Экспериментальное изучение крупномасштабной структуры солнечного ветра
|
Введение 3
1 Обзор предшествующих теоретических и экспериментальных
результатов исследований и постановка задачи 20
1.1 Солнечная атмосфера 20
1.1.1 Крупномасштабная структура солнечной атмосферы 21
1.1.2 Химический и зарядовый состав ионной компоненты 22
1.2 Солнечный ветер 26
1.2.1 Образование солнечного ветра 26
1.2.2 Динамика химического и зарядового состава 27
1.3 Измерения солнечного ветра 29
1.3.1 Методы измерений 30
1.3.2 Основные характеристики протонной компоненты 32
1.3.3 Крупномасштабная структура солнечного ветра 34
1.3.4 Элементный и зарядовый составы ионной компоненты 35
1.3.5 Оценки температуры солнечной короны
по наблюдениям тяжелых ионов солнечного ветра 40
1.3.6 Массовые скорости ионных компонент 40
1.3.7 Кинетические температуры ионных компонент 43
1.4 Солнечно-земные связи 44
1.5 Постановка задачи исследований 46
2 Методика измерений и обработки данных 48
2.1 Условия проведения экспериментов 48
2.2 Описание аппаратуры 49
2.2.1 Электростатические анализаторы ионов без селекции по
массе 50
2.2.2 Электростатические анализаторы с селекцией по массе ионов 53
2.2.3 Датчики интегрального потока 55
2.2.4 Энерго-масс-анализатор ионов 57
2.3 Методика обработки данных 60
2.3.1 Методика определения гидродинамических параметров ионных компонент солнечного ветра 60
2.3.2 Методика определения параметров тяжелых ионов солнечного ветра 67
2.4 Заключение 74
3 Среднестатистические характеристики солнечного ветра 78
3.1 Средние значения параметров солнечного ветра 78
3.2 Вариации основных параметров солнечного ветра 80
3.3 Зависимость температуры и концентрации протонов от скорости
и потока импульса 95
3.4 Зависимость содержания гелия от скорости и величины потока . 102
3.5 Зависимость разности скоростей и отношения температур а-
частиц и протонов от скорости 107
3.6 О причинах нарушения термодинамического равновесия между
протонами и а-частицами 113
3.7 О роли столкновений в выравнивании скоростей и температур
протонов и а-частиц 119
3.8 Выводы 129
4 Крупномасштабная структура солнечного ветра 132
4.1 Постановка задачи и описание методики 132
4.2 Идентификация разных типов течений солнечного ветра 135
4.2.1 Двумерные зависимости параметров от скорости и
концентрации 135
4.2.2 Обсуждение результатов 139
4.2.3 Средние значения параметров в разных типах течений
солнечного ветра 145
4.3 Выводы 149
5 Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в
поведении ионных компонент 151
5.1 Потоки массы, импульса и энергии в разных типах течений
солнечного ветра 151
5.2 Поведение содержания и динамика а-частиц в разных типах
течений солнечного ветра 163
5.3 Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в
поведении тяжелых ионов 179
5.3.1 Динамика среднечасовых значений содержания и ионизационных
температур тяжелых ионов 180
5.3.2 Вариации содержания и ионизационных температур
тяжелых ионов в потоках различного типа 193
5.3.3 Наблюдения ионов He+ в потоке, связанном с инжекцией
корональной массы 199
5.4 Выводы 208
6 Роль крупномасштабной структуры солнечного ветра в солнечно-земной физике 212
6.1 Описание данных и общая характеристика периода 212
6.2 Состояние магнитосферы 214
6.3 Сопоставление бурь с солнечными источниками 221
6.4 Сопоставление бурь с межпланетными
источниками 230
6.5 Реакция магнитосферы на магнитные облака и "слабый"
солнечный ветер 233
6.5.1 Магнитные облака и "слабый" солнечный ветер 233
6.5.2 Геоэффективность рассматриваемых явлений 235
6.5.3 Положение головной ударной волны и магнитопаузы .... 244
6.5.4 Некоторые особенности состояния магнитосферы 250
6.6 Обсуждение результатов и выводы 255
Заключение 259
Литература 270
Список принятых сокращений 291
Список иллюстраций 292
Список таблиц 305
1 Обзор предшествующих теоретических и экспериментальных
результатов исследований и постановка задачи 20
1.1 Солнечная атмосфера 20
1.1.1 Крупномасштабная структура солнечной атмосферы 21
1.1.2 Химический и зарядовый состав ионной компоненты 22
1.2 Солнечный ветер 26
1.2.1 Образование солнечного ветра 26
1.2.2 Динамика химического и зарядового состава 27
1.3 Измерения солнечного ветра 29
1.3.1 Методы измерений 30
1.3.2 Основные характеристики протонной компоненты 32
1.3.3 Крупномасштабная структура солнечного ветра 34
1.3.4 Элементный и зарядовый составы ионной компоненты 35
1.3.5 Оценки температуры солнечной короны
по наблюдениям тяжелых ионов солнечного ветра 40
1.3.6 Массовые скорости ионных компонент 40
1.3.7 Кинетические температуры ионных компонент 43
1.4 Солнечно-земные связи 44
1.5 Постановка задачи исследований 46
2 Методика измерений и обработки данных 48
2.1 Условия проведения экспериментов 48
2.2 Описание аппаратуры 49
2.2.1 Электростатические анализаторы ионов без селекции по
массе 50
2.2.2 Электростатические анализаторы с селекцией по массе ионов 53
2.2.3 Датчики интегрального потока 55
2.2.4 Энерго-масс-анализатор ионов 57
2.3 Методика обработки данных 60
2.3.1 Методика определения гидродинамических параметров ионных компонент солнечного ветра 60
2.3.2 Методика определения параметров тяжелых ионов солнечного ветра 67
2.4 Заключение 74
3 Среднестатистические характеристики солнечного ветра 78
3.1 Средние значения параметров солнечного ветра 78
3.2 Вариации основных параметров солнечного ветра 80
3.3 Зависимость температуры и концентрации протонов от скорости
и потока импульса 95
3.4 Зависимость содержания гелия от скорости и величины потока . 102
3.5 Зависимость разности скоростей и отношения температур а-
частиц и протонов от скорости 107
3.6 О причинах нарушения термодинамического равновесия между
протонами и а-частицами 113
3.7 О роли столкновений в выравнивании скоростей и температур
протонов и а-частиц 119
3.8 Выводы 129
4 Крупномасштабная структура солнечного ветра 132
4.1 Постановка задачи и описание методики 132
4.2 Идентификация разных типов течений солнечного ветра 135
4.2.1 Двумерные зависимости параметров от скорости и
концентрации 135
4.2.2 Обсуждение результатов 139
4.2.3 Средние значения параметров в разных типах течений
солнечного ветра 145
4.3 Выводы 149
5 Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в
поведении ионных компонент 151
5.1 Потоки массы, импульса и энергии в разных типах течений
солнечного ветра 151
5.2 Поведение содержания и динамика а-частиц в разных типах
течений солнечного ветра 163
5.3 Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в
поведении тяжелых ионов 179
5.3.1 Динамика среднечасовых значений содержания и ионизационных
температур тяжелых ионов 180
5.3.2 Вариации содержания и ионизационных температур
тяжелых ионов в потоках различного типа 193
5.3.3 Наблюдения ионов He+ в потоке, связанном с инжекцией
корональной массы 199
5.4 Выводы 208
6 Роль крупномасштабной структуры солнечного ветра в солнечно-земной физике 212
6.1 Описание данных и общая характеристика периода 212
6.2 Состояние магнитосферы 214
6.3 Сопоставление бурь с солнечными источниками 221
6.4 Сопоставление бурь с межпланетными
источниками 230
6.5 Реакция магнитосферы на магнитные облака и "слабый"
солнечный ветер 233
6.5.1 Магнитные облака и "слабый" солнечный ветер 233
6.5.2 Геоэффективность рассматриваемых явлений 235
6.5.3 Положение головной ударной волны и магнитопаузы .... 244
6.5.4 Некоторые особенности состояния магнитосферы 250
6.6 Обсуждение результатов и выводы 255
Заключение 259
Литература 270
Список принятых сокращений 291
Список иллюстраций 292
Список таблиц 305
Сверхзвуковой поток плазмы, образующийся в результате постоянного расширения горячей солнечной короны в межпланетное пространство и заполняющий гелиосферу, получил название "солнечный ветер". И хотя прямые исследования солнечного ветра с помощью советских и американских космических аппаратов начались более 40 лет назад (на советской ракете ЛУНА 2 в 1959 г. [19, Грингауз и др., 1960] и на американских космических аппаратах Explorer 10 в 1961 г. и Mariner 2 в 1962 г. [179, Neugebauer and Snyder, 1962]), всестороннее изучение солнечного ветра было и остается актуальным по целому ряду причин.
Прежде всего необходимо отметить, что теоретические основы нашего понимания процессов формирования и динамики солнечного ветра (в гидродинамическом приближении) были заложены Паркером в 1957 г. (см. например, [199, Parker, 1961]). Однако результаты прямых измерений магнитогидродинамических параметров солнечного ветра постоянно ставят новые вопросы, многие из которых остаются открытыми и по сей день. К ним прежде всего относятся физические механизмы, ответственные за нагрев основания короны до температур 1,5-2 млн. градусов и эффективную передачу энергии от короны к солнечному ветру, а также механизмы, обеспечивающие выход в межпланетное пространство ионов более тяжелых, чем протоны. Таким образом, измерения параметров солнечного ветра, изучение их изменчивости и взаимосвязей между ними способствуют лучшему пониманию фундаментальных вопросов физики солнечной (звездной) атмосферы.
Очень информативными оказались исследования отдельных ионных компонент солнечного ветра. Во-первых, массовый состав солнечного ветра не изменяется в межпланетной среде и поэтому дает непосредственную информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Во-вторых, различные ионизационные состояния тяжелых ионов формируются в нижней короне, и при движении ионов в межпланетном пространстве их ионизационные состояния практически не изменяются. Следовательно степени ионизации тяжелых ионов солнечного ветра оказываются как бы "заморожены", и ионы солнечного ветра несут информацию об условиях в солнечной короне [69, 147, Вате et al., 1968; Hundhausen et al., . Таким образом, наблюдения в межпланетном пространстве массового и зарядового составов ионов солнечного ветра дают ценную информацию о солнечной атмосфере и вносят существенный вклад в физику Солнца.
В отличие от химического и ионизационного составов гидродинамические параметры солнечного ветра претерпевают в межпланетном пространстве ряд динамических изменений (расширение, ускорение, генерация волн и взаимодействие с ними и др.). За счет малого содержания и большого разнообразия масс и зарядовых состояний ионы более тяжелые, чем протоны, могут рассматриваться как пробные частицы при изучении таких динамических процессов, и поэтому результаты изучения поведения как основных (электронной и протонной) компонент, так и малых ионных составляющих солнечного ветра представляют большой интерес для физики плазмы вообще и физики солнечного ветра в частности [144, 176, Hundhausen, 1972; Neugebauer, 1982].
Хотя параметры солнечного ветра испытывают большие и быстрые вариации, было установлено, что на характерных масштабах от ~1 солнечного радиуса (70 тыс. км) до ~1 а.е. солнечный ветер структурирован (т.е. содержит распространяющиеся в межпланетном пространстве различающиеся между собой области (или типы течений), внутри которых параметры плазмы и межпланетного магнитного поля изменяются сравнительно мало), и его структура отражает крупномасштабную структуру солнечной короны. Некоторые типы течений могут образовываться уже в межпланетном пространстве при взаимодействии разных типов течений солнечного ветра, и масштабы этих областей как правило меньше, чем масштабы течений солнечного ветра, связанные с крупномасштабной структурой солнечной короны. Детальное исследование крупномасштабных течений солнечного ветра и их сравнительный анализ позволяют получить информацию о физических процессах и в солнечном ветре, и в солнечной атмосфере при различных условиях, а также о процессах передачи воздействия от Солнца к Земле посредством различных типов течений солнечного ветра.
Помимо чисто научного интереса, наблюдения солнечного ветра представляют большое практическое значение, так как плазма солнечного ветра является основным агентом, с помощью которого активные процессы на Солнце оказывают влияние на состояние околоземного космического пространства и магнитосферы Земли. Изучение динамики геомагнитосферы необходимо для решения как научных, так и практических задач в области космонавтики, радиосвязи, метеорологии и климатологии и тех видов деятельности, которые существенно от них зависят, в частности сельского хозяйства, биологии и медицины. Этот аспект солнечно-земных связей, названный в начале XX века выдающимся ученым А.Л.Чижевским "космической погодой", в последнее время заслуженно пользуется повышенным интересом как у научных работников, так и у представителей многих других специальностей (см. например, сборник статей "Space Weather, а также труды двух конференций, проходивших в сентябре 2001 г.: международной конференции "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия и Всероссийской конференции по "Физике Солнечно-Земных Связей", Иркутск).
Целью работы является экспериментальное изучение физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики, и их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.
...
Прежде всего необходимо отметить, что теоретические основы нашего понимания процессов формирования и динамики солнечного ветра (в гидродинамическом приближении) были заложены Паркером в 1957 г. (см. например, [199, Parker, 1961]). Однако результаты прямых измерений магнитогидродинамических параметров солнечного ветра постоянно ставят новые вопросы, многие из которых остаются открытыми и по сей день. К ним прежде всего относятся физические механизмы, ответственные за нагрев основания короны до температур 1,5-2 млн. градусов и эффективную передачу энергии от короны к солнечному ветру, а также механизмы, обеспечивающие выход в межпланетное пространство ионов более тяжелых, чем протоны. Таким образом, измерения параметров солнечного ветра, изучение их изменчивости и взаимосвязей между ними способствуют лучшему пониманию фундаментальных вопросов физики солнечной (звездной) атмосферы.
Очень информативными оказались исследования отдельных ионных компонент солнечного ветра. Во-первых, массовый состав солнечного ветра не изменяется в межпланетной среде и поэтому дает непосредственную информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Во-вторых, различные ионизационные состояния тяжелых ионов формируются в нижней короне, и при движении ионов в межпланетном пространстве их ионизационные состояния практически не изменяются. Следовательно степени ионизации тяжелых ионов солнечного ветра оказываются как бы "заморожены", и ионы солнечного ветра несут информацию об условиях в солнечной короне [69, 147, Вате et al., 1968; Hundhausen et al., . Таким образом, наблюдения в межпланетном пространстве массового и зарядового составов ионов солнечного ветра дают ценную информацию о солнечной атмосфере и вносят существенный вклад в физику Солнца.
В отличие от химического и ионизационного составов гидродинамические параметры солнечного ветра претерпевают в межпланетном пространстве ряд динамических изменений (расширение, ускорение, генерация волн и взаимодействие с ними и др.). За счет малого содержания и большого разнообразия масс и зарядовых состояний ионы более тяжелые, чем протоны, могут рассматриваться как пробные частицы при изучении таких динамических процессов, и поэтому результаты изучения поведения как основных (электронной и протонной) компонент, так и малых ионных составляющих солнечного ветра представляют большой интерес для физики плазмы вообще и физики солнечного ветра в частности [144, 176, Hundhausen, 1972; Neugebauer, 1982].
Хотя параметры солнечного ветра испытывают большие и быстрые вариации, было установлено, что на характерных масштабах от ~1 солнечного радиуса (70 тыс. км) до ~1 а.е. солнечный ветер структурирован (т.е. содержит распространяющиеся в межпланетном пространстве различающиеся между собой области (или типы течений), внутри которых параметры плазмы и межпланетного магнитного поля изменяются сравнительно мало), и его структура отражает крупномасштабную структуру солнечной короны. Некоторые типы течений могут образовываться уже в межпланетном пространстве при взаимодействии разных типов течений солнечного ветра, и масштабы этих областей как правило меньше, чем масштабы течений солнечного ветра, связанные с крупномасштабной структурой солнечной короны. Детальное исследование крупномасштабных течений солнечного ветра и их сравнительный анализ позволяют получить информацию о физических процессах и в солнечном ветре, и в солнечной атмосфере при различных условиях, а также о процессах передачи воздействия от Солнца к Земле посредством различных типов течений солнечного ветра.
Помимо чисто научного интереса, наблюдения солнечного ветра представляют большое практическое значение, так как плазма солнечного ветра является основным агентом, с помощью которого активные процессы на Солнце оказывают влияние на состояние околоземного космического пространства и магнитосферы Земли. Изучение динамики геомагнитосферы необходимо для решения как научных, так и практических задач в области космонавтики, радиосвязи, метеорологии и климатологии и тех видов деятельности, которые существенно от них зависят, в частности сельского хозяйства, биологии и медицины. Этот аспект солнечно-земных связей, названный в начале XX века выдающимся ученым А.Л.Чижевским "космической погодой", в последнее время заслуженно пользуется повышенным интересом как у научных работников, так и у представителей многих других специальностей (см. например, сборник статей "Space Weather, а также труды двух конференций, проходивших в сентябре 2001 г.: международной конференции "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия и Всероссийской конференции по "Физике Солнечно-Земных Связей", Иркутск).
Целью работы является экспериментальное изучение физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики, и их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.
...
В настоящей работе описываются результаты изучения крупномасштабной структуры и динамики солнечного ветра по измерениям на спутниках Прогноз 1 (ноябрь 1978 г.), Прогноз 8, Прогноз 10 (проект "Интершок") и Прогнозы 11, 12 (Хвостовой и Авроральный зонды проекта "Интербол"). Полученные результаты были также сопоставлены со структурами и явлениями как в солнечной атмосфере, так и в магнитосфере Земли. Здесь мы кратко суммируем основные выводы.
1. Аппаратура, методика измерений и обработки данных
Предложенные физические принципы измерений и технические решения по изготовлению научной аппаратуры, а также методы обработки и анализа результатов измерений (см. главу 2) позволили провести исследование различных параметров солнечного ветра и успешно решить научные задачи, стоявшие перед экспериментами (см. раздел 1.5).
2. Средние характеристики солнечного ветра
Благодаря анализу данных о "среднем" солнечном ветре (т.е. без селекции данных по типам течений СВ) в работе были отчасти подтверждены ранее полученные в других космических экспериментах результаты, но в то же время, благодаря раздельным масс-спектрометрическим измерениям о-частиц и протонов, получены новые результаты, главным образом по относительному поведению о-частиц и протонов.
1. Средние значения основных гидродинамических параметров солнечного ветра хорошо согласуются с картиной их долгопериодических вариаций в цикле солнечной активности. В частности, подтверждается возрастание относительного содержания гелия на фазе роста солнечной активности.
2. Относительная концентрация о-частиц na/np в среднем уменьшается от ~6% до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от » Г108 до » 10'108см-2с-1.
3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 1 пришелся на фазу роста в цикле солнечной активности и характеризуется необычным повышением концентрации ионов в высокоскоростных (vp > 550 км/с) течениях солнечного ветра. В этом же диапазоне скоростей солнечного ветра наблюдается уменьшение относительной концентрации а-частиц na/np и разности скоростей v® — vp а-частиц и протонов. Это согласуется с предсказаниями модели эволюции возмущений плотности и скорости солнечного ветра [101, 13, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978], из которой следует, что при взаимодействии быстрого течения с более низким относительным содержанием гелия и медленного течения с более высоким относительным содержанием гелия может наблюдаться солнечный ветер, у которого средняя скорость а-частиц меньше средней скорости протонов.
4. Разность скоростей v® — vp и отношение температур Ta/Tp в среднем возрастают, соответственно, от ~-5 км/с до ~+10 км/с и от ~1.5 до ~5 при увеличении величины альвеновской скорости от »2§ до ~75 км/с, при этом в указанном интервале vA данные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: v® — vp [км/с] = (0.26± 0.13) vA [км/с] —(9.5 ± 1.1) и lgTa/Tp = (0.51 ± 0.08) lgvA [км/с] —(0.31 ± 0.05). При увеличении альвеновской скорости от ~75 до »100 км/с вели чина v® — vp имеет тенденцию к уменьшению, a Ta/Tp остается на уровне ~5.
5. В целом отношение температур Ta/Tp коррелирует с модулем разности
скоростей v®—vp а-частиц и протонов. Зависимость отношения температур T®/Tp от относительной разности скоростей X = (v® — vp)/wT , где wT - средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для n®/np < 0.02 величина T®/Tp возрастает от ~1.5 до ~4.5 при увеличении параметра X от ~-1 до ~+1, для 0.02 < n®/np < 0.05 T®/Tp возрастает от »'1 до ~6.5 при увеличении X от ~-1 до ~+1 и для n®/np > 0.05 T®/Tp уменьшается от »7 до ~4 при увеличении X от ~-1.0 до ~0 и возрастает от »^ до »10 при увеличении X от до ~1.0.
Полученные результаты не вполне согласуются с предсказаниями модели [134, Hernandez and Marsch, 1985] и имеют более сложный характер.
6. Совокупность экспериментальных данных позволяет предложить следующий сценарий возникновения отклонения от термодинамического равновесия различных ионных компонент солнечного ветра. На гелиоцентрических расстояниях 10-25 R0, где по результатам радиопросвечивания наблюдается сильная неоднородность параметров плазмы [61, Яковлев и др., 1987], происходит перемешивание разноскоростных течений плазмы с различным относительным содержанием малых ионных составляющих, в результате образуются течения с неравновесными переносными скоростями [101, 13, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978]. В среднем в более быстрых течениях солнечного ветра наблюдается более высокое содержание гелия, поэтому в солнечном ветре в среднем наблюдаются более высокие переносные скорости а-частиц, чем протонов. Наряду с этим механизмом могут действовать и известные механизмы преимущественного ускорения малых ионных составляющих при их взаимодействии с волнами. За счет энергии, заключенной в разности переносных скоростей компонент, происходит наблюдаемое в экспериментах на космических аппаратах Helios [165, Marsch et ah, 1982] увеличение отношения температур T®/Tp и уменьшение разности скоростей v® — vp с возрастанием гелиоцентрического расстояния. Под действием кулоновских столкновений ионов происходит выравнивание переносных скоростей и кинетических температур различных ионных компонент солнечного ветра. Получены оценки, согласно которым выравнивание скоростей и температур ионных компонент происходит в среднем на гелиоцентрических расстояниях 7 и 20 а.е., соответственно.
В то же время ряд экспериментов дал противоречивые результаты. Например, данные космических экспериментов Vela 3 [136, Hirshberg et , Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 1 в области небольших потоков (1 — 3/108 см-2 с-1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания а-частиц na/np от величины потока солнечного ветра nvp. Исходя из этого была поставлена задача исследовать эти зависимости раздельно в каждом типе течений солнечного ветра. Для этого сначала было необходимо разработать методику селекции солнечного ветра по крупномасштабным структурам (или типам течений) на основе имеющихся измерений, и эта задача была успешно решена.
...
1. Аппаратура, методика измерений и обработки данных
Предложенные физические принципы измерений и технические решения по изготовлению научной аппаратуры, а также методы обработки и анализа результатов измерений (см. главу 2) позволили провести исследование различных параметров солнечного ветра и успешно решить научные задачи, стоявшие перед экспериментами (см. раздел 1.5).
2. Средние характеристики солнечного ветра
Благодаря анализу данных о "среднем" солнечном ветре (т.е. без селекции данных по типам течений СВ) в работе были отчасти подтверждены ранее полученные в других космических экспериментах результаты, но в то же время, благодаря раздельным масс-спектрометрическим измерениям о-частиц и протонов, получены новые результаты, главным образом по относительному поведению о-частиц и протонов.
1. Средние значения основных гидродинамических параметров солнечного ветра хорошо согласуются с картиной их долгопериодических вариаций в цикле солнечной активности. В частности, подтверждается возрастание относительного содержания гелия на фазе роста солнечной активности.
2. Относительная концентрация о-частиц na/np в среднем уменьшается от ~6% до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от » Г108 до » 10'108см-2с-1.
3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 1 пришелся на фазу роста в цикле солнечной активности и характеризуется необычным повышением концентрации ионов в высокоскоростных (vp > 550 км/с) течениях солнечного ветра. В этом же диапазоне скоростей солнечного ветра наблюдается уменьшение относительной концентрации а-частиц na/np и разности скоростей v® — vp а-частиц и протонов. Это согласуется с предсказаниями модели эволюции возмущений плотности и скорости солнечного ветра [101, 13, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978], из которой следует, что при взаимодействии быстрого течения с более низким относительным содержанием гелия и медленного течения с более высоким относительным содержанием гелия может наблюдаться солнечный ветер, у которого средняя скорость а-частиц меньше средней скорости протонов.
4. Разность скоростей v® — vp и отношение температур Ta/Tp в среднем возрастают, соответственно, от ~-5 км/с до ~+10 км/с и от ~1.5 до ~5 при увеличении величины альвеновской скорости от »2§ до ~75 км/с, при этом в указанном интервале vA данные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: v® — vp [км/с] = (0.26± 0.13) vA [км/с] —(9.5 ± 1.1) и lgTa/Tp = (0.51 ± 0.08) lgvA [км/с] —(0.31 ± 0.05). При увеличении альвеновской скорости от ~75 до »100 км/с вели чина v® — vp имеет тенденцию к уменьшению, a Ta/Tp остается на уровне ~5.
5. В целом отношение температур Ta/Tp коррелирует с модулем разности
скоростей v®—vp а-частиц и протонов. Зависимость отношения температур T®/Tp от относительной разности скоростей X = (v® — vp)/wT , где wT - средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для n®/np < 0.02 величина T®/Tp возрастает от ~1.5 до ~4.5 при увеличении параметра X от ~-1 до ~+1, для 0.02 < n®/np < 0.05 T®/Tp возрастает от »'1 до ~6.5 при увеличении X от ~-1 до ~+1 и для n®/np > 0.05 T®/Tp уменьшается от »7 до ~4 при увеличении X от ~-1.0 до ~0 и возрастает от »^ до »10 при увеличении X от до ~1.0.
Полученные результаты не вполне согласуются с предсказаниями модели [134, Hernandez and Marsch, 1985] и имеют более сложный характер.
6. Совокупность экспериментальных данных позволяет предложить следующий сценарий возникновения отклонения от термодинамического равновесия различных ионных компонент солнечного ветра. На гелиоцентрических расстояниях 10-25 R0, где по результатам радиопросвечивания наблюдается сильная неоднородность параметров плазмы [61, Яковлев и др., 1987], происходит перемешивание разноскоростных течений плазмы с различным относительным содержанием малых ионных составляющих, в результате образуются течения с неравновесными переносными скоростями [101, 13, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978]. В среднем в более быстрых течениях солнечного ветра наблюдается более высокое содержание гелия, поэтому в солнечном ветре в среднем наблюдаются более высокие переносные скорости а-частиц, чем протонов. Наряду с этим механизмом могут действовать и известные механизмы преимущественного ускорения малых ионных составляющих при их взаимодействии с волнами. За счет энергии, заключенной в разности переносных скоростей компонент, происходит наблюдаемое в экспериментах на космических аппаратах Helios [165, Marsch et ah, 1982] увеличение отношения температур T®/Tp и уменьшение разности скоростей v® — vp с возрастанием гелиоцентрического расстояния. Под действием кулоновских столкновений ионов происходит выравнивание переносных скоростей и кинетических температур различных ионных компонент солнечного ветра. Получены оценки, согласно которым выравнивание скоростей и температур ионных компонент происходит в среднем на гелиоцентрических расстояниях 7 и 20 а.е., соответственно.
В то же время ряд экспериментов дал противоречивые результаты. Например, данные космических экспериментов Vela 3 [136, Hirshberg et , Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 1 в области небольших потоков (1 — 3/108 см-2 с-1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания а-частиц na/np от величины потока солнечного ветра nvp. Исходя из этого была поставлена задача исследовать эти зависимости раздельно в каждом типе течений солнечного ветра. Для этого сначала было необходимо разработать методику селекции солнечного ветра по крупномасштабным структурам (или типам течений) на основе имеющихся измерений, и эта задача была успешно решена.
...
Подобные работы
- Экспериментальное изучение крупномасштабной структуры солнечного ветра
Диссертация , физика. Язык работы: Русский. Цена: 500 р. Год сдачи: 2002 - Экспериментальное изучение крупномасштабной структуры солнечного ветра
Диссертации (РГБ), физика. Язык работы: Русский. Цена: 470 р. Год сдачи: 2002 - Внутрисезонная изменчивость атмосферных приливов и планетарных волн на основе радарных измерений
Бакалаврская работа, физика. Язык работы: Русский. Цена: 4280 р. Год сдачи: 2016 - ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ГЕНЕРАЦИИ АКУСТИКО-ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН И ИОНОСФЕРНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ ОТ НАЗЕМНЫХ И АТМОСФЕРНЫХ ИСТОЧНИКОВ
Диссертация , физика. Язык работы: Русский. Цена: 500 р. Год сдачи: 2004