Turbulent dynamo near tachocline and reconstruction of azimuthal magnetic field in the solar convection zone

Abstract

Abstract. In order to extend the abilities of the αΩ dynamo model to explain the observed regularities and anomalies of the solar magnetic activity, the negative buoyancy phenomenon and the magnetic quenching of the α effect were included in the model, as well as newest helioseismically determined inner rotation of the Sun were used. Magnetic buoyancy constrains the magnitude of toroidal field produced by the Ω effect near the bottom of the solar convection zone (SCZ). Therefore, we examined two "antibuoyancy" effects: i) macroscopic turbulent diamagnetism and ii) magnetic advection caused by vertical inhomogeneity of fluid density in the SCZ, which we call the ∇ρ effect. The Sun's rotation substantially modifies the ∇ρ effect. The reconstruction of the toroidal field was examined assuming the balance between mean-field magnetic buoyancy, turbulent diamagnetism and the rotationally modified ∇ρ effect. It is shown that at high latitudes antibuoyancy effects block the magnetic fields in the deep layers of the SCZ, and so the most likely these deep-rooted fields could not become apparent at the surface as sunspots. In the near-equatorial region, however, the upward ∇ρ effect can facilitate magnetic fields of about 3000 -4000 G to emerge through the surface at the sunspot belt. Allowance for the radial inhomogeneity of turbulent velocity in derivations of the helicity parameter resulted in a change of sign of the α effect from positive to negative in the northern hemisphere near the bottom of the SCZ. The change of sign is very important for direction of the Parker's dynamo-waves propagation and for parity of excited magnetic fields. The period of the dynamo-wave calculated with allowance for the magnetic quenching is about seven years, that agrees by order of magnitude with the observed mean duration of the sunspot cycles. Using the modern helioseismology data to define dynamo-parameters, we conclude that north-south asymmetry should exist in the meridional field. At low latitudes in deep layers of the SCZ, the αΩ dynamo excites most efficiency the dipolar mode of the meridional field. Meanwhile, in high-latitude regions a quadrupolar mode dominates in the meridional field. The obtained configuration of the net meridional field is likely to explain the magnetic anomaly of polar fields (the apparent magnetic "monopole") observed near the maxima of solar cycles.

Repeated maxima of sunspot cycles

“…У замагніченому турбулентному середовищі виникає магнітне перенесення глобального магнітного поля, зумовлене змінністю густини плазми [33][34][35]. Неоднорідність густини високопровідної плазми, в якій збуджені маломасштабні магнітні пульсації b, в нелінійному режимі викликає перенесення магнітного поля вздовж градієнта густини середовища ∇ρ (в напрямку зростання густини) з ефективною швидкістю…”

“…Оскільки густина речовини у радіальному напрямку від поверхні до дна СКЗ зростає майже на 6 порядків величини, то тут виникає спрямований донизу -проти класичної магнітної плавучості -доволі інтенсивний магнітний потік. Щоб підкреслити роль неоднорідності густини плазми в досліджуваному процесі ми присвоїли йому в роботі [33] назву ∇ρ-ефект. Проведені нами розрахунки для моделі СКЗ Стікса [36] показали, що спрямована донизу швидкість V ρ змінюється в діапазоні від 6 ⋅10 3 см/с (z ≈ 20 тис.…”

“…Найбільшої актуальності набуває дослідження радіального потоку тороїдального поля BT, оскільки вихід останнього на поверхню приводить до формування сонячних плям. Важливо, що напрям і швидкість перенесення тороїдального поля (донизу чи догори) суттєво залежать від глибини z, полярного кута θ і числа Коріоліса ω [33,37]:…”

“…У нелінійному режимі (при врахуванні впливу магнітного поля В на турбулентність) швидкість діамагнітного перене-сення набуває вигляду VD(B) ≈ 6 V μ ΨD(B), де ΨD(B) -функція магнітного пригнічення. Турбулентна в'язкість νТ, розрахована на підставі моделі Стікса [36], досягає свого максимального значення посередині вертикаль-ної протяжності СКЗ [33]. Тому турбулентне діамагнітне перенесення згідно наших розрахунків [33] у нижній половині СКЗ спрямоване в глибинні шари, тоді як у верхній половині -до поверхні.…”

“…Турбулентна в'язкість νТ, розрахована на підставі моделі Стікса [36], досягає свого максимального значення посередині вертикаль-ної протяжності СКЗ [33]. Тому турбулентне діамагнітне перенесення згідно наших розрахунків [33] у нижній половині СКЗ спрямоване в глибинні шари, тоді як у верхній половині -до поверхні. Водночас загально відома паркерівська плавучість у всіх ділянках на Сонці завжди переносить поля до поверхні.…”