Помощь студентам в учебе
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 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 3
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. [84, Bonetti et al., 1963] 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., 1968]. 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 [119, Geiss, 1985].
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"[229, 2001], а также труды двух конференций, проходивших в сентябре 2001 г.: международной конференции "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия [228] и Всероссийской конференции по "Физике Солнечно-Земных Связей", Иркутск [56]).
Целью работы является экспериментальное изучение физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании (1) процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики, и (2) их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.
Новизна работы. В работе приводятся результаты, полученные на протяжении более 20 лет исследований, большая часть которых в свое время была пионерской. К ним относятся (1) вариации химического и ионизационного состава солнечного ветра, (2) классификация типов течений солнечного ветра и определение соотношений между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц в различных условиях, (3) определение условий в солнечной короне в областях формирования различных типов течений солнечного ветра, (4) влияние различных типов солнечного ветра на состояние околоземного пространства.
Практическая И научная ценность работы. Полученные результаты о величинах и динамике температуры и химического состава солнечной короны, а также крупномасштабной структуре солнечного ветра, крайне важны для построения физических моделей солнечной атмосферы, в том числе и моделей формирования массового и зарядового составов солнечного ветра и его выхода в межпланетное пространство.
Полученные соотношения между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц солнечного ветра в различных условиях позволяют исследовать физические механизмы формирования солнечного ветра, динамики его крупномасштабных возмущений, а также механизмы, регулирующие сравнительное поведение различных ионных компонент при различных типах течений солнечного ветра.
Исследованные соотношения между параметрами межпланетной среды в различных типах течений солнечного ветра и геомагнитной активностью позволяют проследить цепочку механизмов, передающих воздействие от солнечных явлений к геомагнитным возмущениям, т.е. закладывают фундамент для практического решения задач программы "Космическая погода".
Апробация работы.
Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены в более, чем 100 докладах, на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:
- на ассамблеях COSPAR (26-й Тулуза, Франция, 1986, 27-й Эспоо, Финляндия, 1988, 28-й Гаага, Нидерланды, 1990, 30-й Гамбург, Германия, 1994, 31-й Бирмингем, Великобритания, 1996, 32-й Нагойя, Япония, 1998, 33-й Варшава, Польша, 2000);
- на ассамблеях IAGA (4-й Эдинбург, Великобритания, 1981, 5-й Прага, ЧССР, 1985, 6-й Эксетер, Великобритания, 1989, 7-й Буэнос Айрес, Аргентина, 1993, 8-й Уппсала, Швеция, 1997, 9-й Ханой, Вьетнам, 2001);
- на симпозиумах EGS (17-й Эдинбург, Великобритания, 1992, 18-й Вейсбаден, Германия, 1993, 19-й Гренобль, Франция, 1994, 20-й Гамбург, Германия, 1995, 21-й Гаага, Нидерланды, 1996, 22-й Вена, Австрия, 1997, 23-й Ницца, Франция, 1998, 24-й Гаага, Нидерланды, 1999, 25-й Ницца, Франция, 2000, 26-й Ницца, Франция, 2001, 27-й Ницца, Франция, 2002);
- на симпозиумах AGU (осенний Сан-Франциско, 1996, весенний Балтимор, 1997, осенний Сан-Франциско, 1998, весенний Бостон, 1999, осенний Сан- Франциско, 1999, весенний Вашингтон, 2000, осенний Сан-Франциско, 2000);
- на симпозиумах ESLAB (26-й Килларни, Ирландия, 1992, 27-й Нордвайк, Нидерланды, 1997);
- на симпозиумах Solar Wind (7-й Гослар, Германия, 1991, 8-й Дана Пойнт, США, 1995, 9-й Нантукет, США, 1998);
- на симпозиумах SOHO (1-й Аннаполис, США, 1992, 2-й Марциана Марина, Италия,1993, 3-й Истес Парк, США, 1994);
- на симпозиумах ICS (3-й Версаль, Франция, 1996, 5-й Санкт-Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах Геокосмос (2-й, Санкт-Петербург, Россия, 1998, 3-й, Санкт- Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах ИНТЕРБОЛ (Тулуза, Франция, 1997, Хельсинки, Финляндия, 1998, Кошице, Словакия, 1998, Звенигород, Россия, 1999, Киев, Украина, 2000, Польша, 2001, София, Болгария, 2002);
- на симпозиумах КАПГ (4-й Львов, СССР, 1983, 5-й Самарканд, СССР, 1989);
- на симпозиуме SCOSTEP (Иркутск, СССР, 1985);
- на коллоквиуме COSPAR (Варшава, Польша, 1989);
- на симпозиуме SOLTIP (Либлице, ЧССР, 1991);
- на симпозиуме NSO (16-й Санспот, США, 1995);
- на AGU Chapman Conference (Лонавала, Индия, 2001);
- на симпозиуме SOLSPA (Вико Екуенс, Италия, 2001)
и на некоторых других, а также на семинарах ПКИ, ИЗМИРАН, НИИЯФ МГУ, СибИЗМИР, СПбУ, АП ЧСАН (Прага, ЧССР), Карлов Университет (Прага, Чехия), UCLA (Лос-Анджелес, США), MIT (Бостон, США), ISAS (Токио, Япония), DARA (Берлин, Германия).
Объем И структура работы. Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения и списка литературы, содержит 306 страниц машинописного текста (включая 116 рисунков, 30 таблиц и библиографию из 263 наименований), подготовленного в текстовом редакторе ТеХ.
Во введении сформулированы проблематика, актуальность и цели исследований крупномасштабной структуры солнечного ветра, приведена общая характеристика работы.
В первой главе содержится обзор теоретических представлений о формировании ионной компоненты солнечной атмосферы, её выходе в межпланетное пространство, динамике солнечного ветра и его влиянии на магнитосферу Земли. Также описываются основные методы прямых измерений и результаты наблюдений, полученных до начала цикла исследований на спутниках Прогноз-7, -8, -10, -11, -12. В конце этой главы сформулированы основные научные задачи проведенных нами исследований.
Во второй главе приводится описание условий проведения экспериментов, характеристик научной аппаратуры и результатов ее лабораторных калибровок, а также методики обработки и анализа данных экспериментов.
В третьей главе приводятся результаты, описывающие вариации параметров солнечного ветра и зависимости между гидродинамическими параметрами протонной и «-компонент солнечного ветра без учета структуры солнечного ветра.
В четвертой главе формулируется подход к классификации типов течений солнечного ветра на основе распределения видов энергии и химического состава в различных типах течений. Анализ измерений показал, что для идентификации пяти типов течений солнечного ветра по минимальному набору данных достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметр в = nkTp/(B2/8n)).Этими типами течений являются (1) гелиосферный токовый слой, (2) потоки из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров), (3) потоки из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр) (4) солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне, (5) потоки, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество.
В ПЯТОЙ главе анализируются вариации параметров солнечного ветра, включая параметры а-частиц, и зависимости между ними в различных типах течений солнечного ветра. На основе этого анализа получены сведения о схожести и различиях процессов ускорения и нагрева различных ионных компонент в разных структурах солнечной короны и типах течений солнечного ветра. В этой главе также изучается поведение тяжелых инов в течениях разного типа и оцениваются химический состав и ионизационная температура тех областей солнечной короны, из которых эти течения берут свое начало. В частности, показано, что ионы H+ наблюдаются в веществе, выброшенном из нижних слоев солнечной атомосферы, где температура составляет порядка тысячи градусов.
В шестой главе изучается роль структуры и явлений как солнечной короны, так и солнечного ветра в солнечно-земной физике. В частности показано, что наиболее мощные солнечные явления - солнечные вспышки и выбросы корональной массы - имеют довольно слабую корреляцию с геомагнитными бурями и для практического использования в предсказаниях "космической погоды" требуют дополнительной селекции по геоэффективным параметрам для снижения доли "ложных" прогнозов. В то же время прогнозы на основе прямых наблюдений параметров солнечного ветра более надежны, и наиболее геоэффективными являются магнитные облака и области сжатия как за фронтами межпланетных ударных волн, так и в области взаимодействия разноскоростных потоков, которые имеют длительные интервалы, когда межпланетное магнитное поле содержит заметную компоненту, параллельную магнитному диполю Земли.
В заключении сформулированы основные результаты, включенные в диссертацию.
Основные результаты, выносимые на защиту:
1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 - 1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.
2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц na/npи отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = nkTP// (B2/’8п), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:
• гелиосферный токовый слой (HCS),
• течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
• течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН),
• солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и гелиосфере (CIR),
• течения, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество (магнитные облака).
3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра показало, что процессы ускорения протонов и а-частиц близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
4. Получено, что среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет: для гелия (3, 0 ± 2, 8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)' 10-2), для кислорода (6, 8 ± 5,6)'10-4, для кремния (8, 6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5, 5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
5. На временных масштабах от ~ 1 часа до ~ 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9± 0,6)'10 K, для ионов кремния (1, 7± 0, 3)'106K и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106K.
6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом магнитным облаком и в CIR и (3) в теле магнитного облака.
7. Полученные корреляции показывают, что выбросы корональной массы и сильные солнечные вспышки лишь в 30-40% случаев приводят к геоэффективным возмущениям межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".
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., 1968]. 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 [119, Geiss, 1985].
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"[229, 2001], а также труды двух конференций, проходивших в сентябре 2001 г.: международной конференции "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия [228] и Всероссийской конференции по "Физике Солнечно-Земных Связей", Иркутск [56]).
Целью работы является экспериментальное изучение физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании (1) процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики, и (2) их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.
Новизна работы. В работе приводятся результаты, полученные на протяжении более 20 лет исследований, большая часть которых в свое время была пионерской. К ним относятся (1) вариации химического и ионизационного состава солнечного ветра, (2) классификация типов течений солнечного ветра и определение соотношений между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц в различных условиях, (3) определение условий в солнечной короне в областях формирования различных типов течений солнечного ветра, (4) влияние различных типов солнечного ветра на состояние околоземного пространства.
Практическая И научная ценность работы. Полученные результаты о величинах и динамике температуры и химического состава солнечной короны, а также крупномасштабной структуре солнечного ветра, крайне важны для построения физических моделей солнечной атмосферы, в том числе и моделей формирования массового и зарядового составов солнечного ветра и его выхода в межпланетное пространство.
Полученные соотношения между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц солнечного ветра в различных условиях позволяют исследовать физические механизмы формирования солнечного ветра, динамики его крупномасштабных возмущений, а также механизмы, регулирующие сравнительное поведение различных ионных компонент при различных типах течений солнечного ветра.
Исследованные соотношения между параметрами межпланетной среды в различных типах течений солнечного ветра и геомагнитной активностью позволяют проследить цепочку механизмов, передающих воздействие от солнечных явлений к геомагнитным возмущениям, т.е. закладывают фундамент для практического решения задач программы "Космическая погода".
Апробация работы.
Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены в более, чем 100 докладах, на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:
- на ассамблеях COSPAR (26-й Тулуза, Франция, 1986, 27-й Эспоо, Финляндия, 1988, 28-й Гаага, Нидерланды, 1990, 30-й Гамбург, Германия, 1994, 31-й Бирмингем, Великобритания, 1996, 32-й Нагойя, Япония, 1998, 33-й Варшава, Польша, 2000);
- на ассамблеях IAGA (4-й Эдинбург, Великобритания, 1981, 5-й Прага, ЧССР, 1985, 6-й Эксетер, Великобритания, 1989, 7-й Буэнос Айрес, Аргентина, 1993, 8-й Уппсала, Швеция, 1997, 9-й Ханой, Вьетнам, 2001);
- на симпозиумах EGS (17-й Эдинбург, Великобритания, 1992, 18-й Вейсбаден, Германия, 1993, 19-й Гренобль, Франция, 1994, 20-й Гамбург, Германия, 1995, 21-й Гаага, Нидерланды, 1996, 22-й Вена, Австрия, 1997, 23-й Ницца, Франция, 1998, 24-й Гаага, Нидерланды, 1999, 25-й Ницца, Франция, 2000, 26-й Ницца, Франция, 2001, 27-й Ницца, Франция, 2002);
- на симпозиумах AGU (осенний Сан-Франциско, 1996, весенний Балтимор, 1997, осенний Сан-Франциско, 1998, весенний Бостон, 1999, осенний Сан- Франциско, 1999, весенний Вашингтон, 2000, осенний Сан-Франциско, 2000);
- на симпозиумах ESLAB (26-й Килларни, Ирландия, 1992, 27-й Нордвайк, Нидерланды, 1997);
- на симпозиумах Solar Wind (7-й Гослар, Германия, 1991, 8-й Дана Пойнт, США, 1995, 9-й Нантукет, США, 1998);
- на симпозиумах SOHO (1-й Аннаполис, США, 1992, 2-й Марциана Марина, Италия,1993, 3-й Истес Парк, США, 1994);
- на симпозиумах ICS (3-й Версаль, Франция, 1996, 5-й Санкт-Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах Геокосмос (2-й, Санкт-Петербург, Россия, 1998, 3-й, Санкт- Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах ИНТЕРБОЛ (Тулуза, Франция, 1997, Хельсинки, Финляндия, 1998, Кошице, Словакия, 1998, Звенигород, Россия, 1999, Киев, Украина, 2000, Польша, 2001, София, Болгария, 2002);
- на симпозиумах КАПГ (4-й Львов, СССР, 1983, 5-й Самарканд, СССР, 1989);
- на симпозиуме SCOSTEP (Иркутск, СССР, 1985);
- на коллоквиуме COSPAR (Варшава, Польша, 1989);
- на симпозиуме SOLTIP (Либлице, ЧССР, 1991);
- на симпозиуме NSO (16-й Санспот, США, 1995);
- на AGU Chapman Conference (Лонавала, Индия, 2001);
- на симпозиуме SOLSPA (Вико Екуенс, Италия, 2001)
и на некоторых других, а также на семинарах ПКИ, ИЗМИРАН, НИИЯФ МГУ, СибИЗМИР, СПбУ, АП ЧСАН (Прага, ЧССР), Карлов Университет (Прага, Чехия), UCLA (Лос-Анджелес, США), MIT (Бостон, США), ISAS (Токио, Япония), DARA (Берлин, Германия).
Объем И структура работы. Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения и списка литературы, содержит 306 страниц машинописного текста (включая 116 рисунков, 30 таблиц и библиографию из 263 наименований), подготовленного в текстовом редакторе ТеХ.
Во введении сформулированы проблематика, актуальность и цели исследований крупномасштабной структуры солнечного ветра, приведена общая характеристика работы.
В первой главе содержится обзор теоретических представлений о формировании ионной компоненты солнечной атмосферы, её выходе в межпланетное пространство, динамике солнечного ветра и его влиянии на магнитосферу Земли. Также описываются основные методы прямых измерений и результаты наблюдений, полученных до начала цикла исследований на спутниках Прогноз-7, -8, -10, -11, -12. В конце этой главы сформулированы основные научные задачи проведенных нами исследований.
Во второй главе приводится описание условий проведения экспериментов, характеристик научной аппаратуры и результатов ее лабораторных калибровок, а также методики обработки и анализа данных экспериментов.
В третьей главе приводятся результаты, описывающие вариации параметров солнечного ветра и зависимости между гидродинамическими параметрами протонной и «-компонент солнечного ветра без учета структуры солнечного ветра.
В четвертой главе формулируется подход к классификации типов течений солнечного ветра на основе распределения видов энергии и химического состава в различных типах течений. Анализ измерений показал, что для идентификации пяти типов течений солнечного ветра по минимальному набору данных достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметр в = nkTp/(B2/8n)).Этими типами течений являются (1) гелиосферный токовый слой, (2) потоки из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров), (3) потоки из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр) (4) солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне, (5) потоки, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество.
В ПЯТОЙ главе анализируются вариации параметров солнечного ветра, включая параметры а-частиц, и зависимости между ними в различных типах течений солнечного ветра. На основе этого анализа получены сведения о схожести и различиях процессов ускорения и нагрева различных ионных компонент в разных структурах солнечной короны и типах течений солнечного ветра. В этой главе также изучается поведение тяжелых инов в течениях разного типа и оцениваются химический состав и ионизационная температура тех областей солнечной короны, из которых эти течения берут свое начало. В частности, показано, что ионы H+ наблюдаются в веществе, выброшенном из нижних слоев солнечной атомосферы, где температура составляет порядка тысячи градусов.
В шестой главе изучается роль структуры и явлений как солнечной короны, так и солнечного ветра в солнечно-земной физике. В частности показано, что наиболее мощные солнечные явления - солнечные вспышки и выбросы корональной массы - имеют довольно слабую корреляцию с геомагнитными бурями и для практического использования в предсказаниях "космической погоды" требуют дополнительной селекции по геоэффективным параметрам для снижения доли "ложных" прогнозов. В то же время прогнозы на основе прямых наблюдений параметров солнечного ветра более надежны, и наиболее геоэффективными являются магнитные облака и области сжатия как за фронтами межпланетных ударных волн, так и в области взаимодействия разноскоростных потоков, которые имеют длительные интервалы, когда межпланетное магнитное поле содержит заметную компоненту, параллельную магнитному диполю Земли.
В заключении сформулированы основные результаты, включенные в диссертацию.
Основные результаты, выносимые на защиту:
1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 - 1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.
2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц na/npи отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = nkTP// (B2/’8п), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:
• гелиосферный токовый слой (HCS),
• течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
• течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН),
• солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и гелиосфере (CIR),
• течения, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество (магнитные облака).
3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра показало, что процессы ускорения протонов и а-частиц близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
4. Получено, что среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет: для гелия (3, 0 ± 2, 8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)' 10-2), для кислорода (6, 8 ± 5,6)'10-4, для кремния (8, 6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5, 5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
5. На временных масштабах от ~ 1 часа до ~ 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9± 0,6)'10 K, для ионов кремния (1, 7± 0, 3)'106K и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106K.
6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом магнитным облаком и в CIR и (3) в теле магнитного облака.
7. Полученные корреляции показывают, что выбросы корональной массы и сильные солнечные вспышки лишь в 30-40% случаев приводят к геоэффективным возмущениям межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".
В настоящей работе описываются результаты изучения крупномасштабной структуры и динамики солнечного ветра по измерениям на спутниках Прогноз 7 (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 а-частиц и протонов, получены новые результаты, главным образом по относительному поведению а-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 а-частиц na/npв среднем уменьшается от ~6% до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от — 1'108 до - 10-108см-2с-1.
3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 7 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 va— vpа-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 va— vpи отношение температур Ta/Tpв среднем возрастают, соответственно, от —-5 км/с до —+10 км/с и от —1.5 до —5 при увеличении величины алввеновской скорости от —25 до —75 км/с, при этом в указанном интервале VAданные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: va— 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 алввеновской скорости от —75 до —100 км/с вели чина va— vpимеет тенденцию к уменьшению, а Ta/Tpостается на уровне —5.
5. В целом отношение температур Ta/Tpкоррелирует с модулем разности скоростей va—vpа-частиц и протонов. Зависимость отношения температур Ta/Tpот относительной разности скоростей X = (va— vp)/wT, где wT- средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для na/np< 0.02 величина Ta/Tpвозрастает от —1.5 до —4.5 при увеличении параметра X от —-1 до —+1, для 0.02 0.05 Ta/Tpуменьшается от до —4 при увеличении X от —-1.0 до —0 и возрастает от —4 до —10 при увеличении X от —0 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 al., 1982] увеличение отношения температур Ta/Tpи уменьшение разности скоростей va— vpс 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 al., 1972], Eplorer 34, 43 [185, Ogilvie, 1972], Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7в области небольших потоков (1 — 3)'108 см-2 с-1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания а-частиц na/npот 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.
3. Крупномасштабная структура солнечного ветра
Результаты селективных измерений параметров протонов и а-частиц солнечного ветра, а также межпланетного магнитного поля на спутнике Прогноз 7, представленные в виде 4-мерных зависимостей от переносной скорости ^концентрации n, параметра в и относительного содержания гелия na/npсолнечного ветра, позволили выделить пять основных различных областей, соответствующих различным типам течений:
• область 1 характеризуется низкой скоростью (vp= 300 - 420 км/с) и высокой концентрацией (n = 15 - 50 см-3), отношением теплового давления к магнитному в > 1 и низкими значениями температуры протонов, относительного содержания гелия и модуля магнитного поля,
• область 2 характеризуется также низкой скоростью (vp= 270 - 450 км/с) и средней концентрацией (n = 2 - 20 см-3), значениями в < 1 низкими температурой и относительным содержанием гелия и средним магнитным полем,
• область 3 характеризуется средней и высокой скоростью (vp= 350 - 650 км/с) и средней концентрацией (n = 2 - 30 см-3), значениями в < 1 средними температурой и магнитным полем и высоким содержанием гелия,
• область 4 характеризуется высокой скоростью (vp= 450 - 700 км/с) и средней концентрацией (n = 3 - 30 см-3), значениями в — 1 высокими значениями температуры и магнитного поля, низким содержанием гелия,
• область 5 характеризуется высокой скоростью (vp= 500 - 700 км/с) и средней концентрацией (n = 5 - 30 см-3), значениями в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия.
Величина и различный характер поведения указанных параметров позволяют сопоставить эти пять областей с известной крупномасштабной структурой солнечной короны и ее динамикой:
1. гелиосферный токовый слой (HCS),
2. потоки из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
3. потоки из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН)
4. солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и межпланетной среде (CIR),
5. магнитное облако (течение плазмы, содержащее выброшенное из солнечной короны вещество).
Проведенная селекция по типам солнечного ветра позволила получить распределения параметров и их соотношения в разных типах солнечного ветра, а также сделать заключения о физических условиях в области их формирования на Солнце.
Кроме того была обнаружена область 6, которая характеризуется низкой скоростью (vp= 300 - 400 км/с) и крайне низкой концентрацией (n = 0,1 - 1,0 см-3), значениями в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия. К сожалению малая статистика наблюдений данного типа солнечного ветра не позволила подробно исследовать его свойства, как это было сделано для остальных типов течений солнечного ветра.
4. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в различиях потоков массы, импульса и энергии
1. Средний поток массы nvpуменьшается с увеличением переносной скорости в стационарных течениях солнечного ветра: от 10,5'108 в HCS до 3,4'108 и 2,7'108 частиц/см2с в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, соответственно. В возмущенных течениях поток массы составляет 3, Г108 в МС и 4,2'108 частиц/см2с в CIR. Учитывая длительность и частоту появления разных типов течений, измерения показывают, что солнечные потери массы почти равны в разных стационарных течениях и в — 5 раз выше, чем в возмущенных типах течений.
2. Средние потоки импульса nvp равны в стационарных течениях солнечного ветра из корональных стримеров и дыр (2,1'10-8 дин/см2 с) и возрастают до 2, 6' 10-8 дин/см2с в МС, 3, 7'10-8 дин/см2с в CIR и 6, 3' 10-8 дин/см2с в HCS.
3. Средние потоки кинетической и тепловой энергии, 0,5nmvp и nkTpvp в возмущенных типах течений и в HCS в 2 - 3 раза выше, чем в стационарных течениях. Тем не менее, потери энергии в течениях из корональных дыр в 2 - 5 раз выше, чем в HCS и в возмущенных типах течений, и в 1,5 - 2 раза выше, чем течениях из корональных стримеров.
4. Наибольшие отношения теплового давления к магнитному в = nkTp/(B2/8n) наблюдаются в HCS (~ 2), а наименьшие отношения - в МС (~ 0, 3). В других типах течений параметр в составляет от 0,5 до 1,0.
5. В МС вклад ионов гелия (а-частиц) в потоки массы, импульса и энергии может превышать обычные ошибки измерений и оценки параметров, и поэтому его необходимо учитывать при изучении этих течений.
5. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в сравнительном поведении протонов и а-частиц
По сравнению поведения протонов и а-частиц в течениях разного типа СВ могут быть сделаны следующие выводы:
1. Относительное содержание гелия na/npкоррелирует со скоростью солнечного ветра vpв HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, и антикоррелирует в CIR и в МС.
2. Относительное содержание гелия na/npкоррелирует с величиной потока nvpи плотностью солнечного ветра n в течениях из корональных дыр и в CIR и антикоррелирует в HCS и в течениях из корональных стримеров и в МС. Тем самым подтверждается предположение [121, Geiss, 1970] о важной роли основного, протонного, потока солнечного ветра на вытягивание малых ионных составляющих в межпланетное пространство только из корональных дыр.
3. Различия в зависимости относительного содержания гелия na/npот величины потока nvpи плотности солнечного ветра n в течениях из корональных дыр и из корональных стримеров показывают, что условия и/или механизмы формирования солнечного ветра в этих областях солнечной короны отличаются друг от друга.
4. Разности скоростей а-частиц и протонов va—vpкоррелируют со скоростью солнечного ветра vpи альвеновской скор остью VA ВHCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но отношение кинетических температур Ta/Tpкоррелирует только в HCS и в течениях из корональных стримеров и сохраняется приблизительно постоянным в течениях из корональных дыр.
5. Отношение кинетических температур коррелирует с разностью скоростей в HCS, в течениях из корональных стримеров, а также коррелирует с абсолютной величиной разности скоростей в течениях из корональных дыр.
6. Процессы ускорения а-частиц, по-видимому, близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS.
7. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
6. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в поведении химического состава и ионизационной температуры в относительно медленных типах течений СВ
О поведении тяжелых ионов и их параметров были получены следующие результаты:
1. Тяжелые ионы наблюдаются в — 90% времени, когда условия в солнечном ветре позволяют измерять методом энерго-анализа малые ионные составляющие, такие условия выполняются в течениях типа INS(CS), NCDE(HCS) и НАЕ(СН) и составляют — 1/3 полного времени наблюдений в солнечном ветре.
2. На временных масштабах от — 1 часа до — 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений).
3. Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9 ± 0, 6)'10 K, для ионов кремния (1, 7 ± 0, 3)'106K и для ионов железа (1,6 ± 0, 2)'106K.
4. Вариации среднечасовых значений потоков малых ионных составляющих в несколько раз превышают неопределенность их оценок (— 60 — 80%) и примерно одинаковы для разных тяжелых ионов. Временная характеристика изменчивости потоков тяжелых ионов, оцененная по времени спада автокорреляционной функции, составляет в среднем — 1-3 часа. для всех малых ионных составляющих. Такое поведение содержания, по- видимому, является результатом суммарного действия двух механизмов: диффузии ионов поперек замкнутых силовых линий коронального магнитного поля (в области коронального стримера) и гидродинамического обтекания этой области высокоскоростными потоками плазмы из областей с открытой конфигурацией коронального магнитного поля.
6. Событие типа НАЕ (с высоким содержанием малых ионных составляющих) может быть вызвано ускорением плазмы с низких высот в корональной дыре или инжекцией корональной массы в области стримера.
7. Среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет для гелия (3,0 ± 2,8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5, 4±3, 9)'10-2), для кислорода (6, 8±5, 6)'10-4, для кремния (8,6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5,5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
8. В одном из периодов наблюдений методом энерго-масс-анализа (30 апреля 1985 г.) зарегистрировано высокое содержание в солнечном ветре ионов He+, которые относительно ионов He++составили (1,0 ± 0,4)'10-3, при этом были зарегистрированы и обычно наблюдаемые в солнечном ветре многократно ионизованные ионы кислорода, кремния и железа, содержание и зарядовое состояние которых близки к средним значениям этих параметров (содержание n(He)/n(H) = (7 ± 2)'10-2, n(0)/n(H) = (4, 7 ± 1,6)' 10-4, n(Si)/n(H) = (3, 7 ± 1, 6)'10-5 и n(Fe)/n(H) = (3 ± 1)'10-5, ионизационная температура T(0) = (2, 4 ± 0, 4)'106K, T(Si) = (2, 0 ± 0, 2)'106K и T(Fe) = (1,8 ± 0,1)'106K). Кинетические температуры всех ионов были близкими и составили — 5'104K Совокупность
экспериментальных данных позволяет предположить, что ионы He+ из холодной хромосферы вышли в межпланетное пространство без дополнительной ионизации во время мощного выброса корональной массы, породившего поток солнечного ветра с высокой концентрацией ионов (~ 70 см-3).
7. Геоэффективность солнечных и межпланетных событий
Анализ 25-летних рядов наблюдений Солнца, солнечного ветра и магнитосферных возмущений подтвердил некоторые из ранее обнаруженных эффектов, таких как корреляция числа солнечных пятен с числом солнечных вспышек и числом магнитных бурь на Земле, а также эффект Russell-McPherron [209] т.е. преимущественное возбуждение магнитных бурь в весенние и осенние месяцы года. Однако представленные нами данные о связи солнечных, межпланетных и магнитосферных возмущений содержат также и новые результаты.
1. Обнаруженная геоэффективность сильных солнечных вспышек может быть частично или полностью отнесена на счет случайных процессов. В пользу последнего свидетельствует отсутствие корреляции между классом солнечной вспышки и силой магнитной бури (см. Рис. 6.11). Геоэффективность опубликованных СМЕ выше (в том числе и выше полученного порога для случайных процессов), однако наш анализ гало- СМЕ по наблюдениям на КА SOHOза 5 лет привел к заключению, что их эффективность ниже, чем у сильных солнечных вспышек. Отметим, что полученные здесь оценки геоэффективности вспышек и СМЕ также крайне низки для использования в предсказаниях "космической погоды" так как очень велик процент ложных предсказаний. Единственный способ повысить эффективность методики предсказания - это научиться селектировать солнечные события по дополнительным признакам, приводящим к отбрасыванию событий, не обладающих достаточной геоэффективностью. Также важно прогнозировать динамику движения геоэффективного солнечного явления в межпланетной среде, чтобы, с одной стороны, оценить вероятность его попадания в магнитосферу Земли, а с другой стороны, предсказать достаточно точное время распространения от Солнца до Земли.
2. Основными межпланетными источниками средних и сильных магнитных бурь являются МС и CIR, каждый из которых составляют по —1/3 от всех геоэффективных типов СВ, при этом по сравнению со средними бурями доля сильных бурь от МС возрастает и достигает половину всех геоэффективных типов СВ, число бурь от CIR практически не изменяется, а от других типов СВ заметно падает. Наш результат по корреляции магнитных бурь и МС хорошо согласуется с аналогичными данными работы [129, Gosling et al., 1991]. Определенная нами зависимость доли магнитных бурь, возбужденных МС (также как и CIR), от фазы солнечного цикла имеет два максимума за цикл. При этом кривые для бурь от МС и от CIR изменяются в противофазе. В целом же полученная нами зависимость имеет более сложный характер и иследована на протяжении более длинного периода, чем в работе [160, Lindsay et al., 1995].
3. Независимо от типа СВ, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1-3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с МС или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом МС и в CIR и (3) в теле МС. Хотя модели предсказания геомагнитных возмущений на основе измерений СВ и ММП в реальном масштабе времени в передней либрационной точке (например, на космических аппаратах Wind(1994) и АСЕ (1997)) носят краткосрочный характер (около получаса), их надежность удовлетворяет практическим критериям [51, Петрукович и Климов, 2000].
8. Отклик магнитосферы Земли на магнитные облака и "слабый" солнечный ветер
Представленные результаты анализа взаимодействия магнитных облаков и "слабого" (с низкой концентрацией) солнечного ветра с земной магнитосферой по данным спутников ИНТЕРВОЛ-1,2 позволяют сделать несколько выводов об отклике магнитосферы на такого рода воздействия.
1. Геоэффективность магнитных облаков, по-видимому, зависит от величины изменения параметров в магнитном облаке. При малых, средних или умеренно больших вариациях параметров плазмы и магнитного поля в облаке реакция магнитосферы такая же, как и при подобного рода изменениях в межпланетном пространстве в отсутствии магнитных облаков, и сильно зависит от предыстории межпланетного магнитного поля:
- после длительного поступления энергии в магнитосферу (при южной ориентации ММП) практически все изменения в давлении солнечного ветра или величине и ориентации ММП могут привести к авроральным активациям, суббурям и магнитным бурям;
- при длительной северной ориентации ММП практически все изменения параметров магнитного облака негеоэффективны и не оказывают заметного влияния на состояние магнитосферы и на геомагнитное поле.
2. Экстремально большие скачки параметров в магнитных облаках (в основном вблизи их границ - ударные волны, передние и задние фронты) могут приводить к необычному поведению магнитосферы:
- сильным и довольно сложным сжатию и деформации (с большим и непропорциональным смещением границ) магнитосферы относительно обычного положения,
- крупномасштабному колебанию структур геомагнитного хвоста относи¬тельно спутника,
- развитию возмущений в плазменном слое, которые приводят к ускорению ионов и электронов и их инжекциям в области полярной шапки.
3. Магнитные облака, вызывающие большое число полярных возмущений, включая суббури, как правило сопровождаются более сильными глобальными возмущениями типа магнитных бурь.
4. Событие с сильным падением плотности в солнечном ветре 10-12 мая 1999 г. не вызвало заметного изменения геомагнитных индексов, хотя и наблюдалось сильное увеличение размеров магнитосферы.
5. Поведение магнитосферы Земли при экстремальных условиях в межпла¬нетной среде, наблюдаемых при приходе магнитных облаков, плохо согласуется с существующими статистическими моделями, недостаточно подробно изучено и требует дальнейших исследований.
Основные результаты, выносимые на защиту:
1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 - 1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.
2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц na/npи отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = nkTp/(B2/8n), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:
• гелиосферный токовый слой (HCS),
• течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
• течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН),
• солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и гелиосфере (CIR),
• течения, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество (магнитные облака).
3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра показало, что процессы ускорения протонов и а-частиц близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
4. Получено, что среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет: для гелия (3, 0 ± 2, 8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)' 10-2), для кислорода (6, 8 ± 5,6)'10-4, для кремния (8, 6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5, 5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
5. На временных масштабах от — 1 часа до — 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9± 0,6)'106K, для ионов кремния (1,7± 0, 3)'106K и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106K.
6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом магнитным облаком и в CIR и (3) в теле магнитного облака.
7. Полученные корреляции показывают, что выбросы корональной массы и сильные солнечные вспышки лишь в 30-40% случаев приводят к геоэффективным возмущениям межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".
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 а-частиц и протонов, получены новые результаты, главным образом по относительному поведению а-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 а-частиц na/npв среднем уменьшается от ~6% до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от — 1'108 до - 10-108см-2с-1.
3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 7 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 va— vpа-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 va— vpи отношение температур Ta/Tpв среднем возрастают, соответственно, от —-5 км/с до —+10 км/с и от —1.5 до —5 при увеличении величины алввеновской скорости от —25 до —75 км/с, при этом в указанном интервале VAданные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: va— 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 алввеновской скорости от —75 до —100 км/с вели чина va— vpимеет тенденцию к уменьшению, а Ta/Tpостается на уровне —5.
5. В целом отношение температур Ta/Tpкоррелирует с модулем разности скоростей va—vpа-частиц и протонов. Зависимость отношения температур Ta/Tpот относительной разности скоростей X = (va— vp)/wT, где wT- средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для na/np< 0.02 величина Ta/Tpвозрастает от —1.5 до —4.5 при увеличении параметра X от —-1 до —+1, для 0.02
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 al., 1982] увеличение отношения температур Ta/Tpи уменьшение разности скоростей va— vpс 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 al., 1972], Eplorer 34, 43 [185, Ogilvie, 1972], Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7в области небольших потоков (1 — 3)'108 см-2 с-1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания а-частиц na/npот 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.
3. Крупномасштабная структура солнечного ветра
Результаты селективных измерений параметров протонов и а-частиц солнечного ветра, а также межпланетного магнитного поля на спутнике Прогноз 7, представленные в виде 4-мерных зависимостей от переносной скорости ^концентрации n, параметра в и относительного содержания гелия na/npсолнечного ветра, позволили выделить пять основных различных областей, соответствующих различным типам течений:
• область 1 характеризуется низкой скоростью (vp= 300 - 420 км/с) и высокой концентрацией (n = 15 - 50 см-3), отношением теплового давления к магнитному в > 1 и низкими значениями температуры протонов, относительного содержания гелия и модуля магнитного поля,
• область 2 характеризуется также низкой скоростью (vp= 270 - 450 км/с) и средней концентрацией (n = 2 - 20 см-3), значениями в < 1 низкими температурой и относительным содержанием гелия и средним магнитным полем,
• область 3 характеризуется средней и высокой скоростью (vp= 350 - 650 км/с) и средней концентрацией (n = 2 - 30 см-3), значениями в < 1 средними температурой и магнитным полем и высоким содержанием гелия,
• область 4 характеризуется высокой скоростью (vp= 450 - 700 км/с) и средней концентрацией (n = 3 - 30 см-3), значениями в — 1 высокими значениями температуры и магнитного поля, низким содержанием гелия,
• область 5 характеризуется высокой скоростью (vp= 500 - 700 км/с) и средней концентрацией (n = 5 - 30 см-3), значениями в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия.
Величина и различный характер поведения указанных параметров позволяют сопоставить эти пять областей с известной крупномасштабной структурой солнечной короны и ее динамикой:
1. гелиосферный токовый слой (HCS),
2. потоки из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
3. потоки из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН)
4. солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и межпланетной среде (CIR),
5. магнитное облако (течение плазмы, содержащее выброшенное из солнечной короны вещество).
Проведенная селекция по типам солнечного ветра позволила получить распределения параметров и их соотношения в разных типах солнечного ветра, а также сделать заключения о физических условиях в области их формирования на Солнце.
Кроме того была обнаружена область 6, которая характеризуется низкой скоростью (vp= 300 - 400 км/с) и крайне низкой концентрацией (n = 0,1 - 1,0 см-3), значениями в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия. К сожалению малая статистика наблюдений данного типа солнечного ветра не позволила подробно исследовать его свойства, как это было сделано для остальных типов течений солнечного ветра.
4. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в различиях потоков массы, импульса и энергии
1. Средний поток массы nvpуменьшается с увеличением переносной скорости в стационарных течениях солнечного ветра: от 10,5'108 в HCS до 3,4'108 и 2,7'108 частиц/см2с в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, соответственно. В возмущенных течениях поток массы составляет 3, Г108 в МС и 4,2'108 частиц/см2с в CIR. Учитывая длительность и частоту появления разных типов течений, измерения показывают, что солнечные потери массы почти равны в разных стационарных течениях и в — 5 раз выше, чем в возмущенных типах течений.
2. Средние потоки импульса nvp равны в стационарных течениях солнечного ветра из корональных стримеров и дыр (2,1'10-8 дин/см2 с) и возрастают до 2, 6' 10-8 дин/см2с в МС, 3, 7'10-8 дин/см2с в CIR и 6, 3' 10-8 дин/см2с в HCS.
3. Средние потоки кинетической и тепловой энергии, 0,5nmvp и nkTpvp в возмущенных типах течений и в HCS в 2 - 3 раза выше, чем в стационарных течениях. Тем не менее, потери энергии в течениях из корональных дыр в 2 - 5 раз выше, чем в HCS и в возмущенных типах течений, и в 1,5 - 2 раза выше, чем течениях из корональных стримеров.
4. Наибольшие отношения теплового давления к магнитному в = nkTp/(B2/8n) наблюдаются в HCS (~ 2), а наименьшие отношения - в МС (~ 0, 3). В других типах течений параметр в составляет от 0,5 до 1,0.
5. В МС вклад ионов гелия (а-частиц) в потоки массы, импульса и энергии может превышать обычные ошибки измерений и оценки параметров, и поэтому его необходимо учитывать при изучении этих течений.
5. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в сравнительном поведении протонов и а-частиц
По сравнению поведения протонов и а-частиц в течениях разного типа СВ могут быть сделаны следующие выводы:
1. Относительное содержание гелия na/npкоррелирует со скоростью солнечного ветра vpв HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, и антикоррелирует в CIR и в МС.
2. Относительное содержание гелия na/npкоррелирует с величиной потока nvpи плотностью солнечного ветра n в течениях из корональных дыр и в CIR и антикоррелирует в HCS и в течениях из корональных стримеров и в МС. Тем самым подтверждается предположение [121, Geiss, 1970] о важной роли основного, протонного, потока солнечного ветра на вытягивание малых ионных составляющих в межпланетное пространство только из корональных дыр.
3. Различия в зависимости относительного содержания гелия na/npот величины потока nvpи плотности солнечного ветра n в течениях из корональных дыр и из корональных стримеров показывают, что условия и/или механизмы формирования солнечного ветра в этих областях солнечной короны отличаются друг от друга.
4. Разности скоростей а-частиц и протонов va—vpкоррелируют со скоростью солнечного ветра vpи альвеновской скор остью VA ВHCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но отношение кинетических температур Ta/Tpкоррелирует только в HCS и в течениях из корональных стримеров и сохраняется приблизительно постоянным в течениях из корональных дыр.
5. Отношение кинетических температур коррелирует с разностью скоростей в HCS, в течениях из корональных стримеров, а также коррелирует с абсолютной величиной разности скоростей в течениях из корональных дыр.
6. Процессы ускорения а-частиц, по-видимому, близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS.
7. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
6. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в поведении химического состава и ионизационной температуры в относительно медленных типах течений СВ
О поведении тяжелых ионов и их параметров были получены следующие результаты:
1. Тяжелые ионы наблюдаются в — 90% времени, когда условия в солнечном ветре позволяют измерять методом энерго-анализа малые ионные составляющие, такие условия выполняются в течениях типа INS(CS), NCDE(HCS) и НАЕ(СН) и составляют — 1/3 полного времени наблюдений в солнечном ветре.
2. На временных масштабах от — 1 часа до — 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений).
3. Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9 ± 0, 6)'10 K, для ионов кремния (1, 7 ± 0, 3)'106K и для ионов железа (1,6 ± 0, 2)'106K.
4. Вариации среднечасовых значений потоков малых ионных составляющих в несколько раз превышают неопределенность их оценок (— 60 — 80%) и примерно одинаковы для разных тяжелых ионов. Временная характеристика изменчивости потоков тяжелых ионов, оцененная по времени спада автокорреляционной функции, составляет в среднем — 1-3 часа. для всех малых ионных составляющих. Такое поведение содержания, по- видимому, является результатом суммарного действия двух механизмов: диффузии ионов поперек замкнутых силовых линий коронального магнитного поля (в области коронального стримера) и гидродинамического обтекания этой области высокоскоростными потоками плазмы из областей с открытой конфигурацией коронального магнитного поля.
6. Событие типа НАЕ (с высоким содержанием малых ионных составляющих) может быть вызвано ускорением плазмы с низких высот в корональной дыре или инжекцией корональной массы в области стримера.
7. Среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет для гелия (3,0 ± 2,8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5, 4±3, 9)'10-2), для кислорода (6, 8±5, 6)'10-4, для кремния (8,6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5,5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
8. В одном из периодов наблюдений методом энерго-масс-анализа (30 апреля 1985 г.) зарегистрировано высокое содержание в солнечном ветре ионов He+, которые относительно ионов He++составили (1,0 ± 0,4)'10-3, при этом были зарегистрированы и обычно наблюдаемые в солнечном ветре многократно ионизованные ионы кислорода, кремния и железа, содержание и зарядовое состояние которых близки к средним значениям этих параметров (содержание n(He)/n(H) = (7 ± 2)'10-2, n(0)/n(H) = (4, 7 ± 1,6)' 10-4, n(Si)/n(H) = (3, 7 ± 1, 6)'10-5 и n(Fe)/n(H) = (3 ± 1)'10-5, ионизационная температура T(0) = (2, 4 ± 0, 4)'106K, T(Si) = (2, 0 ± 0, 2)'106K и T(Fe) = (1,8 ± 0,1)'106K). Кинетические температуры всех ионов были близкими и составили — 5'104K Совокупность
экспериментальных данных позволяет предположить, что ионы He+ из холодной хромосферы вышли в межпланетное пространство без дополнительной ионизации во время мощного выброса корональной массы, породившего поток солнечного ветра с высокой концентрацией ионов (~ 70 см-3).
7. Геоэффективность солнечных и межпланетных событий
Анализ 25-летних рядов наблюдений Солнца, солнечного ветра и магнитосферных возмущений подтвердил некоторые из ранее обнаруженных эффектов, таких как корреляция числа солнечных пятен с числом солнечных вспышек и числом магнитных бурь на Земле, а также эффект Russell-McPherron [209] т.е. преимущественное возбуждение магнитных бурь в весенние и осенние месяцы года. Однако представленные нами данные о связи солнечных, межпланетных и магнитосферных возмущений содержат также и новые результаты.
1. Обнаруженная геоэффективность сильных солнечных вспышек может быть частично или полностью отнесена на счет случайных процессов. В пользу последнего свидетельствует отсутствие корреляции между классом солнечной вспышки и силой магнитной бури (см. Рис. 6.11). Геоэффективность опубликованных СМЕ выше (в том числе и выше полученного порога для случайных процессов), однако наш анализ гало- СМЕ по наблюдениям на КА SOHOза 5 лет привел к заключению, что их эффективность ниже, чем у сильных солнечных вспышек. Отметим, что полученные здесь оценки геоэффективности вспышек и СМЕ также крайне низки для использования в предсказаниях "космической погоды" так как очень велик процент ложных предсказаний. Единственный способ повысить эффективность методики предсказания - это научиться селектировать солнечные события по дополнительным признакам, приводящим к отбрасыванию событий, не обладающих достаточной геоэффективностью. Также важно прогнозировать динамику движения геоэффективного солнечного явления в межпланетной среде, чтобы, с одной стороны, оценить вероятность его попадания в магнитосферу Земли, а с другой стороны, предсказать достаточно точное время распространения от Солнца до Земли.
2. Основными межпланетными источниками средних и сильных магнитных бурь являются МС и CIR, каждый из которых составляют по —1/3 от всех геоэффективных типов СВ, при этом по сравнению со средними бурями доля сильных бурь от МС возрастает и достигает половину всех геоэффективных типов СВ, число бурь от CIR практически не изменяется, а от других типов СВ заметно падает. Наш результат по корреляции магнитных бурь и МС хорошо согласуется с аналогичными данными работы [129, Gosling et al., 1991]. Определенная нами зависимость доли магнитных бурь, возбужденных МС (также как и CIR), от фазы солнечного цикла имеет два максимума за цикл. При этом кривые для бурь от МС и от CIR изменяются в противофазе. В целом же полученная нами зависимость имеет более сложный характер и иследована на протяжении более длинного периода, чем в работе [160, Lindsay et al., 1995].
3. Независимо от типа СВ, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1-3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с МС или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом МС и в CIR и (3) в теле МС. Хотя модели предсказания геомагнитных возмущений на основе измерений СВ и ММП в реальном масштабе времени в передней либрационной точке (например, на космических аппаратах Wind(1994) и АСЕ (1997)) носят краткосрочный характер (около получаса), их надежность удовлетворяет практическим критериям [51, Петрукович и Климов, 2000].
8. Отклик магнитосферы Земли на магнитные облака и "слабый" солнечный ветер
Представленные результаты анализа взаимодействия магнитных облаков и "слабого" (с низкой концентрацией) солнечного ветра с земной магнитосферой по данным спутников ИНТЕРВОЛ-1,2 позволяют сделать несколько выводов об отклике магнитосферы на такого рода воздействия.
1. Геоэффективность магнитных облаков, по-видимому, зависит от величины изменения параметров в магнитном облаке. При малых, средних или умеренно больших вариациях параметров плазмы и магнитного поля в облаке реакция магнитосферы такая же, как и при подобного рода изменениях в межпланетном пространстве в отсутствии магнитных облаков, и сильно зависит от предыстории межпланетного магнитного поля:
- после длительного поступления энергии в магнитосферу (при южной ориентации ММП) практически все изменения в давлении солнечного ветра или величине и ориентации ММП могут привести к авроральным активациям, суббурям и магнитным бурям;
- при длительной северной ориентации ММП практически все изменения параметров магнитного облака негеоэффективны и не оказывают заметного влияния на состояние магнитосферы и на геомагнитное поле.
2. Экстремально большие скачки параметров в магнитных облаках (в основном вблизи их границ - ударные волны, передние и задние фронты) могут приводить к необычному поведению магнитосферы:
- сильным и довольно сложным сжатию и деформации (с большим и непропорциональным смещением границ) магнитосферы относительно обычного положения,
- крупномасштабному колебанию структур геомагнитного хвоста относи¬тельно спутника,
- развитию возмущений в плазменном слое, которые приводят к ускорению ионов и электронов и их инжекциям в области полярной шапки.
3. Магнитные облака, вызывающие большое число полярных возмущений, включая суббури, как правило сопровождаются более сильными глобальными возмущениями типа магнитных бурь.
4. Событие с сильным падением плотности в солнечном ветре 10-12 мая 1999 г. не вызвало заметного изменения геомагнитных индексов, хотя и наблюдалось сильное увеличение размеров магнитосферы.
5. Поведение магнитосферы Земли при экстремальных условиях в межпла¬нетной среде, наблюдаемых при приходе магнитных облаков, плохо согласуется с существующими статистическими моделями, недостаточно подробно изучено и требует дальнейших исследований.
Основные результаты, выносимые на защиту:
1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 - 1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.
2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц na/npи отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = nkTp/(B2/8n), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:
• гелиосферный токовый слой (HCS),
• течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS),
• течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН),
• солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и гелиосфере (CIR),
• течения, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество (магнитные облака).
3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра показало, что процессы ускорения протонов и а-частиц близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в HCS. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в HCS и в течениях из корональных стримеров.
4. Получено, что среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет: для гелия (3, 0 ± 2, 8)'10-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)' 10-2), для кислорода (6, 8 ± 5,6)'10-4, для кремния (8, 6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5, 5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.
5. На временных масштабах от — 1 часа до — 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp< 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9± 0,6)'106K, для ионов кремния (1,7± 0, 3)'106K и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106K.
6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом магнитным облаком и в CIR и (3) в теле магнитного облака.
7. Полученные корреляции показывают, что выбросы корональной массы и сильные солнечные вспышки лишь в 30-40% случаев приводят к геоэффективным возмущениям межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".