кий рост в циклы 18 и 19; 2) уменьшение в последующие циклы 20 и 21, а возможно,
и далее. По-видимому, со временем экспериментальные данные смогут дать ответ о
реальности такой гипотезы. Другие надежды на ее проверку связаны с теоретическими
исследованиями моделей генерации солнечной активности. Однако и здесь состояние
дел такое, что, несмотря на широкое применение 22-летнего цикла If при построении
динамо If (11), большинством исследователей основные свойства этого цикла не исполь-
зуются. Поэтому неудивительно, что морфологическая сторона проблемы до недавнего
времени не привлекала к себе пристального внимания.
Первая попытка использования дополнительной информации о If(22) связана, по-
видимому, с работами М.И.Пудовкина и Е.Е.Беневоленской [201], где авторы для
объяснения разных амплитуд четного и нечетного lf(ll), составляющих один бицикл
(пункт 3 правила Гневышева—Оля, который много раньше был сформулирован Г. Тер-
нером), ввели в модель Бэбкока—Лейтона первичное постоянное поле. Новые решения
уравнений динамо позволили сделать им следующие заключения об основных харак-
теристиках динамики If (11) :
1) в кривой lf(l 1) наряду с участками, где закон Д.Хейла соблюдается, существуют
участки его нарушения (авторы связывают их с такими событиями в активности Солн-
ца как, например, минимум Маундера);
2) существуют отдельные моменты неустойчивости lf(ll) по периоду и амплитуде;
3) на отдельных интервалах резко возрастает амплитуда НЧ-части спектра по сравне-
нию с амплитудой If (11).
Без особого труда можно заметить, что первые два вывода хорошо согласуются с
представлениями о нестационарное™ lf(22) и ti,t2 = f(Wmax) на ограниченном интер-
вале (гл. 3). Третий же вывод не наблюдается в ряду чисел Вольфа, что свидетельствует
о наличии условий, ограничивающих такой рост в зоне генерации солнечных пятен.
137
Основным регулятором динамики И'(П) в модели авторов [201] является амплиту-
да первичного постоянного магнитного поля. С ее ростом происходит нарушение зако-
номерности изменения солнечных циклов, а при уменьшении сбои циклов прекращают-
ся, но сохраняется разность амплитуд двух последующих IV(ll), зависящая от вели-
чины и знака первичного поля Bs.
Исходя из выводов [201], можно дать следующую интерпретацию кривой W(22), при-
веденной на рис. 3.12, 3.13. Первая, нестационарная часть кривой W(22) (циклы 0—9)
связана с первичным магнитным полем Солнца, имеющим величину выше некоторого
критического значения. Установление системы бициклов (с цикла 10) связано с умень-
шением величины первичного поля до критического значения, которое или остается не-
изменным последние сто лет, или, что, согласно [85], более вероятно, продолжало
уменьшаться к циклу 18. Из сравнения модельных расчетов по динамо с эксперимен-
тальными данными можно сделать также следующий вывод: первичное магнитное по-
стоянное поле Солнца, если оно существует, может резко изменять свою амплитуду, что
приводит к переходу W(22) из стабильного состояния (бициклы) к нестабильному и
наоборот. Такое скачкообразное изменение свойств магнитного поля Солнца явля-
ется также основой модели динамо СА, разрабатываемой АА.Рузмайкиным и
Н.И. Клиориным [202, 203].
Полезно отметить, что в рамках модели М.И.Пудовкина и др. не находят пока объяс-
нения ни затухание системы бициклов от первого к четвертому (к середине нашего
века), ни генерация нового скачка амплитуды у бицикла V, соответствующего 11-лет-
ним циклам 18—19. Для более полного объяснения этих и других особенностей кривых
W(20) на рис. 3.13, 3.15 в [83] предложена чисто качественная модель солнечной актив-
ности, построенная на радиотехническом аналоге.
Наиболее характерные черты процесса образования бициклов — резкое изменение
(’’взрыв”) обязательно в четный цикл, что, по-видимому, связано с направлением пер-
вичного магнитного поля Солнца, вблизи момента накопления системой определенной
энергии (максимум IV(90—100)) с последующим релаксационным затуханием. Эти
черты, как известно из радиотехники, соответствуют переходному процессу в резонанс-
ном контуре при действии на него импульса напряжения. Радиотехническая модель при-
роды JV(ll) предложена Л.И. Гудзенко и В.Е. Чертопрудом [204, 205]. В этой модели
релаксационного генератора учитывается рост магнитного поля отдельных ячеек по
мере всплывания пояса к фотосфере (каждый пояс соответствует одному 11-летнему
циклу). Магнитное поле выполняет здесь только функции ’’привязки” отдельных ячеек
к поясу.
Для объяснения поведения И/(22) на рис. 3.15, где они получены по ряду Д.Шове,
можно предложить концепцию, в которой свойства JV(ll), W(22) и IV(90—100) увязы-
ваются в одну общую схему: на переднем фронте (рост) 14^(90—100) магнитное поле
изменяется так, что приводит к повышению напряжения разряда ’’лампы” от одного
IV(ll) к последующему, ’’насыщению” в максимуме; в максимуме же и на заднем
фронте (спад) — к дополнительному включению и созданию автоколебательного режи-
ма бициклов, общему разряду системы почти до конца. Основой такой концепции явля-
ется 11-летний цикл и представления, высказанные при обсуждении рис. 3.15, что неста-
ционарность W(22) имеет определенный ход, существуя только на фазе спада И/(90—
100). Согласно схеме ветвь роста максимальной амплитуды IV(ll) имеет постепенный
накопительный эволюционный характер — это этап (согласно модели М.И.Пудовкина
и др.) надкритической величины постоянного магнитного поля. В максимуме IV(90-
100) в соответствующем поясе (или системе поясов) создаются условия, когда напря-
жение пробоя уже не может увеличиваться, источник энергии отключается и происходит
дальнейший сброс энергии системы за счет разряда ’’лампы”. На этот разряд накладыва-
ется знак полярности магнитного поля (по-видимому, первичного поля, величина кото-
рого становится меньше критической), который приводит к генерации затухающей
системы бициклов. Предложенной схеме мало соответствует поведение JV(22) на интер-
вале последних ~ 100 лет, где они постоянно присутствуют, попадая как на ветвь спада
138
предыдущего низкочастотного изменения, так и на ветвь нового, начавшегося в конце
прошлого — начале нашего веков. Для сохранения схемы в [83] предполагается воз-
можность появления новой серии ячеек тогда, когда деятельность старой еще не закон-
чена. В этом случае результаты их деятельности складываются и могут стать причиной
необычайно большого бицикла, как это имеет место для бицикла, состоящего из 18-,
19-го циклов W(11) .
В рамках схемы отсутствие W(22) в период Маундера объясняется недостатком
энергии срабатывания ’’лампы”, которой хватает лишь для генерации слабых W(ll).
Общность механизмов генерации W(ll) и W(90—100), как релаксационных генера-
торов с разными параметрами схемы (хотя, безусловно, у каждого из них есть и свои
особенности), послужило основанием назвать общую схему генерации динамики солнеч-
ной активности механизмом ’’двух матрешек”.
В предложенном радиотехническом аналоге СА, построенном на недостаточно надеж-
ном по точности экспериментальном материале (ряд Д.Шове), все вопросы решены
чисто качественно. В нем нет, в частности, объяснения появления, роста и инверсии маг-
нитного поля отдельной ячейки. Постулируется лишь, что оно появляется вместе с
поясом ячеек, является неотъемлемой частью ячеек и эволюционирует вместе с всплы-
ванием и растворением пояса. Обычно для объяснения разности знаков магнитного
поля двух соседних циклов предполагается механизм индукции: поле старого пояса
индуцирует в новом поясе поле противоположного знака. Однако наличие в ряду W(22)
триад циклов W(ll) показывает ограниченность такого предположения, необходимость
учета других механизмов изменения знака.
В заключение отметим, что попытка связать весь спектр временных изменений сол-
нечной активности в одну схему имеет чисто эскизный характер, пока не будут получе-
ны более надежные данные о вековых изменениях солнечной активности и возмож-
ности их связи с магнитным полем Солнца.
Из проведенного рассмотрения следует, что экспериментальные и теоретические
данные, характеризующие солнечную активность и магнитное поле Солнца сегодня,
не готовы еще для оценки реальности гипотезы соответствия W(22) циклам Д. Хейла.
Однако эта задача столь важна и интересна как для понимания динамики свойств маг-
нитного поля Солнца на больших интервалах, так и для построения динамо Солнца,
что можно надеяться на проявление к ней большего интереса со стороны соответствую-
щих специалистов.
До сих пор рассматривался только 22-летний цикл И4 Однако, как показали анализы
W(ll) и аа(11), в XX в. у этих вариаций наблюдается существенно разная модуляция
амплитуды. Привлечение дополнительно к анализу 6-летних вариаций привело к вы-
воду о двух типах носителей циклов (П и ГМ). В этом плане может быть так, что
22-летние циклы обоих носителей будут различаться. При обсуждении рис. 3.18 был
сделан вывод об общем подобии одновременных кривых W(22) и аа(22), хотя и
отмечены некоторые отличия. Однако, поскольку полученные на этом рисунке кри-
вые обоих индексов за счет процедуры их получения могут содержать погрешности
из-за включения в них частично соседних боковых полос частот, эти результаты
следует считать предварительными. Для решения вопроса идентичности И\22) и
аа(22) в будущем надо, во-первых, расширить длину ряда индексов геомагнитной
активности, а во-вторых, использовать более узкополосные преобразования для
выделения аа(22).
139
6 СВЯЗЬ ВРЕМЕННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
И СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ
В ДИАПАЗОНЕ 10 < Т< 100 ГОД С СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТЬЮ
В гл. 4 рассмотрены основные свойства декадных вариаций Р и F, генерируемых,
как сегодня предполагается, процессами, происходящими в земном ядре вблизи
границы ядро—мантия. Показано, что эти вариации проявляются на всем или на части
интервала одновременно в двух полях. Однако источники декадных вариаций зем-
ного ядра только начали серьезно изучаться. И, как это часто наблюдается в гео-
физике, уже существуют две разные точки зрения на природу таких вариаций.
Согласно одной ДКВ(Р) и AKB(F) имеют чисто внутриземное происхождение, обу-
словленное процессами в жидком ядре или вблизи границы ядро—мантия, не свя-
занное с внешним воздействием (т.е. рассматривают Землю в области границы ядра
как энергетически закрытую систему). Другие, не отрицая того, что источниками
ДКВ(Р) и JXKB(F) являются процессы внутри Земли, рассматривают область
вблизи границы ядра как систему, открытую внешнему воздействию, т.е. считают
причиной этих процессов взаимодействие Земли с корпускулярными потоками
Солнца.
Первая точка зрения до сих пор не имеет четкой формулировки, в литературе об-
суждаются лишь механизм крутильных колебаний, предложенный С.И. Брагинским
[102], а также общие представления В.П. Головкова о всплывании к границе отдель-
ного сгустка вещества [135]. Эта точка зрения основана в первую очередь на анали-
зах ДКВ геомагнитного поля.
Сторонники открытой системы для своих доказательств используют анализы ДКВ
солнечной активности, Р и F. Здесь привлекаются исследования корреляций исследуе-
мых полей и сделана попытка построения механизма такого воздействия.
Поскольку вторая точка зрения представляется более разработанной, остановимся
на анализе связанных с нею работ, которые включают исследования ДКВ каждого из
полей Р и F по отдельности, а также их совокупности.
Анализы связи ДКВ(77) и ДКВ(Р) с солнечной активностью. Как уже отмечалось
выше, первая попытка дать ответ о первопричине декадных вариаций геомагнитного
поля была сделана Г. Барта: ’’Важное значение имеет вопрос об источниках энергии
динамики ядра. Это явление <в основном имеются в виду вековые вариации геомаг-
нитного поля и F(60—70)> трудно объяснить за счет внутренней энергии, так как этот
вид энергии нельзя связать с периодическим характером векового изменения, с его
западным дрейфом и с планетарными особенностями, имеющими место на всей Земле”
[ 1294 с. 42] . Там же высказывается мнение, что ’’эксцентричное ядро Земли нестабили-
зировано в Солнечной системе, а потому подвержено действию приливных сил Солнца
и Луны, что приводит к западному дрейфу” [129, с. 44], а также генерации F(60—70).
Правомочность предположения о таком воздействии Г. Барта сопровождает расче-
том оценок энергии изменения скорости суточного вращения Земли с учетом и без
учета движения вещества в ядре [206]. Он приходит к выводу, что энергии процессов,
происходящих на поверхности Земли (метеорологические, океанографические), недо-
статочно для создания эксцентриситета ядра. Единственным источником движения
вещества в ядре могут быть приливные силы других планет.
В [129] Г. Барта выделены в ряде приэкваториальных обсерваторий вместо вариаций
с Т & 60-^70 год вариации с Т & 20 год, поэтому, по-видимому, предложенный им
механизм генерации возбуждения неустойчивой системы внешним воздействием рас-
пространен и на эти вариации F, Однако ряд исследователей связывают вариации F (20)
(как и F(10)) с модуляцией полей внешних токовых систем соответствующими цикла-
ми солнечной активности [40].
Значительная доля работ по данной тематике связана с исследованиями воздействия
Солнца на изменения скорости суточного вращения Земли.
Вероятно, М.С.Эйгенсон был первым, кто предположил корреляцию самой низко-
140
частотной части ДКВ(Р) с И/(90—100) [207]. Позднее Н.Н.Парийским показано, что
такая корреляция невозможна из-за значительно различающихся характерных времен
изменений двух кривых [158].
Примечательным свойством вариации дР(60—70), как это следует из гл. 4, является
ее нестационарное поведение во времени; появление (усиление) только после середины
прошлого века и последующее быстрое затухание. Отметим, что нестационарность ЬР
до XIX в. отмечена (но не доказана). У.Манком и Г.Макдональдом, которые в конце
главы ’’Вековые вариации” своей монографии заключают: ’’Характерно, что астрономи-
ческие наблюдения до 1800 г. не обнаруживают следов этих короткопериодных флук-
туаций (имеются в виду в первую очередь Р(60—70)>, и они действительно являются
загадочными” [95, с. 311].
Для сведения нестационарное™ ЭР(60—70) к квазигармоническому процессу
Ю.Д. Калинин и В.М. Киселев допустили, во-первых, что ЭР(60—70) — квазигармони-
ческий процесс на всем интервале, а во-вторых, что в изменениях W до ~ 1850 г. при-
сутствует квазигармоническая компонента с Т « 60 год, наличие которой приводит
к погашению ЭР(60), поскольку создаваемый ею внешний момент вращения противо-
положен по знаку моменту вращения внутри Земли, генерирующему Р(60) [13, 208].
После 1850 г. в связи с отсутствием у Солнца 1^(60—70) и появлением W(90—100)
гасящий момент Солнца не препятствует появлению ЭР(60-70). И следовательно, на
этом интервале она должна проходить без искажений.
По сути, эта гипотеза стала первой попыткой объяснения нестационарности ЭР (60—
70) (появления ЭР(60—70) только на интервале последних ~ 100 лет), связывающей
ее с деятельностью Солнца, предположившей воздействие Солнца на процессы в ядре
в этом диапазоне Т. Позднее Ю.Р. Ривин и С.И. Брагинский независимо показали, что
поведение ЭР(60—70) во времени существенно отличается от чисто гармонического
процесса, более соответствует переходному процессу в колебательном контуре (гл. 4),
что делает предложенную в [13, 208] схему малопригодной.
И все же то обстоятельство, что авторы [13,208] пытались каким-то образом объяс-
нить экспериментальный факт, который до сих пор не привлек должного внимания
других геофизиков, безусловно, полезно, но требует поиска других путей решения
этой проблемы. Важной и интересной стороной работы [13] является расчет вращатель-
ного момента, создаваемого произвольным внешним источником, в условии равно-
весия моментов на границе ядро-мантия.
Общее уравнение колебаний мантии записывается в виде
7 а = Mi - М2 + Ме cos соГ, (6.1)
м м
где /м — момент инерции мантии; — момент вращения, действующий на мантию
со стороны области вблизи экватора жидкого ядра; М2 — момент вращения, действую-
щий на мантию со стороны всей остальной части жидкого ядра; Ме — амплитуда момен-
та, создаваемого солнечной активностью, представляющая собой гармоническое коле-
бание; ам - угол поворота мантии относительно ядра.
Момент ускоряет движение мантии пропорционально максвелловским напряже-
ниям на границе ядро—мантия. Для боковой поверхности в виде цилиндра с высотой
Ас при h = 0, 5 • 106м
Му = 2яЛ2К(ам - ая) = К! (dM- ая). (6.2)
Момент Мг тормозит движение мантии пропорционально угловой скорости враще-
ния мантии ам относительно ядра.
Если коэффициент электромагнитного трения (сцепления) К2 не зависит от а?, то
М2 = К2ам, (63)
где
К2 = ом f S2pr2 sin2 6 dVM, (6.4)
и интегрирование производится для объемов Им, где электропроводность ом Ф 0.
Для вращения мантии и приэкваториальной области ядра записываются два урав-
нения :
= К, (ам - ая) - К2 ам + Ме cos wt, (6.5)
/я«я = К(ам- ая) - qa„, (6.6)
где
<7=2?*Яс|1+ ПИ 1 Д- (6-7)
L \OS/j=jRcJ
Подстановкой получаем
+ аая + Ьая + сая = КМе cos cot 11 м 1Я. (6.8)
Гармоническая часть решения (6.8) для скорости колебания ядра имеет вид
МеКсо sin (ая + <р)
/м/яй+^)0’5
Отсюда следует, что амплитуда ая существенно определяется электромеханическим
временем релаксации области вблизи экватора жидкого ядра и мантии соответственно.
Поскольку электромагнитное сцепление существенно повышается с привлечением
высокочастотных пространственных гармоник, а коэффициент индукционного экра-
нирования меньше единицы, возможно резонансное решение (6.9).
Для ряда конкретных параметров это уравнение имеет вид автоколебательного
режима
ая(Г) ~ Ciexp(-r/ri) + С2ехр(-г/т2) + A cos(atf + </?), (6.10)
где Ci и С2 постоянные, определяемые из начальных условий, а время вхождения систе-
мы с Т = 60 год в резонанс тх & 5 лет, в то время как время затухания этих колеба-
ний т2 800 лет. С учетом вязкого трения на границе ядра и омической диссипации т2
может быть меньше. Тем не менее оно ’’достаточно велико, чтобы свободные колебания
давали ощутимый вклад в изменения скорости суточного вращения Земли на протяже-
нии, скажем, 200 лет” [13, с. 64]. Отсюда же делается вывод, что соответствующие
вариации геомагнитного поля есть эффект вторичный по отношению к изменению ско-
рости суточного вращения Земли под воздействием Солнца.
Можно заметить, что поскольку режим, описанный уравнением (6.10), отражает
существование автоколебательной системы ядро—мантия, то при возбуждении этой
среды неквазигармоническим сигналом в ней возникнут только переходные процессы
с характерными временами, близкими к ее резонансным свойствам. Согласно С. Каку-
та, постоянная времени такого процесса т ~ 69 лет [209]. Эта оценка неплохо согласу-
ется с периодом кривой дР(60—70), что позволяет интерпретировать ЭР(60—70), а так-
же часть более высокочастотных гармоник переходным процессом автоколебательной
системы ядро—мантия. Возможно, другая часть высокочастотных гармоник ЪР и F
связана с магнитогидродинамическими колебаниями жидкого ядра, механизм которых
рассмотрен в [210,211].
В приведенном обсуждении Солнцу отведена роль компенсатора вращательного мо-
мента суточного вращения Земли на ограниченном интервале лет. Позднее Ю.Д. Калинин
и В.М. Киселев высказали предположение, что корпускулярное излучение Солнца явля-
ется причиной генерации крутильных колебаний жидкого ядра Земли, генерирующих
в Р и F вариации с Т « 60-г 70 год [212]. Предположение это основано на анализе кор-
реляционной связи И/(90) со второй разностью геомагнитного момента во времени
изменением скорости суточного вращения Земли и энергией землетрясений с магни-
тудой М> 7,9 [208], а также на выделении в W вариации с Тъ 60 год.
Оставляя в стороне вопрос о том, что использованные для корреляции кривые об-
работаны далеко не оптимальными преобразованиями для выделения соответствующих
142
гармоник, отметим, что каждый из рассмотренных в [208] процессов имеет свой спектр
характерных изменений. Выше был исследован спектр W по среднегодовым значениям
ряда Вольфа. В результате показано, что основная низкочастотная гармоника имеет
90"г 100 год как на всем интервале, так и в XIX-XX вв. Там же указано, что
близкие по величине Т получены для W и другими авторами. В то же время из ли-
тературы хорошо известно, что самая низкочастотная гармоника многолетних вариа-
ций F и Р имеет 60 4-70 год. Отсюда реальность сделанного авторами [208] пред-
положения о наличии в И7 квазигармонической составляющей с Т« 60 лет вызыва-
ет сомнение, а проведение корреляции со сдвигом рядов относительно друг друга
[212], целесообразное только для процессов с одинаковыми характерными време-
нами, не может служить доказательством защищаемых положений.
Заметим также, что, поскольку авторы пошли в своих доказательствах примерно
путем М.С. Эйгенсона, к их результатам вполне применимы соответствующие крити-
ческие замечания, высказанные Н.Н. Парийским [158].
Несмотря на слабую обоснованность результатов, полученных в [208, 212], предполо-
жение этих авторов о возможности воздействия Солнца на процессы вблизи границы
ядро—мантия с Т « 604-70 год оказывается полезным для последующих разработок.
Впервые на возможность корреляции W(20) с Р(20) было указано В.И. Афанасьевой
[111]. При этом использован метод обработки, предполагающий квазигармонический
характер обеих кривых на всем интервале их совместного рассмотрения. М.А. Лившиц
и Н.С. Сидоренков связали 20-летние изменения скорости суточного вращения Земли
с изменениями полярности высокоширотного магнитного поля Солнца [213]. Ими по-
лучено, что при амплитуде ЭР (20) — 6 • 10“9 угловое ускорение суточного вращения
Земли составит 4 • 10“21с"2, что соответствует передаче момента Ida>[dt — 3 • 1024 г •
• с“2 - см2 и изменению энергии вращения 0,5/(Jco2/cZr) ~ 1О20 эрг/с.
В 1976 г., спустя 10 лет после работы О Л. Афанасьевой, Ю.Р.Ривиным показано, что
20-летние вариации появились практически одновременно в Р и И/ только после сере-
дины XIX в. и с той поры проходят в противофазе друг к другу [47]. Внезапность появ-
ления существенно отличает их от квазигармонического процесса. Поскольку в это же
время было показано наличие корреляции Р(20) с F(20), в [47, 106] сделан вывод о
возможности воздействия корпускулярных потоков Солнца на процессы в жидком
ядре с возбуждением в ядре магнитогидродинамических волн. Позднее кривые Р(20),
F(20), И/(20) дополнительно рассмотрены в [120], где сделан вывод, что после сере-
дины прошлого века произошло резкое усиление (или появление) не только
ЭР(60—70), но и появление ЭР(20), следовательно, оба этих вида вариаций, возмож-
но, связаны с некоторым общим событием, которое произошло с ядром Земли после
середины прошлого века. Возможно, с этим же событием связано и появление в кри-
вой дР вариаций с Т« 30 год.
При поиске такого события полезно вспомнить, что момент появления декадных
вариаций ЬР примерно тот же, что и момент возникновения на Солнце системы бицик-
лов. Отсюда в рамках подхода к области вблизи границы ядра с мантией как к откры-
той системе можно допустить, что такое событие в жизни Солнца могло привести к
значительному изменению электромагнитного излучения Солнца (и в первую очередь,
видимо, межпланетного магнитного поля) , которое, в свою очередь, привело к резкому
нарушению условия устойчивости моментов вблизи границы ядро-мантия Земли,
к генерации в результате такого ’’удара” широкого спектра декадных вариаций Р и F.
При этом появление вариаций с Т « 604-70 год определяется, по-видимому, резонанс-
ными свойствами самой возбужденной автоколебательной системы ядро—мантия,
генерация же Р(20) и F(20) связана с возбуждением вынужденных колебаний, по-
видимому, какой-то другой резонансной системы или в виде магнито гидродинами-
ческих волн.
Представленная схема генерации Р(60—70), F(60—70) принципиально отличается
от предыдущих схем тем, что соответствующие вариации земных полей не есть вынуж-
денные колебания, изменяющиеся параллельно изменениям низкочастотной части кри-
143
вой И7 (такая роль в схеме отводится 20-летним вариациям), а есть результат ’’мгно-
венного” возмущения автоколебательной системы ядро—мантия Земли электромагнит-
ным полем Солнца, реакция на это возмущение в виде переходного процесса.
Можно допустить, что приведенная в [120] схема связи появления большей части
ДКВ(Р) и ДКВ(Р) с возникновением системы бициклов на Солнце основана на случай-
ном совпадении двух событий в истории динамики Солнца и Земли. Однако при этом
1) кажется странным, почему два нестационарных процесса у двух совершенно раз-
ных тел Солнечной системы на интервале ~ 250—300 лет, отсутствуя до этого, появи-
лись вдруг практически одновременно; 2) должно быть дано другое объяснение корре-
ляции 20-летних вариаций солнечной активности с Р(20), F(20); 3) необходима раз-
работка механизмов генерации затухания ЭР(20) и ЭР(60—70) с существенно разными
декрементами затухания; 4) требуется показать, почему при довольно вроде бы убеди-
тельном наличии воздействия солнечных корпускулярных потоков на изменение ско-
рости суточного вращения Земли в диапазоне многолетних додекадных вариаций (Т
6 год, возможно Т ~ 11 год) этот механизм не распространяется и на часть ДКВ, по
крайней мере с Р ~ 20 год.
Все эти вопросы требуют своего решения. И хотя сегодня по экспериментальным дан-
ным удается более четко сформулировать основные доводы в пользу открытой системы
вблизи границы ядро—мантия, вопрос этот еще далек от окончательного решения.
И, как это ни парадоксально, одна из причин этого — отсутствие разработанных в более
полном объеме механизмов, соответствующих представлениям о закрытой автоколеба-
тельной системе ядро—мантия для многолетних вариаций в широком диапазоне
периодов.
Воздействие электромагнитного поля Солнца на изменения Р (анализ возможных
механизмов по литературным данным). Первая известная нам попытка описания
возможного механизма воздействия электромагнитного поля Солнца на изменение
скорости суточного вращения Земли связана с гипотезой Э.И.Могилевского о корпус-
кулярных солнечных потоках с бессиловыми магнитными полями [214]. Согласно гипо-
тезе ’’корпускулярный геоэффективный солнечный поток несет с собой не заморожен-
ное магнитное поле, непосредственно связанное с Солнцем, а обладает собственным бес-
силовым магнитным полем слабо затухающего замкнутого тока потока. Магнитная
энергия потока в этом случае превышает его кинетическую энергию, что определяет
как условия устойчивости и выход потока из активной области, так и его взаимодей-
ствие с магнитосферой и ионосферой Земли” [214, с. 48].
Согласно этой гипотезе солнечный ветер представляет собой отдельные облака сол-
нечной плазмы, испускаемые из активных областей на Солнце, в которых магнитное
поле представляет собой скрученное тороидальное поле, подобное полю стелларатора.
При аппроксимации формы облака цилиндром с радиусом ~ 101Осм и протяжен-
ностью ~ 10!1см, в котором концентрация плазмы ~ 10-8см-3, его устойчивость
будет соответствовать условию, при котором радиальная составляющая его магнит-
ного поля у границы ~50Гс. Общее магнитное поле такого облака является суммой
тороидального и полоидального полей, но на расстояниях, больших диаметра цилиндра,
оно может рассматриваться как поле диполя.
Автором гипотезы рассмотрено взаимодействие такого плазменного облака с маг-
нитным полем активной области на Солнце и магнитосферой Земли. Разбирая взаимо-
действие с магнитосферой, Э.И. Могилевский подчеркивает, что основная энергия об-
щего корпускулярного потока обусловлена не кинетической энергией направленного
движения плазмы от Солнца, а энергией магнитного поля, которая и передается при
встрече с Землей магнитосфере и ионосфере, вызывая все изменения геомагнитной
активности на Земле и в первую очередь такие крупные, как магнитные бури, чем
подчеркивался дискретный характер процессов воздействия Солнца на Землю.
Последующий анализ реальности гипотезы Э.И.Могилевского с точки зрения ее гео-
эффективности проведен в [215]. В этой работе дана оценка потока энергии набегаю-
144
щего на магнитосферу магнитного поля облака с бессиловым полем
Ф = ehQ nzV x/r°/2\ (6.11)
где е — заряд электрона (4,8 • 10"10 СГСЭ); й° — магнитное поле потока в магнито-
сфере; п — концентрация частиц в облаке; z — расстояние, на которое смещается
граница магнитосферы под действием Л°; г° — расстояние оси потока до магнито-
сферы; а — толщина ’’магнитного поршня”, равная по порядку величины ларморов-
скому радиусу протона в магнитосфере (~ 108см); V — скорость потока (~ 300—
400 км/с). При Л° = HR2Ip2, где Я ~ 4 * 10“4 Гс — магнитное поле на границе облака
(это облако в дальнейшем предложено называть УИ-элементом), т.е. R * 1011 см,
р — расстояние отТИ-элемента до магнитосферы.
Считая г° ~ р и подставляя все параметры в (6.11), получим
Ф =eHR2nVza~°'5p-^s. (6.12)
Энергия Е = Ф$, падающая на площадь S магнитосферы,
E = eHR2nVza -°’5р"1>55. (6.13)
В (6.13) известна лишь часть параметров. Определение же таких параметров, как
zSp~1,s, довольно затруднительно и проведено авторами [215] на частном примере бури
13.9.1957 г., откуда магнитный поток М-элемента определен равным 1,25 • 1034 см5/2-
• г1/2 . с"1. При расчетах магнитное поле Af-элемента Я представлено как поле диполя,
помещенного в начало координат г, 0, X. Для произвольной точки i
= M/r3(l + 3cos20.)°‘5, (6.14)
а магнитный поток <7Ф через отдельный элемент сферической поверхности магнито-
сферы, удаленной от центра диполя на расстояние,
(1Ф = М/г2 (1 + 3cos20)°’5drd0. (6.15)
В результате анализа каталога семейства магнитных бурь В.И. Афанасьева и др. при-
шли к выводу, что ”на магнитосферу воздействует в основном не плазма корпускуляр-
ного потока, а магнитное пол е М-элементов потока” [215, с. 725], которое и ответствен-
но за все изменения геомагнитной активности, т.е. вывод сделан в полном соответствии
с гипотезой Э.И.Могилевского. Таким образом, в начале 60-х годов была выдвинута
и в какой-то мере подтверждена гипотеза об М-элементах, оказывающих замкнутым
магнитным полем, унесенным от Солнца, эффективное воздействие на магнитное поле
Земли.
К этому моменту появился ряд статей Л. Данжона, который высказал предположе-
ние, что в результате отдельных магнитных бурь могут происходить скачкообразные
изменения скорости суточного вращения Земли ЬР. Довольно полный обзор этих работ
представлен Ю.Д. Калининым [216], В.М. Киселевым [13]. Несмотря на то что в своем
обзоре Ю.Д. Калинин наряду с описанием работ Л. Данжона приводит точку зрения
В.Дунгена и др., которые высказывают сомнение в такой связи для отдельных бурь,
хотя и не отрицают возможности статистических связей двух явлений, он делает в
заключение обзора упор именно на то, что ”в этой группе работ обсуждались скачки
в суточном вращении Земли в связи с внешними по отношению к поверхности Земли
причинами” [216, с. 797]. Очевидно, эта точка зрения Ю.Д. Калинина стала исходной
для ряда работ под его руководством, проведенных в дальнейшем сотрудниками
ИЗМИР АН.
В первой своей работе по этой тематике В.И. Афанасьева и др. предположили, что
взаимодействие магнитного поля М-элемента с магнитным полем Земли приводит
не только к возмущениям последнего, но и скорости суточного вращения Земли
[217]. Причем в зависимости от взаимного положения М-элемента и магнитосферы
145
по траектории орбитального полета изменения будут ускорять или замедлять ско-
рость суточного вращения Земли. Такая точка зрения обосновывается решением
электродинамической задачи движения магнитного диполя мимо шара. В этом случае,
согласно авторам [217],с достаточной точностью может быть использовано приближе-
ние для определения силы /, которая за счет индукции тормозит магнитный диполь
(Af-элемент), движущийся относительно бесконечно проводящей плоскости (’’элек-
трический” эффект):
7~ 3M2v/29irxte, (6.16)
где М - магнитный момент диполя; v — его скорость; х0 - расстояние от траекто-
рии диполя до плоскости (шара); % — поверхностное электрическое сопротивление
плоскости.
При переходе от плоскости к шару (6.16) можно записать в виде
7 - 3M2vR/29irxte= I(du/dt). (6.17)
Пренебрегая несферичностью Земли и магнитосферы, а также приняв / =8,11 • 1044 г•
•см2, dio/dt = 9,7 • 10’18, v=5 107cm/c, R = 10Я3, а х0 * 103 Я3, $ = 107 см/с,
авторы получили М = 1,5 • 1033 СГСМ, что согласуется с оценкой, приведенной в [215].
Привлечение к этому объяснению данных каталога магнитных бурь показало, что когда
замедление вращения Земли меньше среднего изменения за несколько последних лет,
то (средняя разность гелиографических широт Земли и активной области) по ката-
логу равно 4,6°, а когда замедление вращения Земли больше, среднее равно 4,1°,
т.е. в этих случаях потоки проходили ближе к Земле [217, с. 1099].
Анализируя последнее заключение авторов [217], отметим, что значения Дополу-
чены без оценок погрешностей, их разность 0,5° настолько мала, что вряд ли может
служить серьезным доказательством защищаемого положения. Авторы справедливо
отмечают, что предложенный ими механизм связан только с передачей момента враще-
ния на магнитосферу, и совсем неясно, каким Образом этот момент передается от
магнитосферы на ось суточного вращения Земли, что в последующие годы так и не было
ими показано.
Дальнейшее развитие это направление исследований получило в более поздних рабо-
тах В.И. Афанасьевой [111,218, 219].
В первой своей работе В.И.Афанасьева в первую очередь делает замечание, касаю-
щееся знакопеременности действия потоков на Землю в зависимости от их взаим-
ного расположения по траектории орбитального движения. Замечание сводится к тому,
что<каждый поток может быть сперва ’’сзади” от Земли, а потом ’’спереди”. Правиль-
нее говорить об интегральном эффекте неоднородного потока, вначале ускоряющего,
а позднее замедляющего вращение > [111,с.611]. Затем, используя методы сглажива-
ния и наложения эпох, автор [111] выделил в кривой bL 22-летние вариации9. При
этом была определена не вариация во времени, а только средняя за период рассмотре-
ния форма одного цикла кривой bL (20).
Согласно этим определениям изменения bL (20) и u-меры (индекс геомагнитной
активности, практически полностью коррелирующий по среднегодовым значени-
ям с W) проходят в противофазе, а средняя амплитуда bL (20) равна ~ 0,8 с/год.
Причем численные оценки показали, что такие вариации bL полностью могут быть
объяснены 7И-элементами, если допустить, что взаимодействие М- эле ментов и магнито-
сферы прямо пропорционально электропроводности магнитосферы. Энергия отдель-
9Для обозначения изменений продолжительности суток в гл. 4 введены обозначения ЪР и dL,
отражающие разные исходные данные. В общем виде, когда нет необходимости конкретизировать
данные, при обозначении используется ЭР, поэтому они более распространены в тексте. Обозначе-
ние dL используется как уточняющее в тех случаях, когда известно, что автор использовал именно
эти данные.
146
ного Л/-элемента может иметь значение до 2 • 1028 эрг (энергия магнитного поля),
кинетическая энергия вращения Земли — 2,16 • 103 6 эрг, изменение кинетической энер-
гии вращения, соответствующее 1 мс, соответствует ~6-1023 эрг. Отсюда В.И. Афа-
насьевой сделан вывод, что энергия Af-элемента вполне достаточна для объяснения
такого рода изменений Э£. При этом другие источники диссипации энергии АГ-элемен-
та в магнитосфере не принимаются во внимание, а предполагается, что излишки энер-
гии приводят к изменению сейсмического режима Земли.
При просачивании геомагнитного поля с F & 30-^40 нТл за границу магнитопаузы
возможен другой вид взаимодействия 2И-элемента [218]. Вращательный момент С,
создаваемый магнитным моментом АГ-элемента М и экваториальной составляющей
геомагнитного момента Мэ, удаленных друг от друга на расстояние 1, равен
С = -М • МЭГ3 (2 cos Р sin + sin ft cos </>), (6.18)
где (5 и — углы 1 с M и Мэ соответственно. Оценки С при соответствующих пред-
положениях о других параметрах дают |С | ~ 7 • 1027 см2 г/с, т.е. при пролете одного
Af-элемента за Г ~ 104с (при высказанном выше условии просачивания геомагнитного
поля) изменения количества вращательного движения Земли за единицу времени соста-
вят 7 • 1022 см2 - г/с. Тогда как при индукционном торможении эта величина ~1024см2.
•г/с. Отсюда делается вывод, что ’’магнитный” эффект раз в 100 слабее ’’электричес-
кого”, рассмотренного в [217], даже при столь нереальном по величине просачивании.
Концепция М-элементов предполагает хотя и дискретное, но довольно частое воздей-
ствие магнитных полей Af-элементов на магнитосферу Земли (каждая буря содержит
несколько Af-элементов, которые согласно представлениям [215, 217] приводят к не-
большим скачкообразным изменениям год от года значений ЭР).
В 70-е годы внимание к возможности воздействия отдельной магнитной бури на из-
менение ЭР было привлечено работами Д. Гриббин [220, 221], где сделан вывод, что
между 7 и 8 августа 1972 г. (август 1972 г. — период необычайно высокой солнечной
активности) скачком произошло уменьшение ЭР на 10 мс/сут. Критика этого утверж-
дения с разных сторон дана в работах Н.О’Хора и К. Пенни [222], а также Н.С.Сидорен-
ковым [223]. В [222] показано, что данные по ЭР Морской обсерватории США, на
основе которых Д. Гриббин сделал свои выводы, не подтверждаются данными сети
обсерваторий, осуществляющих службу времени. В результате обсуждения этой пробле-
мы Н.О’Хора и К.Пенни делают заключение: поскольку буря в августе 1972 г. была
одной из самых мощнейших за много десятилетий и при ее прохождении не обнаружено
соответствующих изменений продолжительности суток, то вариации ЭР не могут вы-
зываться процессами на Солнце, а обусловлены другими причинами.
Н.С.Сидоренков путем анализа 5-суточных данных по ЭР пришел к выводу, что
’’внезапные” изменения длины суток связаны с проявлениями аномалий сезонных
колебаний, которые довольно часто наблюдаются в ходе кривых и не связаны с рез-
кими изменениями геомагнитной активности типа бурь.
Признавая полностью обоснованной критику Н.О’Хора и К. Пенни работы Д. Гриб-
бин, с ними нельзя согласиться в излишнем обобщении вывода. Рассмотренные ими
бури в основном вызваны корпускулярными потоками с ’’закрытым” магнитным
полем, характерным и для Af-элементов. Однако отнесение таких выводов к бурям,
обусловленным ’’открытыми” потоками, кажется преждевременным. Таким обра-
зом, критика работ [220, 221] и ранее Л.Данжона [216] со всей очевидностью по-
казала, что корпускулярные потоки, сопровождающиеся на Земле сильными магнит-
ными бурями (в основном это вспышечные ’’закрытые” потоки), оказываются не-
эффективными по воздействию на изменения скорости суточного вращения Земли.
В полной мере этот вывод касается и механизмов, предложенных для объяснения
возможности такого воздействия.
Тем не менее авторы [224], видимо, не согласны с такой точкой зрения. Не останав-
ливаясь на анализе работ, содержащих критику скачкообразных изменений дР вслед-
147
ствие магнитных бурь, они для объяснения краткосрочных изменений опять обращают-
ся к представлению геоэффективных потоков в виде цепочки М-элементов и рассмат-
ривают соответствие этой гипотезы (возможность существования таких М-элементов)
современным представлениям. В отличие от прежних описаний, когда появление М-эле-
ментов связывалось с активными образованиями на Солнце, авторы связывают М-эле-
менты с облаками корональных выбросов и приходят к выводу, что ’’современные
данные наблюдений не противоречат (напротив, подтверждают) принятой модели
потоков, состоящих из М-элементов” [224, с. 8]. При этом наряду с эффектом индук-
ции М-элементу приписывается новое свойство — возможность пересоединения магнит-
ного поля плазмоида с геомагнитным полем, что создает дополнительную диссипацию
энергии М-элемента и приводит к дополнительному торможению Земли. Изменения гео-
магнитной активности, обусловленные М-элементом, только сопровождают процесс
передачи энергии.
Некоторая модернизация гипотезы М-элементов не меняет общего положения дел,
связанного с отсутствием в какой-нибудь мере надежных экспериментальных данных,
доказывающих возможность влияния отдельных магнитных бурь на скачкообразное
изменение скорости суточного вращения Земли. Это свидетельствует о том, что или
М-элементы (и в модернизированном понятии) вообще не существуют с теми свой-
ствами, которые им приписываются, или те оценки индукционного эффекта, кото-
рые проведены Э.И.Могилевским и другими, значительно завышены. К этому добавим,
что совсем недавно К.Г. Иванов и А.И.Харшеладзе [225] показали, что при взаимодей-
ствии вспышечных выбросов с корональной и межпланетной плазмой образуются
межпланетные облака в виде сплюснутых и вытянутых эллипсоидов с бессиловым маг-
нитным полем. Такие сфероидальные конфигурации плазмы с полоидальными и
тороидальными полями они назвали сферомаками, тем самым подтвердив в какой-то
мере реальность М-элементов. В то же время ими показана более сложная структура
вспышечного потока, чем предполагалась ранее.
Вывод о неэффективности М-потоков для изменения ЪР согласуется с выводами
работы Ю.А. Билде, который решал задачу движения абсолютно твердого тела, об-
ладающего магнитным полем диполя, во внешнем магнитном поле [226]. При этом для
упрощения расчетов сделано предположение, что Земля — абсолютно твердое тело с
постоянным моментом инерции I =8,11 • 1044 г *см2 относительно оси вращения, про-
ходящей через ее центр, и с магнитным моментом М = 8,06 • 1025 Гс • см3, сосредото-
ченным в центре. Таким образом, из рассмотрения полностью исключены процессы,
происходящие на границе ядро—мантия, а также вопросы обтекания Земли солнечным
ветром с ММП.
Решая систему уравнений движения Земли, Ю.А.Билде пришел к выводу, что если
изменения внешнего поля представляют собой периодические возмущения, то они
’’могут существенно влиять на движение Земли лишь в том случае, когда их период
очень близок к периоду вращения Земли. При этом неравномерности во вращении
Земли будут длинно-периодическими с периодом порядка несколько лет. Таким обра-
зом, магнитные периодические возмущения, по-видимому, не могут вызвать ощути-
мых периодичностей неравномерностей во вращении Земли с периодом меньше года.
В случае непериодических возмущений поля (имеются в виду возмущения внеш-
него поля относительно диполя) опять же наибольшее влияние на вращение Земли
оказывают те возмущения, характеристическое время которых порядка периода
(суточного) вращения Земли. Но, очевидно, на современном этапе при наблюдениях
невозможно отметить изменения во вращении Земли, вызванные отдельным всплеском
магнитного поля” [226, с. 19-20]. Приведенные Ю.А.Билде оценки показывают, что
при воздействии внешнего магнитного поля в виде непериодического возмущения
отклонения от равномерного вращения Земли будут составлять ~ 10“7 — 10“8 с, что
значительно меньше оценок Э.И. Могилевского, Ю.Д.Калинина, В.И.Афанасьевой.
M-элементы в работах [215, 217] предложено использовать лишь для объяснения
возможных краткосрочных воздействий магнитного поля Солнца на магнитное поле
148
и суточное вращение Земли. Эффекты длительного накопления относительно слабого
воздействия электромагнитного поля спокойного солнечного ветра, по мнению Э.И. Мо-
гилевского и Н.П.Беньковой, должны иметь иной механизм.
При учете эффекта перезамыкания силовых линий ММП и МПЗ влияние главного
геомагнитного поля может распространяться с альвеновской скоростью по силовым
линиям ММП до некоторого предельного расстояния г, которое определяется временем
прохождения Земли через сектор ММП одного знака. При |5| « 5 нТл и шумах ~5%
дипольное поле Земли имеет такую величину шумов только на 500R3. При альве-
новской скорости ~ 108 см/с возмущения от геомагнитного поля за один час достигнут
расстояния г, в пределах которого должно существовать слабое взаимное вращение с
межпланетной средой, обусловливающее индукционный эффект, соответствующий
полю ~ 2 нТл. При ссылке на работу Петчека утверждается, что поступление энергии
при условии 20% пересоединения силовых линий составляет ~1019эрг/с. Этой энер-
гии достаточно для работы земного динамо. При этом делается вывод, что ’’при относи-
тельно длительном 10s с) пересоединении магнитных полей индукционное взаимо-
действие в энергетическом отношении может обеспечить вековое торможение враще-
ния Земли и, как следствие, — изменения в конвективной системе ядра, определяю-
щие вариации геомагнитного поля” [224, с. 5]. Рассматриваемый эффект, как отмечают
авторы, должен сопровождаться следующими геофизическими следствиями: ”...в годы
минимума можно ожидать длительные эффекты торможения Земли, это будут годы
минимумов четных солнечных циклов. В годы высокой активности следует ожидать
относительно частую смену знака ММП, длительного индукционного эффекта практи-
чески не будет” (там же). Приведенные следствия предлагаемого механизма противо-
речат наблюдаемой корреляции кривых W(22) и ЭР(22) в противофазе друг с дру-
гом. Тем не менее постановка вопроса о механизме пересоединения магнитных полей
Солнца и Земли как возможном источнике воздействия на процессы вблизи границы
ядро-мантия кажется полезной и требует дальнейших разработок.
К этому направлению исследований механизмов воздействия Солнца на измене-
ния ЬР, очевидно, следует отнести и работу О. Буркарда [227], где на основе совмест-
ного анализа кривой ЬР с изменениями направления ММП высказано предположение,
что кратковременные флуктуации ЭР, если они существуют, могут вызываться ради-
альными смещениями областей магнитосферы, вращающихся вместе с Землей.
Объяснение воздействия Солнца на ЭР, основанное на учете несовпадения направ-
лений магнитного поля корпускулярного потока и геомагнитного поля в хвосте магни-
тосферы, обладающем несимметрией из-за мировых магнитных аномалий, дано
В J4. Афанасьевой в [219].
При наличии потока на поверхности хвоста возникают силы, пропорциональные
Ях- Нт sin у, где у — угол между изохронами потока и спокойного СВ, Нт — поле
в периферийной части потока., Ях — геомагнитное поле хвоста. Оценки интегрального
воздействия потока на вращение Земли дали величины того же порядка, что и наблю-
даемые. Согласно В.И.Афанасьевой, схема правильно объясняет не только отдельные
изменения bL, но и bL (20).
Предложенная В.И. Афанасьевой схема, как и более ранние, предназначена в основ-
ном для объяснения возможности изменения ЬР в период вспышечных магнитных
бурь. Выше было показано отсутствие таких изменений. И следовательно, как сама
схема, так и приведенные оценки, вероятно, бесперспективны для дальнейшего анализа.
А.И.Лаптуховым [228] предложен качественно иной механизм воздействия электро-
магнитного излучения Солнца на ЬР, связанный с разогревом мантии индукционными
токами, последующим расслоением разогретого вещества гравитационным полем, про-
хождением тяжелой фракции к ядру, что создает уменьшение момента инерции и увели-
чение скорости суточного вращения Земли. Это предположение основано на допуще-
нии, что вещество на глубине 200—300 км для Т = 104 лет можно рассматривать как
жидкость, в которой перенос тепла осуществляется конвективно с распределением тем-
пературного коэффициента, близким к адиабатическому. Дополнительный нагрев при-
149
водит к изменению температурного градиента, прекращению конвекции, отслаиванию
вещества. Предполагается, что нагрев усиливается с ростом солнечной активности,
т.е. прямая корреляция изменения W и ЭР, что не соответствует наблюдаемой противо-
фазной корреляции например, 6-и 20-летних вариаций W и ЭР. Вряд ли также для
этих периодов возможно представление о жидкой фазе вещества на глубине 200—
300 км.
Рассмотренными публикациями практически исчерпывается сегодня круг работ,
обсуждающих механизмы воздействия на ЭР Земли электромагнитного поля Солнца.
Воздействие СВ на изменения ЭР (по литературным данным). Другая большая группа
исследований связана с вопросами взаимодействия магнитосферы с солнечным ветром.
В 1971 г. П, Колеман предложил модель магнитосферы, в которой в отличие от дру-
гих моделей учитывался ток ’’униполярной индукции”, создаваемый плазмой СВ в
магнитопаузе, замыкающийся через магнитосферу и ионосферу [229]. Пондемоторные
силы этого тока образуют дополнительную конвекцию в магнитосфере. В другой работе
он рассмотрел воздействие вращательного момента СВ на магнитосферу [230]. В погра-
ничном с СВ районе магнитопаузы течение плазмы не адиабатическое, что способствует
ее глубокому проникновению через переднюю стенку магнитосферы в сторону Земли.
Бесстолкновительная плазма областей устойчивого захвата и столкновительная ионо-
сферная плазма вращаются вместе с Землей, тогда как бесстолкновительная плазма
граничного слоя магнитопаузы и плазма над полярными областями неподвижны. Вра-
щение ионосферной плазмы генерирует токи униполярной индукции, текущие в погра-
ничном слое магнитосферы. Наличие этих токов обусловливает торможение Земли,
нагревание ионосферной плазмы и пр. По приведенным оценкам, в магнитоспокойные
дни вращательный момент, тормозящий суточное вращение Земли, составляет ~1О20 г *
• см2/с2.
Д. Хиршбергом высказаны критические замечания относительно возможности воз-
действия СВ, проникающего через магнитопаузу, на изменение длины суток [231]. Им
показано, что максимально возможное торможение таким механизмом на 3-4 порядка
ниже реально существующего.
К. Хинес пересмотрел этот вопрос и заключил, что критика Д.Хиршберга не бес-
спорна из-за использованной им модели [232]. Соображения К. Хинеса касаются ско-
рости вращения полярной ионосферы под действием крутильной силы СВ и противо-
действующей силы вязкой связи нейтральной атмосферы с поверхностью Земли.
М.Папагианис рассчитал момент вращения, передаваемый СВ наклонной магнито-
сфере [233]. При наклоне геомагнитного диполя с моментом L3 на угол <р = 35° вра-
щающий момент аппроксимируется полуэмпирическим выражением
мсв = (Ll tg^/2rj3, (6.19)
где rs — геоцентрическое расстояние магнитопаузы в подсолнечной точке. При L3 =
= 8 • 1025 Гс см3, rs = 10Я3
Мсв = 2,6 • 1021 tg г • см2/с2.
Этот момент стремится повернуть L3 к = 0. При этом Мсв — квазипериодическая
функция, в которой наряду с другими присутствуют и низкочастотные члены. Глав-
ная же периодичность ~ 1 год. Для сравнения можно указать, что Луной и Солнцем
создаются вращательные моменты ~ 1029 г • см2 - с“2. Поэтому вращательный мо-
мент СВ слишком мал для создания неприливных флуктуаций.
В.Олсон провел вычисления действующей силы и вращающегося момента, создавае-
мых магнитосферными токами [234]. Исследована зависимость от угла наклона ди-
поля Земли с напряженностью магнитного поля Рд к вектору скорости потока плаз-
мы V, подъемной^ силы fz , лобового сопротивления fx и действующего на Гд вращаю-
щего момента С, создаваемых магнитным полем токов магнитопаузы. Все эти пара-
метры увеличиваются с ростом ->0. Потенциальная энергия U диполя
150
~ 1022 эрг, а количество энергии, падающей на магнитопаузу, в зависимости от воз-
мущенности меняется в пределах IO20 — 1022 эрг/с. Отсюда делается вывод, что дина-
мические параметры СВ не оказывают существенного влияния на изменения скорости
суточного вращения Земли.
В работе В. Олсона в основном рассмотрены токи на магнитопаузе и показана малая
эффективность их воздействия на дР. Более полное рассмотрение должно включать
также поля DR и хвоста магнитосферы.
Для рассмотрения вопроса возможности влияния СВ на дР полезно также замечание
В.М. Киселева: ”В настоящее время нет каких-либо обоснованных предположений отно-
сительно того, каким образом поступающая извне энергия в форме энергии направ-
ленного движения солнечной плазмы может без заметных потерь преобразовываться
в кинетическую энергию вращения Земли. Вероятнее всего, что коэффициент такого
преобразования должен быть мал, так что нет смысла говорить о непосредственном
влиянии солнечного ветра на изменение режима вращения Земли” [13, с. 121].
Анализ приведенных материалов заставляет согласиться с мнением В .М. Киселева,
что энергии СВ (без учета электромагнитного поля) недостаточно для генерации непри-
ливных флуктуаций скорости суточного вращения и соответствующих вариаций магнит-
ного поля Земли.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Узкая полоска пространства ограничивает пока сферу обитания человека: самые
глубокие скважины пробурены не глубже 20 км (при радиусе Земли ~ 6370 км),
самые дальние полеты советских космических станций с экипажем на борту произ-
водятся не выше ~ 103 км (при практически бесконечном космосе). Но человечество
быстрыми темпами осваивает космическое пространство. Уже начинает разрабатывать-
ся план полета на Марс, все больше накапливается опыта по созданию долговременных
станций как в ближнем к Земле космосе, так впоследствии и в удалении от нее. И чем
активнее мы выходим в космос, чем активнее его обживаем, тем лучше мы должны
знать его свойства не только на коротких интервалах, но и на интервалах единицы-
десятки лет. Вот почему уже сегодня, когда готовятся технические решения освоения
космоса, необходимо осуществить их с учетом более глубоких знаний о долговремен-
ных изменениях условий в космосе.
Но не только развитие космических исследований требует долгосрочных (десятки
лет) прогнозов. Они нужны для планирования многих сторон деятельности человечества
и на Земле. Естественно, что Солнце не только способствовало возникновению жизни
на Земле, но и активно влияет на нее и окружающее пространство как волновым, так
и корпускулярным излучениями. Сегодня более исследованы вариации именно кор-
пускулярного излучения Солнца. Их привлекают для выявления соответствующих
связей, как это делали, например, А.Л. Чижевский [235] и большое число исследова-
телей в наше время. Тем не менее приведенные выше результаты показывают, что
в свойствах многолетних вариаций корпускулярного излучения Солнца еще много
нераскрытого, требующего дальнейших исследований и уточнений. В этом плане в
работе большое внимание уделено двум вопросам: 1) гипотезе о нестационарное™
магнитных циклов Солнца с Т ~ 22 год; 2) различиям свойств вариаций солнечной
и геомагнитной активностей в диапазоне 1 < Т < 11 год.
Гипотеза о нестационарное™ циклов Д.Хейла на интервале последних ~25Олег
основана на предположении, что нестационарность бициклов по числам Вольфа, вы-
деленная по экспериментальным данным и подкрепляемая в какой-то мере теорети-
ческой моделью Пудовкина—Беневоленской, отражает поведение циклов Д.Хейла,
описывает не только качественную (определение эпох смены полярности магнитного
поля), но и количественную картину поведения этих циклов во времени (гл. 3,6).
Различие свойств вариаций солнечной (W) и геомагнитной (аа) активностей с
1< И год, а также специфика свойствСА(6, И) и ГА(6,11) позволяют выска-
зать гипотезу, что как те, так и другие вариации характеризуют процессы в кон-
вективной зоне Солнца, связанные с механизмом генерации широкого спектра ва-
риаций, из которых наиболее известен 11-летний цикл. Однако эти процессы разные
для СА(6, И) и ГА(6, И). Высказано предположение, что вариации СА(6,11) свя-
заны с тороидальной компонентой магнитного поля, образующего эти циклы, а
ГА (6,11) — с полоидальной компонентой и обе эти компоненты имеют различия в
динамике: 1) различия модуляции основных несущих частот; 2) запаздывание по-
лоидальной компоненты 11-летнего цикла на ~1 год относительно тороидальной. Та-
кое объяснение свойств СА(6,11) и ГА(6,11) пока является единственным.
С другой стороны, различие вариаций СА(2, 4) и ГА (2,4), а также ГА (2) и
ГА (4) между собой и, кроме того, отсутствие согласия хода ГА (2,4) с JV(11) за-
152
ставляют предположить, что источники ГА(2,4) находятся вне верхней части кон-
вективной зоны. Можно предположить, что ими могут быть процессы или в ядре
Солнца, или в его короне, или в области взаимодействия солнечного ветра и межпланет-
ного магнитного поля с магнитосферой Земли. Этим вопросам посвящены гл. 2 и 5.
Новые результаты должны содействовать как уточнению модели солнечной актив-
ности, так и разработке методов ее прогноза. Они же заслуживают должного внимания
и при построениях моделей внешнего воздействия на магнитосферу Земли.
Воздействие Солнца на процессы вблизи поверхности и на поверхности Земли — это
наиболее известное, но, как показано выше, не единственное воздействие, которое необ-
ходимо учитывать при долгосрочном прогнозе. Другой важный фактор, который следу-
ет иметь в виду, — это долгосрочное воздействие магнитного поля и изменений скорости
суточного вращения Земли. В работе высказана гипотеза о природе этих вариаций.
Согласно гипотезе предполагается, что большая часть МЛВ(Р,Р) генерируется процес-
сами вблизи границы ядро—мантия, а первопричиной их генерации является воздействие
Солнца на эту оболочку Земли. Гипотеза модифицирована по отношению к выдвинутым
ранее (например, Ю.Д. Калининым), во-первых, за счет расширения спектра привлекае-
мых к рассмотрению вариаций, а во-вторых, за счет введения для основной части
ДКВ(Р,Р) модели воздействия и прохождения в виде нестационарного процесса. Важ-
ным для построения такой модификации стало доказательство возникновения (или
резкого усиления) ЭР(60-70) после середины прошлого века, что совпадает по вре-
мени с появлением в числах Вольфа системы бициклов. Высказанная гипотеза рассмат-
ривает процессы вблизи границы ядро—мантия как набор автоколебательных систем,
открытых для внешнего воздействия.
Таким образом, вторая группа источников МЛВ, воздействующих на область обита-
ния человечества, связана с процессами вблизи границы ядро-мантия, которые находят
наибольшее отражение в МЛВ(Р,Р). В книге дано описание основных свойств вариаций
этих полей.
Корреляция вариаций Р и F в широком спектре частот позволяет думать, что МЛВ(Р)
и МЛВ(Р) обусловлены или одними и теми же источниками, или являются разными
частями каких-то процессов внутри Земли. Изучение каждого из этих полей отдельно
ограничивает возможности интерпретации из-за присущей каждому из них ограничен-
ности данных. Совмещение анализа длинного ряда ЬР для изучения МЛВ(Р,Р) во вре-
мени с описанием распределения магнитной компоненты F на поверхности Земли
может стать тем шагом, который продвинет нас в понимании сути явлений, происходя-
щих внутри Земли, будет способствовать лучшему их описанию.
К сожалению, ограниченность данных по геомагнитному полю не позволила пока
построить достаточно убедительных картин распределения в пространстве свойств
наиболее мощной из ДКВ(Р) — вариации с Т « 60-^70 год. Ясно только, что это в
основном региональное явление, распространяющееся из единого центра в виде бегу-
щей волны. Насколько такое представление Р(60—70) согласовано с полученным
выше видом ЭР(60—70) в виде внезапно возникшего и впоследствии затухающего
квазигармонического колебания (радиотехнический аналог — переходный процесс
в колебательном контуре) — вопрос дальнейших исследований.
Много еще неизвестного остается в структуре спектра ДКВ(Р) и в диапазоне
ДР = 15-^30 год, где пока надежно выделена лишь вариация с Т ~ 25 год, обуслов-
ленная процессами внутри Земли, и сделаны предположения о сложном частотном
составе вариаций в этой полосе ДР. В этом плане спектральные анализы ДКВ(ЭР)
дают более однозначный ответ. Они показывают, что в этом диапазоне ДР существуют
вариации с Р~ 30,22, 18(?) год, имеющие разные свойства. Различие свойств вариа-
ций связывается с разными источниками их генерации. К сожалению, анализы
ЭР(15—30) ограничены пока данными только последних ~ 150 лет; на более ранних
интервалах спектры погрешностей измерений ЭР и этих вариаций перекрываются так,
что амплитуда шума больше амплитуды сигнала. Здесь остается только надеяться
на то, что со временем специалистам по астрометрии удастся каким-либо образом
11. Зак. 928 153
разобраться в источниках таких погрешностей и уточнить данные старых наблюдений,
по крайней мере в этом частотном диапазоне. С другой стороны, анализы ДКВ (ЭР)
показывают тот интервал, который необходим был бы и для расчленения ДКВ(Р) с
ДТ =15^-30 год на составные части.
Слабая изученность декадных вариаций ядра Земли отражается и в слабом пока раз-
витии теоретических представлений о возможных механизмах таких изменений, а
также их первопричине. Анализ литературы по этому вопросу показывает, что сегодня
существуют два подхода к объяснению первопричин ДКВ ядра: 1) возможно воздей-
ствие внешних сил (в основном солнечной активности) на автоколебательную систему
ядро—мантия, т.е. эта система ’’открыта” для внешнего воздействия; 2) автоколеба-
тельная система ядро—мантия не возбуждается внешними силами, а только случайными
флуктуациями внутриземного происхождения, т.е. система ’’закрыта” для внешних
сил. Правильность того или иного подхода может быть проверена только практикрй,
в нашем случае свойствами соответствующих явлений на более продолжительных интер-
валах.
В книге собраны воедино все приведенные в литературе (или по крайней мере боль-
шинство) основные представления по этому вопросу, сделаны дополнительные раз-
работки в пользу представлений об ’’открытой” системе. Их анализ приводит к вы-
воду о конкурентоспособности обоих представлений и даже большей разработанности
и обоснованности сегодня представлений первого подхода, которые заключаются в
существовании корреляции вариаций солнечной активности и дР в диапазоне ДТ =
= 6-^22 год, в практически одновременном возникновении системы бициклов на Солнце
и ЭР(60-70) на Земле, наличии механизма возможного воздействия, предложенного
В.М. Киселевым. В то же время вопрос о первоисточниках с точки зрения ’’закрытой”
системы пока не разработан ни в морфологическом, ни в теоретическом планах.
К вопросам исследования динамики ядра и проводимости мантии Земли прямое от-
ношение имеют проведенные в работе исследования JU(KB(F). Выше уже отмечена
роль этих исследований для солнечной и солнечно-земной физики. Однако они имеют
прямое отношение и к вопросам изучения внутреннего строения Земли. Применение
новых методик анализа погрешностей регистрации МЛВ, а также высокоточного вы-
деления таких вариаций позволило более аккуратно получить ДЦКВ (F), лучше описать
их основные свойства, показать, что эти вариации, регистрируемые магнитными обсер-
ваториями, обусловлены целиком внешними источниками. Этот вывод свидетельствует
об ошибочности представлений Р.Кюри, который из анализа практически тех же данных
обсерваторий Европы заключил о возможности отнесения вариаций с 3, 4 год к
внутренним источникам. На простых моделях можно показать, что тот метод доказа-
тельства, который применен Р.Кюри в обоснование своей точки зрения,несостоятелен,
поскольку наклон основной части спектра, а также выделяемые весьма субъективно
изломы наклона обусловлены вкладом в спектр, полученный на ограниченном интер-
вале, гармоники, сравнимой по Т с длиной интервала, имеющей на этом интервале наи-
большую мощность.
Основанный на анализе экспериментальных данных вывод о внешних источниках
ДЦКВ геомагнитного поля служит также антитеоремой и для представлений о меха-
низме генерации джерков, которые развиваются в последние десятилетия француз-
скими магнитологами В.Коуртиллотом, Л.Моулем и их последователями, И в этом пла-
не антитеорема является более общим прямым доказательством, чем те, которые при-
водятся Л. Олдриджем, также выступающим с критикой этого модного увлечения.
Проведенное выше рассмотрение в основном не затрагивает пока анализов МЛВ
в системе атмосфера—океан, где, как мы видели на примере анализа квазидвухлет-
них вариаций, могут существовать свои механизмы генерации вариаций интересующей
нас части спектра временных изменений. Однако оно помогает решению и этой задачи,
позволяя на основе полученных результатов более правильно и точно отделить собствен-
ные частоты МЛВ системы атмосфера—океан от частот внешнего и внутриземного воз-
действий.
154
Анализы многолетних вариаций солнечной активности, скорости суточного вращения
и магнитного поля Земли оказались возможны благодаря огромной, часто незаметной
и неблагодарной работе предыдущих поколений астрономов и геофизиков, накопивших
и систематизировавших результаты наблюдений Солнца, планет, звезд, магнитного поля
Земли. И сегодня мы видим большую важность этой работы для познания окружающего
мира, ибо чем длиннее ряд экспериментальных данных, тем больше возможности точнее
выяснить заключенные в нем закономерности, более полно их описать и связать с дру-
гими, чтобы получить объективные представления об окружающем нас мире. Это тем
важнее, что изучаемые нами явления многообразны и переменчивы. Их особенностью
является наличие нестационарностей, когда система может скачком возникнуть или
перейти из одного состояния в другое [236,76].
При анализах по коротким рядам экспериментальных данных, когда моменты таких
переходов могут быть неизвестны и мы о них не подозреваем, мы по инерции переносим
наши современные представления о явлении далеко назад, считая, что и в далеком про-
шлом это явление было таким же. Длинные ряды наблюдений позволяют иногда убе-
диться в наших заблуждениях. И мы должны быть благодарны людям, создавшим такие
ряды, должным образом оценить их труд.
В то же время мы должны помнить, что являемся лишь ступенькой в общем позна-
нии мира человечеством. Поэтому наша задача не только сохранить труд наших пред-
ков, очистить ряды от значительных искажений, привести в соответствие с современ-
ными требованиями практики, выявить из них полезную информацию, но и, всемерно
преодолевая сиюминутные настроения сегодняшнего дня и его сложности, продлевать
эти ряды, а также закладывать новые для будущих поколений. К сожалению, это не
всегда понимается и удается. Заботы сегодняшнего дня закрывают иногда возможность
посмотреть в завтра. И все же лучшей памятью прошлому является его продолжение и
расширение в настоящем и будущем. Но это не только память прошлого, это и необ-
ходимость будущего более точного описания среды обитания человечества, законов,
которым подчиняется эта среда, а следовательно, более широких возможностей ее
использования.
ЛИТЕРАТУРА
1. Левитан Е. Пятна на Солнце и жизнь на Земле // Наука и жизнь. 1979. № 10. С. 138.
2. Витинский Ю.И. Цикличность и прогнозы солнечной активности. Л.: Наука, 1973. 257 с.
3. Витинский Ю.И. Солнечная активность. М.: Наука, 1983. 192 с.
4. МонинА.С. Солнечный цикл. Л.: Гидрометеоиздат, 1980.67 с.
5. Яновский БМ. Земной магнетизм. Л.: Изд-во ЛГУ, 1978. 591 с.
6. Олъ А.И. Индексы возмущенности магнитного поля Земли и их гелиогеофизическое значение //
Связь явлений в тропосфере Земли с солнечной активностью. 1969. С. 5-23. (Тр. ДАНИИ;
Т. 289).
7. Mayaud P.N. The aa-indices: a 100-year series characterizing the magnetic activity // J. Geophys.
Res. 1972. Vol. 77, N 34. P. 6870-6874.
8. Гневышев ММ, Корона и 11-летний цикл солнечной активности // Астрон. журн. 1963. Т. 11,
№З.С. 401-412.
9. Хундзаузен А. Расширение короны и солнечный ветер. М.: Мир, 1976. 302 с.
10. Михайлуца ВЛ* Гневышев МЛ. Разделение геомагнитных возмущений, вызванных вспышка-
ми, корональными дырами и полостями волокон // Солнечные данные. Л.: Наука, 1985. № 10.
С. 85-90.
11. Иванов КТ. Положение Земли относительно сплющенных вспышечных потоков и некоторые
особенности солнечно-земных связей // Астрон. журн. 1981. Т. 58, № 6. С. 1262-1267.
12. Гаврин ВЛ. Проблемы солнечного нейтрино // Земля и Вселенная. 1979. № 1. С. 10-12.
13. Киселев ВМ. Неравномерность суточного вращения Земли. Новосибирск: Наука, 1980. 160 с.
14. Коломийцева Г.И„ Конященко ИЛ. Об основных публикациях среднегодовых элементов гео-
магнитного поля мировой сети магнитных обсерваторий // Геомагнетизм и аэрономия. 1983.
Т. 23,№4. С. 661-665.
15 .1fc>cfc R., Schumann W. Katalog der Jahresmittel der magnetischen Elemente der Observatorien und
der Stationen, an denen cine Zeitlang erdmagnetischen Beobachtungen stattfanden. Potsdam; B.:
Geophys. Inst., 1948. Bd. 1-4, N 10.
16. Lewis A.G. Annual mean values of geomagnetic elements 1978 // Geomagn. Bull. Inst. Geol. Sci. 1978-
1981. N 10. 296 p.
17. Головков В.П. Коломийцева Г.И., Конященко ЛЛ., Семенова ГМ. Каталог среднегодовых
значений элементов геомагнитного поля мировой сети магнитных обсерваторий. М.: ИЗМИРАН,
1983. Вып. 16. 342 с.
18. Wooley R.V.D. Annual values of geomagnetic elements since 1941 // Roy. Observ. Bull. L., 1967.
N134. P.D321-D502.
19. Fisher M.P. Annual mean values of geomagnetic elements since 1941 // Geomagn. Bull. Inst. Geol.
Sci. L.,. 1976. N 6. 170 p.
20. Орлов ВЛ., Ивченко МЛ., Белугина ВЛ. Каталог среднегодовых значений геомагнитного поля
в магнитных обсерваториях с 1930 г. и их изменений во времени от года к году. М.: ИЗМИРАН,
1965-1966. 162 с.
21. Орлов ВЛ., Ивченко МЛ. Сводные таблицы среднегодовых значений магнитных элементов
мировой сети магнитных обсерваторий. М.: ИЗМИРАН, 1967-1971. Вып. 2-6.
22. Пушков АЛ., Ивченко МЛ. Сводные таблицы среднегодовых значений магнитных элементов
мировой сети магнитных обсерваторий. М.: ИЗМИРАН, 1979. Вып. 14. 108 с.
23. Мансурова Л.Г. Сравнение магнитных стандартов некоторых стран и приборов магнитных
обсерваторий Советского Союза со стандартом СССР напряженности геомагнитного поля //
Вопросы земного магнетизма. М.: Изд-во АН СССР, 1961. Вып. 18(28). С. 68-76.
24. Krzeminski W., Uhrynowski A. Standardy observatoriow magnetycznych Europy wschodniej // Pr.
Inst. geod. i kartogr. 1969. Wol. 16, N 3. S. 65-89.
25. Zander W. 24 Jahre Momentanwertvergleiche in D, H und Z mit anderen europaischen Observatorien //
Aktuelle Probleme der geomagnetischen Forschung. Potsdam, Veroffentlichungen des Zentralinstituts
fur Physik der Erde, N 70.1981. S. 343-353.
26. Белоусова МЛ. К методу приведения данных полевых наблюдений к середине года // Тр.
ИЗМИРАН. 1961. Вып. 18(28). С. 42-50.
27. Ривин ЮР., Ротанова НМ. Выделение и анализ некоторых морфологических характеристик
156
квазитрехлстних вариаций геомагнитного поля в Европе // межпланетная среда и магнитосфер-
ные явления. М.: ИЗМИРАН, 1979. С. 126-138.
28. Ривин Ю.Р. Пространственная структура квазидвухлетних вариаций геомагнитного поля // Сол-
нечный ветер и магнитосферные исследования. М.: ИЗМИРАН, 1980. С. 149-157.
29. Ривин Ю.Р. Выделение локальных изменений вековых вариаций геомагнитного поля в обсерва-
ториях: Препр. ИЗМИРАН № 22(288). М., 1980. 26 с.
ЗЪ.Ривин K)JP. Локальная часть вариаций геомагнитного поля некоторых обсерваторий Восточной
Европы // Геомагнитные исследования. М.: Радио и связь, 1982. № 30. С. 46-53.
31. Ривин Ю.Р. О локальных изменениях геомагнитного поля в ряде обсерваторий СССР, располо-
женных в зонах повышенной сейсмической активности // Геомагнетизм и аэрономия. 1983. Т. 23,
№4. С. 645-649.
32. Ривин K)J\ О природе части локальных вариаций геомагнитного поля на территории Европы //
Там же. 1985. Т. 25,№4. С. 661-666.
33. Ривин ЮВ. Выделение в обсерваториях локальных вековых вариаций геомагнитного поля с
Т < 10 лет // Вопросы генерации магнитных полей. М.: ИЗМИРАН, 1986. С. 73-87.
34. Ривин ЮВ. Каталоги среднегодовых значений обсерваторий и методы анализа погрешностей
регистрации многолетних вариаций // Геомагнитные вариации и токи в магнитосфере Земли.
М.: ИЗМИРАН, 1985. С. 131-140.
35. Fanselau G., Wiese Н. Ergebnisse der Beobachtungen am Adolf-Schmidt-Observatorium fur Erdmagne-
tismus in Niemegk in den Jahren 1946 bis 1950. B., 1956. 123 S.
36. Jahrbuch 1984 des Adolf-Schmidt-Observatoriums fur Erdmagnetismus in Neimegk. Potsdam: Acad.
Wiss. DDR, 1985. 108 S.
37. Sugiura M. Qua si-biennial geomagnetic variation caused by the sun // Geophys. Res. Lett. 1976. Vol. 3,
N 11. P. 643-646.
38. Zander W. Vergleich der Beobachtungsergebnisse der Messreine Potsdam, Seddin und Niemegk mit
den Messreihen anderer Observatorien // Jahrbuch 1974 des Adolf-Schmidt-Observatoriums fur Erdmag-
netismus in Neimegk. Potsdam, 1975. S. 122-131.
39. Ривин Ю.Р. Спектр вариаций геомагнитного поля в диапазоне периодов 1 < Т < 10 лет //
Геомагнетизм и аэрономия. 1984. Т. 24, №2. С. 269-273.
40. Ривин Ю.Р., Ротанова Н.М. Вековые вариации геомагнитного поля, обусловленные процесса-
ми в магнитосфере // Межпланетная среда и магнитосфера Земли. М.: Наука, 1982. С. 143—
173.
41. Slaucitajs L., Affolter H.R. Periodicidad de la wariations secular geomagnetica de la los observatories
Sudamericanos у vecinos proximos // Observatorio estronomico. La Plata, 1966. Vol. 7. P. 1-20.
42. Courtillot V., Le Mouel J-L. On the longperiod variations of the Earth’s magnetic field from 2 months
to 20 years// J. Geophys. Res. 1976. Vol. 81, N 17. P. 2941-2950.
43. Калинин Ю.Д. О некоторых вопросах изучения вековых вариаций земного магнетизма. Л.:
Гидрометеоиздат, 1952. С. 5-11. (Тр. НИИЗМ; Вып. 8/18).
44. Яцкив Я.С^ Миронов Н.Т., Корсунь А.А., Тарадий В.К. Движение полюсов и неравномерность
вращения Земли // Итоги науки и техники: Астрономия. М.: ВИНИТИ, 1976. Т. 2, № 12. 119 с.
45. Kruger Н. Das Rotationsverhalten der Erde von 1956 bis 1970 und seine Beziehung zum Geomagne-
tismusund den Sonnenflecken//Gerlands Beitr. Geophys. 1974. Bd. 83, N 4. S. 286-292.
46. Калинин Ю.Д., Киселев В.М. Солнечная обусловленность изменений длины суток, сейсмичности
Земли и геомагнитного момента // Геомагнетизм и аэрономия. 1976. Т. 16, № 5. С. 858-861.
47. Ривин Ю.Р. Анализ изменений скорости вращения Земли, чисел Вольфа и Кр -индекса в диапа-
зоне 10-100 лет //Там же. С. 862-866.
48. Ривин Ю.Р., Кошелева Л.В. Спектральный анализ среднегодовых изменений продолжитель-
ности суток, полученных по атомной шкале времени // Там же. 1985. Т. 25, № 5. С. 846-847.
49. Ривин Ю.Р. Некоторые закономерности поведения высокочастотной части среднегодовых зна->
чений чисел Вольфа // Солнечные данные. Л.: Наука, 1984. № 9. С. 73-76.
50.IAGA Bulletin. 1978. N 32h. 116 р.
51. Geomagnetic and solar data // J. Geophys. Res. 1970- 1986.
52. Hundhausen A.J. Solar activity and the solar wind // Rev. Geophys. and Space Phys. 1979. Vol. 17,
N 8. P. 2034-2048.
53. Currie R.G. Geomagnetic spectrum of internal origin and lower mantle conductivity // J. Geophys.
Res. 1968. Vol. 73, N 8. P. 2779-2786.
54. Гневышев MB., Наговницын ЮА., Наговницына Е.Ю. Исследование стабильности и сравнение
различных рядов чисел Вольфа // Солнечные данные. Л.: Наука, 1985. № 2. С. 72-79.
55. Solar-Geophysical Data prompt reports. 1983. N 469, pt 1. 120 p.
Sb. Brier G.W. Some statistical aspects of long-term fluctuations in solar and atmospheric phenomena //
Ann. N.Y. Acad. Sci. 1961. Vol. 95. P. 173-187.
SI. Ривин Ю.Р., Зверева Т.И. Частотный состав квазидвухлетних вариаций геомагнитного поля //
Солнечный ветер, магнитосфера и геомагнитное поле. М.: Наука, 1983. С. 72-90.
58. Ривин Ю.Р., Кошелева Л.В. Новые данные по вариациям магнитного поля Земли, солнечной и
геомагнитной активностей в диапазоне 1 < Т < 10 год // Вариации магнитного поля в около-
земном пространстве. М.: ИЗМИРАН, 1986. С. 57-87.
59. Davis R. (Jr.), Evans J.C. Report on the Brockhaven solar neutrino experiment //VIII Ленингр. между-
нар. семинар: Материалы междунар. семинара ’’Активные процессы на Солнце и проблемы
солн. нейтрино”. ФТИ НИИЯФ МГУ, 1976. С. 84-98.
60. Зацепин Г.Т., Кузьмин В.А. Некоторые проблемы нейтринной физики // Вести. АН СССР. 1964.
№ 2. С. 50-55.
61. Subramanjan A. Neutrino flux correlation with solar activity // Curr. Sci. 1979. Vol. 48, N 16. P. 705-
707.
62. Lanzerotti L.J., Raghavan R.S. On the relationship of solar activity and the solar neutrino flux //
Nature. 1981. Vol. 293. P. 122-124.
63. Sakurai K. Quasi-biennial variation of the solar neutrino flux and solar activity // Ibid. 1979. Vol. 278,
N 5700. P. 146-148.
64. Ривин Ю.Р., Гаврюсева E.A., Гаврюсев B.I\ Кошелева JI.В. Анализ вариаций потоков солнеч-
ных нейтрино // Геомагнитные вариации, электрические поля и токи. М.: ИЗМИРАН, 1983.
С. 153-172.
65. Ривин Ю.Р., Гаврюсева Е.А., Гаврюсев В.Г., Кошелева Л.В. Спектр кривой потоков высоко-
энергетичных нейтрино Солнца // Исследование мюонов и нейтрино в больших водных объе-
мах. Алма-Ата: Каз. гос. ун-т, 1983. С. 33-38.
66. Гаврин В.Н., Копылов А.В. Есть ли вариации в скорости образования 37Аг в эксперименте
Дэвиса? // Письма в’’Астрон. журн.”. 1984. Т. 10, №2. С. 154-160.
67 .Копецкий М. Прогноз исключительно высокой солнечной активности в следующем веке и ее
возможных негативных последствий на Земле: Препр. ИЗМИРАН № 62(473). М., 1983. 20 с.
68. Надубович Ю.Н. Особенности 11-летней цикличности полярных сияний // Исследования по
геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1982. Вып. 62. С. 41-47.
69. Чистяков В.Ф. Циклическая деятельность Солнца. Владивосток: ДВКИ, 1973. 124 с.
70. Ривин Ю.Р. Сравнение вариаций индексов солнечной и геомагнитных активностей в разных
частотных диапазонах для 10 < Т < 100 лет // Геомагнетизм и аэрономия. 1986. Т. 26, № 2.
С. 353-356.
7]. Жуков Л.В.» Музалевский Ю.С. Корреляционно-спектральный анализ периодичностей актив-
ности Солнца // Астрон. журн. 1969. Т. 46, № 3. С. 600-609.
72. Васильев О.Б. Частотно-временной спектр цюрихского ряда чисел Вольфа (1701-1964 гг.) //
Солнечные данные. Л.: Наука, 1970. № 1.С. 92-99.
73. Гневышев М.Н.> Оль А.И. О периодичности деятельности Солнца // Исследования по геомагне-
тизму, аэрономии и физике Солнца. М.: 1981. № 56. С. 3-11.
74. Ривин Ю.Р. Об 11-летней цикличности солнечной активности. Выделение цикличности методами
полосовой фильтрации // Солнечные данные. Л.: Наука, 1977. № 11. С. 63-68.
75. Ривин Ю.Р. Об 11-летней цикличности солнечной активности. Анализ некоторых свойств ИД11)//
Там же. № 12. С. 89-96.
76. Витинский Ю.И.» Копецкий М., Куклин Г.В. Статистика пятнообразовательной деятельности
Солнца. М.: Наука, 1986. 296 с.
77. Ривин Ю.Р. Нестационарность зависимости продолжительности 11-летнего цикла солнечной
активности от его амплитуды // Вариации магнитного поля в околоземном пространстве. М.:
ИЗМИРАН, 1986. С. 89-96.
78. Ривин Ю.Р. Спектральный анализ изменений амплитуды 11-летних циклов солнечной активнос-
ти // Солнечные данные. Л.: Наука, 1985. № 9. С. 78-82.
79. Оль А.И. О 180-летнем цикле в эпохах минимумов солнечной активности // Солнечные данные.
Л.: Наука, 1984. № 11. С. 79-81.
80. Бонов А.Д. О 176-летнем изменении активности Солнца // Солнечные данные. Л.: Наука, 1957.
№З.С. 110-111.
81. Гневышев М.Н., Оль А.И. О 22-летнем цикле солнечной активности // Астрон. журн. 1948. Т. 25,
№ 1.С. 18-20.
Ъ2. Ривин Ю.Р. О нестационарности 22-летней вариации чисел Вольфа // Исследования по геомагне-
тизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1981. № 56. С- 88-94.
ЪЗ.Ривин Ю.Р. К вопросу о роли 22-летнего цикла в динамике солнечной активности // Там же.
1985. № 72. С. 65-72.
84. Balthasar Н., Schussler М. Evidence for the 22-year cycle in the longitudinal distribution of sunspots //
Solar Phys. 1984. Vol. 93, N 1. P. 177-179.
85. Ringnes T. Secular variations in the magnetic field strength of sunspot groups // Astrophys. Norv. 1965.
Vol. 10, N3. P. 27-68.
$6. Митчелл Дж.М. (мл.) , Стоктон Ч.У., Меко Д.М. Доказательство 22-летнего ритма засух в запад-
ной части США, связанных с солнечным циклом Хейла, начиная с XVII в. // Солнечно-земные
связи, погода и климат. М.: Мир, 1982. С. 152-171.
87. Musman S., Altrock R.C. Reccurent geomagnetic disturbances and coronal holes as observed in Fe XIV
X = 5303 A // J. Geophys. Res. A. 1978. Vol. 83, N 10. P. 4817-4822.
88. Оль Г.И. Связь геомагнитной возмущенности с высокоскоростными потоками солнечного вет-
ра и корональными дырами // Геомагнетизм и аэрономия. 1983. Т. 23, № 6. С. 968-971.
Ю.Вальчук Т.Е.» Ляховский В.А. Автокорреляционный и корреляционный анализ рядов средне-
158
годовых «7-индексов и чисел Вольфа с 11 по 20 солнечный цикл // Солнечный ветер и магнито-
сферные исследования. М.: ИЗМИРАН, 1980. С. 158-165.
90. Му залевский Ю.С.» Жуков Л.В. К вопросу о взаимосвязи в периодичности индексов активности
Солнца // Солнечные данные. Л.: Наука, 1968. № 12. С. 77-84.
91. Олъ А.И., Оль Г,И, Новый метод сверхдолгосрочного прогноза солнечной активности // Изв.
АН СССР. Сер. физ. 1980. Т. 44,№ 12. С. 2569-2573.
92. Вальчук Т.Е., Фельдштейн Я.И. К прогнозу солнечной активности в цикле № 21 // Солнечные
данные. Л.: Наука, 1979. № 2. С. 99-103.
93. Stoyko A. La variation seculaire de la rotation de la terre et les problimes connetes // Ann. Gue'phard.
1970. Vol. 46. P. 293-316.
94. Vestine E.H., Kahle A.B. The westward drift and geomagnetic secular change // Geophys. J. Roy.
Astron. Soc. 1968. Vol. 15, N 1/2. P. 29-37.
95. Манк У.» Макдональд Г. Вращение Земли. М.: Мир, 1964. 384 с.
96. Сидоренков Н.С. Исследование роли атмосферы в возбуждении многолетних изменений ско-
рости вращения Земли // Астрон. журн. 1979. Т. 56, № 1. С. 187-199.
97. Калинин Ю.Д. Вековые геомагнитные вариации и изменения длины суток // Метеорология и
гидрология: Информ, сб. Л.: Гидрометеоиздат, 1949. № 3. С. 15-19.
98. Stoyko M.N. Sur les variations du champ magnetique et de la rotation de la terre // C.r. Acad. sci.
P., 1951. Vol. 233. P. 80-82.
99. Kahle A.B., Vestine E.H., Ball R.H. Estimated surface motions of the earth’s core // J. Geophys. Res.
1967. Vol. 72, N 3. P. 1095-1108.
100. Kahle A.B., Ball A.H., Vestine E.H. Comparison of estimates of surface fluid motions of the earth’s
core for various epochs // Ibid. N 19. P. 4917-4925.
101. Ball R.H., Kahle A.B., Vestine E.H. Determination of surface motions of the earth’s core 11 Ibid. 1969.
Vol. 74, N 14. P. 3659-3680.
102. Брагинский С.И. Магнитогидродинамические крутильные колебания в земном ядре и вариации
длины суток // Геомагнетизм и аэрономия. 1970. Т. 10, № 1. С. 3-12.
103. Калинин Ю.Д. Вековые геомагнитные вариации. Новосибирск: Наука, 1984. 160 с.
104. Brouwer D. A study of the changes in the rate of rotation of the earth // Astron. J. 1952. Vol. 57,
N5 (1201). P. 125-146.
105. Orte A. Panorama actual de la metrologia del tiempo // Bol. inform, serv. geogr. ejer. 1974. N 27.
P. 13-19.
106. Ривин Ю.Р. К вопросу о связи изменений геомагнитного поля и скорости вращения Земли в
диапазоне ~20 лет//Геомагнетизм и аэрономия. 1976. Т. 16, №6. С. 1130-1132.
107. Ривин Ю.Р, Возможный источник неприливных флуктуаций скорости суточного вращения Зем-
ли с 20 < Т < 100 лет // Там же. 1985. Т. 25, № 5. С. 833-836.
108. Jin R.S, Thomas D.M. Spectral line cimilarity in the geomagnetic dipole field variations and length
of day fluctuations Ц J. Geophys. Res. 1977. Vol. 82, N 5. P. 828-834.
109. Брагинский С.И, Аналитическое описание вековых вариаций геомагнитного поля и скорости
вращения Земли// Геомагнетизм и аэрономия. 1982. Т. 22,№ 1.С. 115-122.
ПО. Morrison L.V. Re-determination of the decade fluctuations in the rotation of the earth in the period
1861-1978 // Geophys. J. Roy. Astron. Soc. 1979. Vol. 58. P. 349-360.
111. Афанасьева В.И. Нерегулярные изменения скорости вращения Земли и солнечная активность//
Геомагнетизм и аэрономия. 1966. Т. 6, № 3. С. 611 -613.
112. Emetz A.I., Korsun A.A. On the long-period variations in the rate of the Eart’s rotation // Time and
earth’s rotation: Proc. 82nd Symp., San-Fernando, 1978. Dordrecht etc., 1979. P. 59-60.
113. Ривин Ю.Р. О прогнозе циклических вариаций геомагнитного поля // Геомагнетизм и аэрономия.
1979. Т. 19, №2. С. 323-329.
114. Ривин Ю.Р. Вариации геомагнитного поля в диапазоне 10-30 лет// Пространственно-временная
структура геомагнитного поля. М.: Наука, 1976. С. 43-51.
115. Ривин Ю.Р, Сферические гармонические анализы 10-летних вариаций геомагнитного поля // Гео-
магнетизм и аэрономия. 1979. Т. 19, № 1. С. 120-125.
116. Головков В.ГЦ Ривин Ю.Р. Двадцатилетние вариации магнитного поля Земли // Там же. 1976.
Т. 16,№4.С. 751-753.
117. Currie R.G. Geomagnetic line spectra 2 to 70 jears// Astrophys. and Space Sci. 1973. Vol. 21. P. 425-
438.
118. Кулиева Р.Н. 30-летние циклические вариации геомагнитного поля и оценка по ним электричес-
кой проводимости глубоких слоев Земли // Геомагнетизм и аэрономия. 1967. Т. 7, № 4. С. 694-
698.
119. Barta G. А 40-50 years period in the secular variation of the geomagnetic field // Acta geol. Acad,
sci. hung. 1956. Vol. 4, N 1. P. 15-42.
120. Ривин Ю.Р. Воздействие Солнца на жидкую часть ядра Земли // Геомагнетизм и аэрономия.
1985. Т. 25, №6. С. 990-995.
121. Alldredge L.R. Geomagnetic variations with periods from 13 to 30 years // J. Geomagn. and Geoelectr.
1977. Vol. 29, N 2. P. 123-135.
159
122. Alldredge L.R. Varying geomagnetic anomalies and secular variation // J. Geophys. Res. B. 1983.
Vol. 88, Nil. P. 9443-9451.
123. Alldredge L.R. Geomagnetic secular variation and varying dipols in the core // J. Geomagn. and
Geoelectr. 1984. Vol. 36, N 12. P. 621-633.
124. McLeodM.G. A note on the secular variation of the geomagnetic field // Phys. Earth and Planet.
Inter. 1982. Vol. 29, N 2. P. 119-134.
125. Ривин Kl.P. К вопросу об интерпретации некоторых результатов разложения геомагнитных ва-
риаций на естественные ортогональные составляющие // Исследование структуры геомагнит-
ного поля. М.: ИЗМИРАН. 1983.С 72-85.
126. Magnetic field and the processes in the earth’s interior / Geophys. inst. of the Czechosl. acad. of
sci. Praque: Academia, 1983. 514 p.
127. Папиташвили H.E., Ротанова Н.М.» Фишман В.M. Оценка проводимости нижней мантии по ре-
зультатам исследования 60- и 30-летних вариаций геомагнитного поля // Геомагнетизм и
аэрономия. 1982. Т. 22, №6. С. 1010-1015.
\ 28. Калугин В.И., Ротанова Н.М., Головков В.П. Пространственная структура 60- и 30-летних вариа-
ций геомагнитного поля по данным аналитических моделей // Там же. 1984. Т. 24, № 5. С. 780-
786.
\29. Барта Г. Некоторые принципиальные проблемы вековых магнитных вариаций Земли // Настоя-
щее и прошлое магнитного поля Земли. М.: Наука, 1965. С. 42-48.
130. Жаркое В.Н. Внутреннее строение Земли и планет. М.: Наука, 1978. 191 с.
13\. Головков В.П., Коломийцева Г. И. Разделение векового хода геомагнитного поля по времен-
ному принципу // Геомагнетизм и аэрономия. 1970. Т. 10, № 5. С. 868-872.
132. Головков В.П., Коломийцева Г.И. Морфология 60-летних вариаций геомагнитного поля в
Европе//Там же. 1971. Т. 11, №4. С. 674-678.
ХЗЗ.Аюушжав Г., Балбар И., Бямбаа Ч., Луговенко В.Н. Геомагнитное поле Монголии. М.: Наука,
1982. 144 с.
134. Головков В.П., Коломийцева Г.И., Бердичевский М.Н., Ротанова Н.М. Об определении электро-
проводности Земли по данным о вековых вариациях геомагнитного поля // Геомагнетизм и
аэрономия. 1971. Т. 11,№6. С. 1127-1129.
135. Головков В.П. Динамика геомагнитного поля и внутреннее строение Земли: Автореф. дис. ...
д-ра физ.-мат. наук. М., 1975. 29 с.
136. Бенькова Н.П., Головков В.П., Куланин Н.В., Черевко Т.Н. К пространственно-временному рас-
пределению 60-летних геомагнитных вариаций // Геомагнетизм и аэрономия. 1982. Т. 22, № 4.
С. 638-642.
137. Брагинский С.И.» Фишман В.М. 60-летние вариации геомагнитного поля и электропроводимость
мантии //Там же. 1977. Т. 17, № 5. С. 916-919.
13%. Брагинский С.И., Фишман В.М. Электромеханические эффекты короткопериодных вариаций
геомагнитного поля // Там же. 1978. Т. 18, № 1. С. 135-143.
139. Фишман В.М. О проводимости нижней мантии // Там же. 1981. Т. 21, № 6. С. 1103-1106.
140. Slaucitajs L., Winch D.E. Some morphological aspects of geomagnetic secular variation // Planet, and
Space Sci. 1965. Vol. 13, N 11. P. 1097-1110.
141, /Тушков A.H., Файнберг Э.Б., Фискина M.В., Чернова Т.А. Пространственно-временной анализ
главного геомагнитного поля методом разложения на естественные составляющие // Простран-
ственно-временная структура геомагнитного поля. М.: Наука, 1976. С. 33-42.
\42. Фишман В.М., Папиташвили Н.Е., Ротанова Н.М. Движущийся источник вековых вариаций
геомагнитного поля на границе ядро-мантия // Геомагнетизм и аэрономия. 1983. Т. 23, № 4.
С. 650-654.
143. Папиташвили Н.Е., Фишман В.М., Ротанова Н.М. Сравнение модели движущегося источника
60-летних вариаций с экспериментальными данными // Там же. 1985. Т. 25, № 1. С. 156-157.
144. Ротанова Н.М.» Пушков А.Н. Глубинная электропроводность Земли. М.: Наука, 1982. 296 с.
145. Ляховский В.А., Папиташвили Н.Е. Применение метода градиентного спуска к определению
амплитуд и фаз гармонических составляющих в случайном процессе // Геомагнитные иссле-
дования. М.: Радио и связь, 1982. № 28. С. 21-24.
146. Калинин Ю.Д. Об одном способе представления данных о вековых вариациях и связанных с
ним ошибках // Геомагнетизм и аэрономия. 1982. Т. 22, № 1. С. 168.
147. Лотовое А.А. Пространственная структура 70-летней глобальной геомагнитной вариации:
Препр. СахКЦИИ. Южно-Сахалинск, 1983. 19 с.
148. Брагинский С.И. О короткопериодных геомагнитных вековых вариациях // Геомагнетизм
и аэрономия. 1983. Т. 23, №1. С. 106-112.
149. Braginsky S.J. Short-Period geomagnetic secular variation 11 Geophys. Astrophys. Fluid Dyn. 1984.
Vol. 30. P. 1-78.
150. Vestine E.H. On variations of geomagnetic field, fluid motions, and the rate of the earth’s rotation//
J. Geophys. Res. 1953. Vol. 58. P. 127-145.
151. Yukutake T. The eccentric dipole, an inadequate representation of movement of the geomagnetic
field as a whole // J. Geomagn. and Geoelectr. 1973. Vol. 25, N 2. P. 231-235.
160
152. Yukutake T. Fluctuations in the earth’s rate of rotation related to changes in the geomagnetic dipole
field// Ibid. P. 195-212.
153. Пушков A.H., Чернова T.A. Особенности пространственно-временной структуры вековой
вариации геомагнитного поля: Препр. ИЗМИРАН № 18. М., 1972. 32 с.
154. Коломийцева Г.И., Бондарь Т.Н. Сферические гармонические модели векового хода глав-
ного геомагнитного поля для интервала 1977,5-1990 г. // Геомагнетизм и аэрономия. 1985.
Т. 25. №4. С. 694-696.
155. Hodder В.М. Geomagnetic secular variation since 1901 11 Geophys. J. Roy. Astron. Soc. 1981. Vol. 65,
N3.P. 763-776.
156. Kahle A.B., Ball R.H., Cain J. C. Prediction of geomagnetic secular change confirmed // Nature.
1969. Vol. 223, N 5202. P. 165.
157. Le Minh-Triet. A note on the phase lag between the westward drift of the geomagnetic field and
secular change in the earth’s rotation//Acta geophys. pol. 1974. Vol. 22, N 1. P. 21-24.
158. Парийский H.H. Замечания к вопросу о критических параллелях М.В. Стоваса и к вопросу
о солнечной обусловленности нерегулярных изменений скорости вращения Земли // Астрон.
журн. 1956. Т. 33, № 4. С. 627-630.
159. Головков В.П. Связь вековых вариаций геомагнитного поля с суточным вращением Земли//
Геомагнетизм и аэрономия. 1977. Т. 17, № 4. С. 735-741.
160. Любимов Г.Н., Переслегина В.Н. Отображение структуры хромосферы и короны Солнца в
солнечном ветре и межпланетном магнитном поле//Астрон. журн. 1985. Т. 62, № 4. С. 780-
789.
161. Пинтер С., Застенкер Г.Н. Корональные и межпланетные ударные волны, связанные с солнеч-
ными вспышками (зарождение, движение и структура - обзор последних экспериментальных
данных) // Сб. тр. междунар. симпоз. по физике ионосферы и магнитосферы Земли и солнеч.
ветра, Калуга, 1976. Гурбаново, 1977. Т. 2. С. 105-143.
162. Бобров М.С. Замкнутые и открытые потоки солнечного ветра // Геомагнетизм и аэроно-
мия. 1979. Т. 19, №2. С. 349-351.
\63. Ivanov K.G., Harshiladse A.F. Interplanetary hydromagnetic clouds as flare-generated spheromaks //
Solar Phys. 1985. Vol. 98, N 2. P. 379-386.
]. 64. Hau ska H. An investigation of reccurence phenomena in geomagnetic Kp-data and solar magnetic
fields and their interrelationship//XII Intern. Conf. Cosm. Rays., Hobart, 1971. Vol. 5. P. 2030—
2035.
\65. Sheeley N.R., DeVore C.R., Boris J.P. Simulations of the mean solar magnetic field during sunspot
cycle 21 // Solar Phys. 1985. Vol. 98, N 2. P. 219-239.
\66. -Bell B., Noci G. Coronal holes as Af-regions: corrleation between solar flatures and solar wind disturban-
ces // Osserv. e mem. Osserv. astrofis. Arcetri. 1975. N 104. P. 111-119.
167. Bohlin J.D. Holes in the corona // Natur. Hist. 1976. Vol. 85, N 9. P. 69-70.
168. Marubashi K., Ishii T. The relation of open magnetic structures of solar corona to geomagnetic distur-
bances// Mem. Nat. Inst. Polar Res. 1981. Spec. N 18. P. 226-243.
169. Фомина E.M., Чертков А.Д. Структура и происхождение магнитного поля рекуррентных пото-
ков в солнечном ветре // Магнитосферные исследования. М.: Радио и связь, 1982. №1.С. 36-44.
170. Rickett B.J., Sime D.G., Sheeley N.R., Jr., Crockett W.R., Tousey R. Hing-latitude observations of
solar wind streams and coronal holes // J. Geophys. Res. 1976. Vol. 81, N 22. P. 3845-4850.
171. Gulbrandsen A. The solar Af-region problem - an old problem now facing its soblutions? // Planet,
and Space Sci. 1975. Vol. 23, N 1. P. 143-149.
172. Бобров M.C. Конфигурация магнитного поля во вспышечных потоках солнечного ветра //
Геомагнетизм и аэрономия. 1986. Т. 26, №4. С. 660-662.
173. Оль Г.И. Солнечные источники геомагнитных возмущений вблизи эпохи минимума солнеч-
ной активности // Тр. гл. геофиз. обсерватории. 1985. № 486. С. 110-115.
174. KingJ.H. Interplanetary medium data book: Appendix NSSDC/WDC-A-R & S. 1977. 590 p.
175. Couzens D.A., King J. H. Interplanetary medium data book: Supplement 3a, 1977-1985 NSSDC/
WDC-A-R&S. 1986. 620 p.
176. Писарский В.Ю., Руднева Н.М. Характеристики солнечного ветра и межпланетного магнитного
поля в 1967-1977 гг. М.: ИПГ, 1986. 32 с.
MI .Громова Л.И., Папиташвили В. О. Некоторые статистические характеристики межпланетного
магнитного поля и скорости солнечного ветра за период 1963-1978 гг.: Препр. ИЗМИРАН
№ 13 (378). М., 1982. 26 с.
178. Angell J.K., Korshover J.A. A note on the variation with Hejgth of the qua si-biennial oscillation // J.
Geophys. Res. 1965. Vol. 70, N 16. P. 3851-3856.
179. Plumb R.A. The quasi-biennial oscillation // Dyn. Middle Atmos. Proc. US Jap. Semin., Honolulu,
Nov. 8—12. 1982. Tokyo; Dordrecht etc., 1984. P. 217-251.
180. Tucker G.B. The observed zonal wind cycle in the southern Hemisphere stratosphere // Quart. J. Roy.
Meteorol. Soc. 1979. Vol. 105, N 443. P. 263-273.
181. Boh me W. Uber den etwa 2-jahrigen Zyklis der allgemeinen Zirculation und seine Ursachen // Geo-
datische und geophysicalische Veroffentlichungen. B., 1969. R. 2, H. 9. S. 40.
161
182. Schwentek H. A quasi-biennial period in stratospheric temperature over Central Europe // J. Inter-
discipl. Cycle Res. 1977. Vol. 8, N 3,4. P. 220-221.
183. Minjushina L.S. On possible influence of 11-year solar activity cycle over equatorial region upon the
stratosphere circulation // Low-Latitude Aeron. Processes: Proc. Symp. XVII Plenary Meet. COSPAR,
Bangalore, 1979. Oxford etc.,1980. P. 257 - 262.
184. Quiroz R.S. Period modulation of the stratospheric quasi-biennial oscillation // Mon. Weather Rev.
1981. Vol. 109, N 3. P. 665-674.
185. Яковлева Н.И. Некоторые вопросы проявления квазидвухлетнего цикла в показателях солнеч-
ной активности и в метеорологических данных // Тр. ГГО. Л.: Гидрометеоиздат, 1975. Вып. 355.
С. 94-103.
186. Person F.A., Kulkarni R.N. Sunspot cycle and the quasi-biennial stratospheric oscillation // Nature.
1968. Vol. 217, N 5134. P. 1133-1134.
187. Wallace J.M. A note on the role of radiation in the biennial oscillation // J. Atmos. Sci. 1967. Vol. 24,
N 5. P. 598-599.
188. Belmont A.D., Dartt D.G., Ulstad M.S. The 10,7-cm solar flux and the 26-month oscillation // Ibid.
1966. Vol. 23, N 3. P. 314-319.
189. Hamilton K. The quasi-biennial wind oscillation // Phys. Canada. 1983. Vol. 39, N 2. P. 37-39.
19a. Dunkerton T.J. Laterally-propagating Rossby waves in the easterly acceleration phase of the quasi-
biennial oscillation // Atmos.-Ocean. 1983. Vol. 21, N 1. P. 55-68.
191. Пу рганский B.C. О возможном механизме генерации квазидвухлетней цикличности в эквато-
риальной области // Исследование верхней атмосферы Земли. М.: Гидрометеоиздат, 1973.
С. 95-99.
192. Павлов Н.И. К вопросу об изменении периода квазидвухлетней цикличности ветра в эквато-
риальной стратосфере // Тр. Дальневост, регион. НИИ Госкомгидромета. Владивосток, 1985.
№ 118. С. 3-13.
193. Незлин Н.В. Неустойчивость пучков заряженных частиц в плазме // УФН. 1970. Т. 102, вып. 1.
С. 105-139.
194. Михневич ВЛ, Яичков А.П. Некоторые свойства верхней атмосферы, обусловленные связью
между физическими процессами в атмосфере, ионосфере и магнитосфере // Полярная ионо-
сфера и магнитосферно-ионосферные связи. Якутск, 1984. С. 157-162.
195. Охлопков В.П.» Охлопкова Л.С. Двухлетние вариации космических лучей // Геомагнетизм и
аэрономия. 1979. Т. 19, №3. С. 431-438.
196. Охлопков В.П.» Охлопкова Л.С.» Чарахчьян ТВ. Двухлетние вариации космических лучей //
Изв. АН СССР. Сер. физ. 1979. Т. 43, № 4, С. 854-861.
191. Inoue М., Sakurai К. Time variation of meteorological elements as controlled by the quasi-biennial
periodicity in the solar phenomena // J. Geomagn. and Geoelectr. 1981. Vol. 33. P. 251-256.
198. Копысов Ю.С. Двухлетние пульсации потока солнечных нейтрино и сейсмическая активность
Солнца // Письма в ЖЭТФ. 1981. Т. 34, вып. 5. С. 289-292.
199. Haubold H.J., Gerth Е. Zeitlich periodische Variationen des solaren Neutrinoflusses und das Standart-
modell der Sonne // Astron. Nachr. 1983. Bd. 304, N 6. S. 299-305.
200. Djurovic D., Stajic D. Secular und decade fluctuations of the geomagnetic field and the universal time
UT1 // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1985. Vol. 36. P. 246-250.
201. Пудовкин М.И.» Беневоленская E.E. Первичное магнитное поле Солнца и солнечная актив-
ность // Магнитосферные исследования. М.: Радио и связь, 1986. № 6. С. 23-29.
lai.Kleeorin N.I., Rusmaikin A.A. Mean-field dynamo with cubic non-linearity // Astron. Nachr. 1984.
Bd. 305, N 5. S. 265-275.
203. Рузмайкин А.А. Магнитное поле Солнца и солнечный цикл // Природа. 1977. № 3. С. 76-85.
2^4. Гудзенко Л.И.» Чертопруд В.Е. Модель циклической активности Солнца // Тр. Физ. ин-та АН
СССР. 1976. Т. 90. С. 154-198.
205. Гудзенко Л.И. В поисках природы солнечных пятен. М.: Знание, 1972. 64 с. (Новое в жизни,
науке, технике. Сер. физика. № 9) .
206. Barta G. Uber die Ursache der dermagnetischen Sakularvariation // Tagungsberieht ’’Geomagnetism
und Aeronomie”. B.: Acad.-Verl., 1962. N 29. S. 9-11.
207. Эйгенсон M.C. Солнечная природа неравномерности вращения Земли // Циркуляр астрономи-
ческой обсерватории. Львов: Изд-во Львов, ун-та, 1954. № 28. С. 1 -8.
2Q8. Калинин Ю.Д.» Киселев В.М. Солнечная обусловленность магнитогидродинамических колеба-
ний крутильного типа в земном ядре // Геомагнетизм и аэрономия. 1977. Т. 17, № 1. С. 166.
209. Kakuta С. Note on the relaxation time of magnetic coupling in the earth’s rotation // Publ. Astron.
Soc. Jap. 1965. Vol. 17, N 3. P. 337-338.
210. Kakuta C. Magneto hydrodynamic oscillation within the fluid core and irregularities in the rotational
motion of the earth // Publ. Intern. Latit. Observ. Mizusawa. 1965. Vol. 5, N 1. P. 17-42.
211. Le Minh-Triet. Sur la p^riodicite de la variation seculaire du champ magnetique terrestre // Acta geo-
phys. pol. 1973. Vol. 21, N 2. P. 159-163.
212. Калинин Ю.Д.» Киселев B.M, Солнечная обусловленность изменений длины суток и сейсмичес-
кой активности // Геомагнетизм и аэрономия. 1975. Т. 15, № 1. С. 170-171.
162
213. Лившиц М.А., Сидоренков H.C.t Старкова Л.И. О возможной связи неравномерности враще-
ния Земли и высокоширотного магнитного поля Солнца // Астрон. журн. 1979. Т. 56, № 3.
С. 584-589.
214. Могилевский Э.И. Гипотеза о корпускулярных солнечных потоках с бессиловыми магнит-
ными полями // Геомагнетизм и аэрономия. 1962. Т. 2, № 1. С. 48-55.
215. Афанасьева В. И.» Калинин Ю.Дп Могилевский Э.И. Некоторые элементы теории геомагнит-
ных бурь//Там же. 1964. Т. 4, № 4. С. 722-731.
216. Калинин Ю.Д. Вековые геомагнитные вариации, неравномерности суточного вращения Земли
и радиационные зоны Земли // Там же. 1961. Т. 1, № 5. С. 795-802.
217. Афанасьева В.И., Калинин Ю.Д>, Могилевский Э.И. Изменения ото дня ко дню скорости суточ-
ного вращения Земли и возможные причины этих изменений (предварительное сообщение) //
Там же. 1965. Т. 5, № 6. С. 1098-1099.
218. Афанасьева В.И. Вторая возможная причина иррегулярных колебаний скорости суточного
вращения Земли // Там же. 1966. Т. 6, № 5. С. 944-945.
219. Афанасьева В.И. Нерегулярные изменения скорости вращения Земли и воздействие солнеч-
ных корпускулярных потоков на шлейф земной магнитосферы Ц Там же. № 6. С. 1094-1095.
220. Gribbin J. A solar storm that shook the world // New Sci. 1973. Vol. 58, N 845. P. 339-340.
221. Gribbin J. Earth’s spin and great solar storm // Spectrum. (Gr. Brit.). 1973. N 108. P. 13-14.
222. O’Hora N.P.J., Penny C. J. A. Rotation of the earth during the 1972 solar event// Nature. 1973.
Vol. 244, N 5416. P. 426-427.
223. Сидоренков H.C. Солнечные вспышки и вращение Земли // Природа. 1974. № 2. С. 104-105.
224. Бенькова Н.П^ Могилевский Э.И. Эволюционные и импульсные изменения главного геомаг-
нитного поля, вращения Земли и солнечная активность // Phys. Solariterr. 1976. N З.С. 3-12.
225. Иванов KJT.t Харшиладзе А.Ф. Межпланетные сферомаки // Геомагнетизм и аэрономия. 1985.
Т. 25,№ З.С. 377-380.
226. Билде Ю.А. Оценка неравномерности вращения Земли, вызванной магнитными возмущениями
Солнца // Астрометрия и астрофизика: Респ. межвед. сб. Киев: Наук, думка, 1976. Вып. 28.
С. 14-21.
227. Burkard О.М. Ein Einfluss des Sonnenwindes auf die Erdrotation // Gerlands Beitr. Geophys. 1972.
Bd. 81, N 3/5. S. 277-280.
228. Лаптухов А.И. О механизме влияния солнечной активности на скорость суточного вращения
Земли // Геомагнетизм и аэрономия. 1980. Т. 20, № 4. С. 670-673.
229. Coleman P.J. (Jr.). A model of the geomagnetic cavity // Radio Sci. 1971. Vol. 6, N 2. P. 321-339.
230. Coleman P.J. (Jr.). Solar wind torque on the geomagnetic cavity // J. Geophys. Res. 1971. Vol. 76,
N 16. P. 3800-3805.
231. Hirshberg J. Upper limit of the torque of the solar wind on the earth // Ibid. 1972. Vol. 77, N 25.
P. 4855-4877.
232. Hines C.O. Solar wind torque as an inhibitor of terrestrial rotation // Ibid. 1974. Vol. 79,
N 10. P. 1543-1545.
233. Papagiannis M.D. The torque applied by the solar wind on the tilted magnetosphere// Ibid. 1973.
Vol. 78, N 34. P. 7968-7977.
234. Olson W.P. Forces and torques on the earth produced by magnetospheric currents // Ibid. 1974. Vol. 79,
N7. P. 1128-1130.
235. Чижевский А.Л. Земное эхо солнечных бурь. М.: Мысль, 1973. 350 с.
236, Зельдович Я.БЧ Рузмайкин А.А, Проблемы динамо в астрофизике // Итоги науки и техники.
Астрономия. М.: ВИНИТИ, 1982. Т. 21. С. 151-187.
ОГЛАВЛЕНИЕ
Предисловие............................................................................ 3
Вариации магнитного поля и скорости суточного вращения Земли, а также солнечной актив-
ности в диапазоне 1 < Т < 10 год...................................................... 10
Глава 1. Анализ вариаций напряженности магнитного поля и скорости суточного вращения
Земли, а также солнечной активности по среднегодовым значениям........................ 10
1.1. Каталоги среднегодовых значений магнитных обсерваторий и методы анализа погреш-
ностей регистрации многолетних вариаций .......................................... 10
1.2. Анализы изменения второй разности среднегодовых значений напряженности геомаг-
нитного поля во времени .......................................................... 16
1.3. Анализ вариаций скорости суточного вращения Земли, полученные по атомной шкале
времени........................................................................... 24
1.4. Анализ вариаций солнечной и геомагнитной активностей с 1 < Т < 10 год......... 26
1.5. Источник вариаций,выделяемых в b2F . . . . ................................... 28
1.6. Обсуждение результатов........................................................ 29
Глава 2. Уточнение структуры вариаций магнитного поля Земли и солнечной активности в
диапазоне 1 < Т< 10 год по среднемесячным значениям..............,.................... 31
2.1 / Исходные данные и метод анализа.............................................. 31
2.2. Вариации F(r, г) по среднемесячным значениям.........................., . . 34
2.3. Додекадные вариации солнечной активности по среднемесячным значениям чисел
Вольфа и аа-индекса геомагнитной активности ...................................... 40
2.4. Анализ вариаций потоков высокоэнергичных нейтрино Солнца...................... 48
2.5. Основные результаты.......................................................... 54
Декадные вариации солнечной активности, скорости суточного вращения и магнитного поля
Земли............................................................................... 55
Глава 3. Декадные вариации (циклы) солнечной активности............................... 55
3.1. Исходные данные для анализов и использованный метод выделения ДКВ(СА) .... 55
3.2. Анализ декадных вариаций по рядам чисел Вольфа и Шове ...................... 57
3.3. Декадные вариации геомагнитной активности..................................... 81
3.4. Обсуждение результатов анализа декадных вариаций СА и ГА...................... 86
Глава 4. Декадные вариации скорости суточного вращения и напряженности магнитного по-
ля Земли.............................................................................. 88
4.1. Декадные вариации продолжительности суток..................................... 89
4.2. Декадные вариации геомагнитного поля......................................... 102
4.3. Обсуждение результатов....................................................... 114
Связи рассматриваемых полей по вариациям в дипазоне 1 < Т < 100 год в проблеме сол-
нечно-земной физики ................................................................ 116
Глава 5. Солнечно-земные связи рассматриваемых полей по их вариациям в диапазоне 1 <
< Т < 11 год................................................................... 116
5.1. Источник динамики магнитосферных токовых систем DR и DCF в этом диапазоне
периодов ...................................................................... 116
5.2. Некоторые проявления солнечной активности в астро- и геофизических процессах 132
5.3. Основные результаты.......................................................... 135
Глава 6. Солнечно-земные связи вариаций рассматриваемых полей с 11 < Т < 100 год 136
6.1. Нестационарное™» 22-летнего цикла чисел Вольфа и его возможная интерпретация 136
6.2. Связь временных изменений магнитного поля и скорости суточного вращения Земли
в диапазоне 10 < Т< 100 год с солнечной активностью ........................... 140
Заключение................................................................ . 152
Литература...................................................................... 156
Научное издание
Ривин Юрий Рувимович
ЦИКЛЫ ЗЕМЛИ И СОЛНЦА
Утверждено к печати
Институтом земного магнетизма,
ионосферы и распространения
радиоволн АН СССР
Редактор В.К. Белова
Художник Д.А. Шпаков
Художественный редактор М.Л. Хромцов
Технический редактор М.К. Серегина
Корректор ИТ. Мартьянова
Оператор В.В. Неснова
Набор выполнен в издательстве
на наборно-печатающих автоматах
ИБ № 39722
Подписано к печати 18.11.88. Т—20744
Формат 70 X 100 1/16. Бумага кн.-журнальная
Гарнитура Пресс-Роман. Печать офсетная
Усл.печ.л. 13,7. Усл.кр.-отт. 14,0. Уч.изд л. 15,4
Тираж 1250 экз. Тип. зак. 928. Цена 3 р. 10 к.
Ордена Трудового Красного Знамени
издательство ’’Наука”
117864 ГСП-7, Москва В-485
Профсоюзная ул., д. 90
Ордена Трудового Красного Знамени
1-я типография издательства ’’Наука”
199034, Ленинград, В-34, 9-я линия, 12
Список исправлений
Страница Строка Напечатано До 1ЖН0 быть
19 10 сн. 129] [27]
26 26 сн. [48] [49]
38 2 св. кривая 3 кривая 3
65 15 св. цикла 10 с цикла 10
72 8 сн. всего всегда
73 18 сн. рис. 3.12, а рис. 3.2, а
93 8 сн. 0,45 0,85
111 26 св. [158, 164] 64]
111 14 сн. [20] [120|
Ю.Р. РИВИН
циклы
ЗЕМЛИ
и СОЛНЦА
«НАУКА»