Irkutsk, Russian Federation
Variations in the solar magnetic-field ratio over 13 years are analyzed, relying on the comparison of simultaneous measurements in two spectral lines at the Mount Wilson Observatory. The ratio and correlation coefficient are calculated over the general working range of measured magnetic-field values and in various ranges of field magnitudes. We study variations in both the parameters. We have found the following tenden-cies: i) the parameters show changes with solar cycle in the general case; ii) their dependence on magnetic-field magnitude is a nonlinear function of time, and this is especially pronounced in the ratio behavior; iii) several separate ranges of the field magnitudes can be distin-guished based on the behavioral patterns of variations in the ratio. We discuss correspondences between these ranges and the known structural objects of the solar atmosphere. This leads to a conclusion that the dependence of the parameters on magnetic-field magnitude and time is connected with the variety of magnetic structural components and their cyclic rearrangements. The reported results may be useful for solving interpretation problems of solar magnetic-field meas-urements and for the cross-calibration of applicable instruments. They can also be used for tasks related to the creation of a uniform long temporal series of solar magnetic-field data from various sources.
magnetic fields, photosphere magnetic fields, chromosphere, solar cycle observations, instru-mentation, and data management
ВВЕДЕНИЕ
Долговременные измерения солнечных магнитных полей необходимы для более глубокого понимания их эволюции и изменчивости активности Солнца, а также для решения проблем прогнозирования космической погоды. Совокупность таких наблюдений, накапливаемая со второй половины XX в. с помощью множества инструментов, является неоднородной. Различия в комбинациях используемой спектральной линии, апертуры, временного разрешения, калибровки и характерной картины неизбежных аппаратурных погрешностей обусловливают уникальность рядов данных каждого инструмента. Как правило, солнечные магнитограммы, полученные с помощью разных средств измерения, показывают расхождения в величине поля, несмотря на очевидное морфологическое соответствие. Это затрудняет как оценку напряженности в заданном участке солнечной поверхности в заданный момент времени, так и объединение имеющихся разнородных данных в однородный временной ряд. Эти проблемы широко известны и активно обсуждаются с начала эры солнечных магнитографов.
Некоторые аспекты этого важного вопроса можно найти, например, в публикациях [Norton, Ulrich, 2000; Jones, Ceja, 2001; Arge et al., 2002; Berger, Lites, 2003; Zhang et al., 2003; Wenzler et al., 2004; Demidov et al., 2008; Liu et al., 2012; Pietarila et al., 2013; Riley et al., 2014]. Приведенные в них многочисленные ссылки позволяют глубже взглянуть на ситуацию. Прежде всего, с технической точки зрения в качестве ключевых факторов рассматриваются спектральная линия, пространственное и временное разрешение, нулевая точка магнитографа, уровень погрешности измерений и эффект насыщения. Однако основной трудностью при решении вопроса воспроизводимости измерений солнечных магнитных полей является проблема интерпретации наблюдений, которая определяет процедуры масштабирования данных [Harvey, Livingston, 1969; Howard, Stenflo, 1972; Stenflo, 1973; Ulrich et al., 2002, 2009; Tran et al., 2005; Demidov, Balthasar, 2012; Balthasar, Demidov, 2012; Stenflo et al., 2013].
В качестве простейшего способа «обойти» проблему воспроизводимости измерений широко применяется метод магнитных отношений в двух спек-тральных линиях [Stenflo, 1973]. При этом для со-гласования измерений сопоставляемых магнитных полей в первом приближении проводится оценка их «средних отношений» («факторов различия», «ко-эффициентов регрессии», «коэффициентов редукции», «коэффициентов пересчета», «поправочных коэффициентов» и т. п.). Такие оценки представляют интерес прежде всего для взаимной калибровки инструментов. Актуальность исследований в этом направлении резко возросла с развитием спутниковых наблюдений Солнца. Из множества имеющихся источников по этой теме здесь можно выделить работы [Ulrich et al., 2002; Tran et al., 2005; Demidov et al., 2008; Demidov, Balthasar, 2012; Pietarila et al., 2013; Riley et al., 2014].
Следует отметить, что приводимые в многочисленных публикациях магнитные отношения не являются параметрами, однозначно определенными раз и навсегда. Во-первых, очевидно, что их значения зависят от метода вычислений. Во-вторых, они используются для перекалибровки данных некоторых инструментов при необходимости скорректиро-вать обнаруженные несоответствия. В свою очередь, скорректированные данные должны показывать обновленные факторы различия. Такая неоднозначность видна на известном примере перекалибровки данных Майкельсоновского формирователя доплеровских изображений, установленного на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории (Michelson Doppler Imager / Solar and Heliospheric Observatory, MDI/SOHO). Эта перекалибровка опиралась на ис-следование [Tran et al., 2005]. В-третьих, неизбеж-ный износ оборудования обусловливает нестабильность в процессе измерений, что непременно сказы-вается на результатах статистического сопоставления. В-четвертых, магнитное отношение может меняться со временем под действием факторов, не являющихся инструментальными или искусственно наведенными. Этот факт был отмечен Котовым, сопоставившим средние абсолютные напряженности по наблюдениям шести обсерваторий за 1968–2006 гг. [Kotov, 2008a, b]. Позже Котов установил циклическую изменчивость фактора различия между средними солнечными магнитными полями (ССМП), измеренными квазиодновременно в линиях Fe I 525.0 нм и 524.7 нм в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) в 2001–2010 гг. [Kotov, 2012]. Кроме того, подобная же картина была им отмечена при сопоставлении ССМП по измерениям КрАО и стэнфордской обсерватории им. Уилкокса (Wilcox Solar Observatory, WSO) в линии Fe I 525.0 нм [Kotov, 2012]. Позднее в работе [Riley et al., 2014] было выполнено сравнение синоптических карт, полученных по данным семи инструментов в 1913–2126-м кэррингтоновских оборотах (Carrimgton rotations, CRs). Авторы сообщили о «не без труда различимых» (“not easily discerned”) вариациях найденных коэффициентов преобразования. Например, как следует из табл. 3 в статье [Riley et al., 2014], фактор различия варьирует между 0.18 и 0.46 для пересчета данных обсерватории Маунт-Вилсон (Mount Wilson Observatory, MWO) в значения WSO и между 4.50 и 7.74 для пересчета данных МWO в значения MDI/SOHO.
_____________________________________________________________________________________________
*Впервые статья опубликована на английском языке в журнале “Solar Physics”. 2016. V. 291, iss. 8. P. 2213–2241. DOI: 10.1007/s11207-016-0973-3. На русском языке публикуется по лицензии издательства.
1. Andreyeva O.A., Stepanian N.N. Background magnetic fields during last three cycles of solar activity. Astronomische Nachrichten. 2008, vol. 329, no. 6, pp. 579–582. DOI: 10.1002/asna. 200611003.
2. Andreyeva O.A., Zelyk Y.I., Stepanyan N.N., Tsap Yu.T. Regularities in the growth of background magnetic fields. Bull. of the Crimean Astrophysical Observatory. 2010, vol. 106, pp. 8–13. DOI: 10.3103/S019027171001002X.
3. Arge C.N., Hildner E., Pizzo V.J., Harvey J.W. Two solar cycles of nonincreasing magnetic flux. J. Geophys. Res.: Space Phys. 2002. vol. 107, no. A10. CiteID 1319. DOI: 10.1029/20 01JA000503.
4. Athay R.G. The Solar Chromosphere and Corona: Quiet Sun. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. 1976. DOI: 10.1007/978-94-010-1715-2. (Astrophysics and Space Science Library, vol. 53).
5. Balthasar H., Demidov M.L. Spectral inversion of multiline full-disk observations of quiet Sun magnetic fields. Solar Phys. 2012, vol. 280. P. 355–364. DOI: 10.1007/s11207-012-9981-0.
6. Berger T.E., Lites B.W. Weak-field magnetogram calibration using advanced stokes polarimeter flux density maps — II. SOHO/MDI full-disk mode calibration. Solar Phys. 2003, vol. 213, no. 2, pp. 213–229. DOI: 10.1023/A:1023953716633.
7. Bevington P.R. Data Reduction and Error Analysis for the Physical Sciences. McGraw-Hill, New York, 1969.
8. Bruls J.H.M.J., Lites B.W., Murphy G.A. Non-LTE formation heights of stokes profiles of FeI lines. Proc. the 11th National Solar Observato-ry/Sacramento Peak Summer Workshop, Solar Po-larimetry. NSO, Sunspot, 1991. NM. 444.
9. Chapman G.A., Sheeley N.R., Jr. The Photospheric Network. Solar Phys. 1968, vol. 5, no. 4, pp. 442–461. DOI: 10.1007/ BF00147012.
10. Davis J.C. Statistics and Data Analysis in Geology. 1986. 646 p.
11. Demidov M.L., Balthasar H. Spectropolarimetric observations of solar magnetic fields and the SOHO/MDI calibration issue. Solar Phys. 2009, vol. 260, no. 2, pp. 261–270. DOI: 10.1007/s11207-009-9443-5.
12. Demidov M.L., Balthasar H. On the diagnostics of the quiet Sun magnetic fields: Multi-line spectropolarimetric observations and inversion results. Solar Polarization CS-6. Astron. Soc. Pacific, San Francisco, 2011, 437, pp. 189–193.
13. Demidov M.L., Balthasar H. On multiline spectro-polarimetric diagnostics of the quiet Sun’s magnetic fields. Statistics, inversion results and effects on the SOHO/MDI magnetogram calibration. Solar Phys. 2012. vol. 276, no. 1–2, pp. 43–59. DOI: 10.1007/s11207-011-9863-x.
14. Demidov M.L., Golubeva E.M. Comparison of solar large-scale magnetic field strengths from selected data sets at different solar activity phases. Solnechno-zemnaya fizika [Solar-Ter. Phys.]. 2011, vol. 18, pp. 58–62. (In Russian).
15. Demidov M.L., Golubeva E.M., Balthasar H., et al. Comparison of solar magnetic fields measured at dif-ferent observatories: Peculiar strength ratio distribu-tions across the disk. Solar Phys. 2008, vol. 250, no. 2, pp. 279–301. DOI: 10.1007/s11207-008-9225-5.
16. DeVore C.R., Boris J.P., Sheeley N.R., Jr. The concentration of the large-scale solar magnetic field by a meridional surface flow. Solar Phys. 1984, vol. 92, pp. 1–14. DOI: 10.1007/BF00 157230.
17. DeVore C.R., Boris J.P., Young T.R. Jr., et al. Nu-merical simulations of large-scale solar magnetic fields. Austral. J. Phys. 1985, vol. 38, pp. 999–1007. DOI: 10.1071/PH850999.
18. Duvall T.L., Jr. Large-scale solar velocity fields. Solar Phys. 1979, vol. 63, pp. 3–15. DOI: 10.1007/BF00155690.
19. Győri L., Baranyi T., Ludmány A. Photospheric data programs at the Debrecen Observatory. The Physics of Sun and Star Spots: Proc. IAU Symposium no. 273. 2011, pp. 403–407. DOI: 10.1017/ S174392131101564X.
20. Harvey J., Livingston W. Magnetograph measure-ments with temperature-sensitive lines. Solar Phys. 1969, vol. 10, no. 2, pp. 283–293. DOI: 10.1007/BF00145515.
21. Howard R. Evidence for large-scale velocity features on the Sun. Astrophys. J. Let. 1979, vol. 228, pp. L45–L50. DOI: 10.1086/182900.
22. Howard R., Stenflo J.O. On the filamentary nature of solar magnetic fields. Solar Phys. 1972, vol. 22, no. 2, pp. 402–417. DOI: 10.1007/BF00148705.
23. Ioshpa B.A., Obridko V.N., Chertoprud V.E. Small-scale stochastic structure of the solar magnetic field. Astron. Lett. 2007, vol. 33, no. 12, pp. 844–847. DOI: 10.1134/S1063773707120079.
24. Jones H.P., Ceja J.A. Preliminary comparison of magnetograms from KPVT/SPM, SOHO/MDI and GONG+. Advanced Solar Polarimetry — Theory, Observation, and Instrumentation CS-236. Astron. Soc. Pacific, San Francisco. 2001, pp. 87–93.
25. Kawakami S., Makita M. Magnetograph observations of solar faculae. Publ. of the Astron. Soc. of Japan. 1993, vol. 45, no. 2, pp. 255–261.
26. Kotov V.A. A paradox in measuring the magnetic field of the Sun. Bulletin of the Crimean Astrophysical Observatory. 2008a, vol. 104, no. 1, pp. 79–95. DOI: 10.3103/S0190271708010117.
27. Kotov V.A. Mean absolute strength of the solar magnetic field in 1968–2006. Astronomy Reports. 2008b, vol. 52, no. 5, pp. 419–428. DOI: 10.1134/S1063772908050089.
28. Kotov V.A. Enigmas in measurements of solar mag-netic field. Bulletin of the Crimean Astrophysical Ob-servatory. 2012, vol. 108, no. 1, pp. 20–29. DOI: 10.3103/S019027171201010X.
29. Liu Y., Hoeksema J.T., Scherrer P.H., et al. Compari-son of line-of-sight magnetograms taken by the Solar Dynamics Observatory/Helioseismic and Magnetic Imager and Solar and Heliospheric Observato-ry/Michelson Doppler Imager. Solar Phys. 2012, vol. 279, no. 1, pp. 295–316. DOI: 10.1007/s11207-012-9976-x.
30. Mordvinov A.V., Yazev S.A. Reversals of the Sun’s polar magnetic fields in relation to activity complexes and coronal holes. Solar Phys. 2014, vol. 289, no. 6, pp. 1971–1981. DOI: 10.1007/s11207-013-0456-8.
31. Norton A.A., Ulrich R.K. Measuring magnetic oscil-lations in the solar photosphere: Coordinated obser-vations with MDI, ASP and MWO. Solar Phys. 2000, vol. 192, no. 1/2, pp. 403–413. DOI: 10.1023/A:1005290616918.
32. Obridko V.N., Shelting B.D. Anomalies in the evolu-tion of global and large-scale solar magnetic fields as the precursors of several upcoming low solar cycles. Astron. Lett. 2009, vol. 35, no. 4, pp. 247–252. DOI: 10.1134/S1063773709040045.
33. Pietarila A., Bertello L., Harvey J.W., Pevtsov A.A. Comparison of ground-based and space-based lon-gitudinal magnetograms. Solar Phys. 2013, vol. 282, no. 1, pp. 91–106. DOI: 10.1007/s11207-012-0138-y.
34. Priest E.R. Solar Magnetohydrodynamics. Dordrecht; Boston, Reidel, 1982. 469 p.
35. Riley P., Ben-Nun M., Linker J.A., et al. A multi-observatory inter-comparison of line-of-sight syn-optic solar magnetograms. Solar Phys. 2014, vol. 289, no. 3, pp. 769–792. DOI: 10.1007/s11207-013-0353-1.
36. Sánchez Almeida J. Inter-network magnetic fields ob-served during the minimum of the solar cycle. Astron. Astrophys. 2003, vol. 411, pp. 615–621. DOI: 10.1051/0004-6361:20031560.
37. Sheeley N.R., Jr. The flux-transport model and its implications. The Solar Cycle CS-27. Astron. Soc. Pacific, San Francisco, 1992, pp. 1–13.
38. Stenflo J.O. Magnetic field structure of the photo-spheric network. Solar Phys. 1973, vol. 32, no. 1, pp. 41–63. DOI: 10.1007/BF00152728.
39. Stenflo J.O. Horizontal or vertical magnetic fields on the quiet Sun. Angular distributions and their height variations. Astron. Astrophys. 2013, vol. 555, id. A132. DOI: 10.1051/0004-6361/201321608.
40. Stenflo J.O., Demidov M.L., Bianda M., Ramelli R. Calibration of the 6302/6301 Stokes V line ratio in terms of the 5250/5247 ratio. Astron. Astrophys. 2013, vol. 556, id. A113. DOI: 10.1051/0004-6361/201321749.
41. Tran T., Bertello L., Ulrich R.K., Evans S. Magnetic fields from SOHO MDI converted to the Mount Wilson 150 Foot Solar Tower Scale. The Astrophys. J. Suppl. Ser. 2005, vol. 156, no. 2, pp. 295–310. DOI: 10.1086/426713.
42. Ulrich R.K., Tran T. The global solar magnetic field — identification of traveling, long-lived ripples. Astrophys. J. 2013, vol. 768, no. 2, id. 189. DOI: 10.1088/0004-637X/768/2/189.
43. Ulrich R.K., Henney C.J., Schimpf S., et al. Model-ing of integrated sunlight velocity measurements: The effect of surface darkening by magnetic fields. Astron. Astrophys. 1993, vol. 280, no. 1, pp. 268–281.
44. Ulrich R.K., Evans S., Boyden J.E., Webster L. Mount Wilson Synoptic Magnetic Fields: Improved instrumentation, calibration, and analysis applied to the 2000 July 14 flare and to the evolution of the dipole field. The Astrophys. J. Suppl. Ser. 2002, vol. 139, no. 1, pp. 259–279. DOI: 10.1086/337948.
45. Ulrich R.K., Bertello L., Boyden J.E., Webster L. In-terpretation of solar magnetic field strength observa-tions. Solar Phys. 2009, vol. 255, no. 1, pp. 53–78. DOI: 10.1007/s11207-008-9302-9.
46. Wenzler T., Solanki S.K., Krivova N.A., Fluri D.M. Comparison between KPVT/SPM and SoHO/MDI magnetograms with an application to solar irradiance reconstructions. Astron. Astrophys. 2004, vol. 427, pp. 1031–1043. DOI: 10.1051/0004-6361:20041313.
47. Zhang H., Labonte B., Li, J., Sakurai T. Analysis of vector magnetic fields in solar active regions by Huairou, Mees and Mitaka vector magnetographs. Solar Phys. 2003, vol. 213, no. 1, pp. 87–102. DOI: 10.1023/A:1023246421309.
48. Zirin H. The magnetic structure of plages. Chromo-spheric Fine Structure: Proc. IAU Symposium no. 56. Surfer’s Paradise, Qld., Australia, 3–7 September 1973. Dordrecht; Boston: Reidel, 1974, pp. 161–175.
49. URL: ftp://howard.astro.ucla.edu/pub/obs/fits (accessed May 12, 2017).
50. URL: http://fenyi.solarobs.unideb.hu/DPD/index.html (accessed May 12, 2017).
