Скорости появления и распада магнитного потока передних и задних солнечных пятен, наблюдавшихся с помощью HMI

Мы количественно оцениваем скорости появления и распада передних (p) и задних (f) солнечных пятен в 10 активных областях в период с 2010 по 2014 год, используя данные Space-weather Helioseismic Magnetic Imager Active Region Patch. Солнечные пятна представляют собой области малого и среднего размера и содержат знакопеременный поток внутри пятна одной полярности, равный . Полный беззнаковый поток в областях, включая факельные поля, находится в диапазоне от . Скорости рассчитываются с использованием контуров интенсивности и без них, чтобы различать формирование солнечных пятен и появление магнитного потока. Средние скорости появления знакового потока, рассчитанные с использованием контуров интенсивности, для передних (задних) пятен составляют ч−1, тогда как скорости распада равны ч−1. Средняя скорость появления знакового потока в областях, включая факельные поля, составляет ч−1 при среднем пиковом потоке . Обобщение этих результатов и ранее опубликованных данных показывает явную тенденцию: области с большим потоком появляются быстрее, чем области с меньшим потоком. Наблюдаемые скорости появления ( , Мкс ч−1) масштабируются с полным пиковым знаковым потоком по степенному закону с показателем 0,36, то есть . Наблюдаемые скорости могут помочь ограничить граничные и начальные условия в моделях, которые уже демонстрируют повышенные скорости для flux tubes с большей плавучестью и закрученностью либо при наличии сильного восходящего потока. В целом наблюдаемые скорости появления меньше, чем в моделях, что может указывать на более медленный подъём потока во внутренних слоях по сравнению с тем, который воспроизводится в моделях.