Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Геоэффективность событий солнечной активности (обзор)
1.1. Явления солнечной активности
1.2. Перенос выбросов солнечной плазмы в межпланетном пространстве
1.3. Геомагнитная активность, обусловленная солнечной активностью
1.4. Постановка задач по исследованию связи солнечных корональных выбросов вещества с геомагнитной активностью
Глава 2. Моделирование переноса корональных выбросов вещества в межпланетной среде
2.1. Методы численного моделирования солнечных корональных выбросов вещества
2.1. Отбор и классификация данных для постановки численных расчетов
2.3. Моделирование эволюции различных типов КВВ на трассе Солнце-Венера с целью определения их начальных параметров
2.4. Моделирование различных конфигураций межпланетных корональных выбросов в солнечном ветре на трассе Солнце-Земля
2.5. Выводы
Глава 3. Исследование зависимости параметров турбулентности переходной области за отошедшей земной ударной волной от параметров ММП
3.1. Модель турбулентности переходной области за земной ударной волной
3.2. Влияние макропараметров межпланетного магнитного поля на спектральные характеристики турбулентности переходной области
3.3 Сопоставление результатов анализа спектров турбулентности с результатами экспериментов по радиопросвечиванию
3.4. Динамика внутренних масштабов и пульсационных скоростей турбулентности
3.5. Анализ энергетического баланса турбулентности переходной области
3.6. Расчет параметров турбулентности и сопоставление с экспериментальными результатами
3.7. Выводы
Глава 4. Геоэффективность корональных выбросов вещества
4.1. Связь гсоэффективных параметров околоземного космического пространства с начальными параметрами КВВ
4.2. Анализ конфигураций околоземных крупномасштабных возмущений параметров солнечного ветра, вызываемых разными солнечными источниками
4.3. Связь Dst вариации геомагнитного поля и параметров ионосферы с корональными выбросами вещества
4.5. Отражение особенностей межпланетных корональных выбросов вещества в энергетическом бюджете магнитосферы
4.5. Выводы
Заключение
Литература
- Геомагнитная активность, обусловленная солнечной активностью
- Отбор и классификация данных для постановки численных расчетов
- Влияние макропараметров межпланетного магнитного поля на спектральные характеристики турбулентности переходной области
- Анализ конфигураций околоземных крупномасштабных возмущений параметров солнечного ветра, вызываемых разными солнечными источниками
Введение к работе
В диссертации представлены результаты исследования связи геомагнитной активности и магнитосферных электромагнитных процессов с выбросами солнечной плазмы Исследование характеристик конкретных типов выбросов коронального вещества Солнца проводилось на основе МГД численного моделирования, а макропараметры возмущенного солнечного ветра, связанные с этими типами выбросов, сопоставлялись с Dst-вариацией геомагнитного поля, диссипативными процессами в околоземной среде и состоянием ионосферы Подобное исследование относится к направлению работ в современной солнечно-земной физике, где анализируется связь между событиями, происходящими в окрестностях Солнца, и структурой параметров межпланетной среды, которые оказывают воздействие на околоземное космическое пространство
Актуальность проблемы
Важность исследования динамических процессов в межпланетной среде, способных оказывать воздействие на магнитосферу Земли, обусловлена необходимостью прогнозирования электромагнитного состояния околоземной среды Наблюдения на КА указывают на присутствие в межпланетном пространстве регулярных областей повышенной крупномасштабной возмущённое параметров межпланетной среды [1*] Анализ результатов регистрации крупномасштабных возмущений позволяет высказывать различные гипотезы о структуре солнечного ветра и ММП и о связи этой структуры, с одной стороны с активными процессами на Солнце [2*,3*], а с другой - с полями и токами в магнитосфере Земли
Известно [4*,1], что корональные выбросы вещества (КВВ) обладают высокой геоэффективностью, которая наблюдается в изменениях параметров и электромагнитного состояния внутримагнитосферной среды Значительными событиями являются глобальные магнитосферные
4 возмущения, обусловленные крупномасштабными изменениями параметров солнечного ветра (ПСВ) и межпланетного магнитного поля (ММП), связанными с КВВ [5*]
Выявление природы генерации сильных электромагнитных возмущений в околоземном пространстве требует решения модельных задач по переносу крупномасштабных возмущений параметров солнечного ветра из солнечной короны в околоземное пространство В диссертационной работе в рамках этого подхода рассмотрена обычно трудная для решения обратная задача по восстановлению параметров начальных корональных возмущений типа КВВ в окрестностях Солнца, по данным о параметрах этого трансформировавшегося возмущения, измеренных в околоземном пространстве При таком подходе по анализу конфигураций параметров солнечного ветра и ММП удается установить солнечные источники различных типов КВВ
Переходная область (ПО) околоземного космического пространства, которая находится между отошедшей земной головной ударной волной и магнитопаузой, является важной областью, оказывающей влияние на степень воздействия возмущенного солнечного ветра на внутримагнитосферные процессы Особенность ПО заключается в ее сильно турбулентном состоянии, зависящем от условий в солнечном ветре Измерения параметров ПО на КА и на основе радиопросвечивания позволяют выделять МГД возмущения, пересекающие поток плазмы во всех направлениях [6*] Важным источником такой возмущенности ПО являются МГД возмущения, локализованные вблизи головной ударной волны. Возмущения, которые имеют касательную к фронту ударной волны магнитную компоненту, сильно возрастают на отошедшей ударной волне [7*] С другой стороны, ПО сама является источником МГД турбулентности, которая определяется макрохарактеристиками натекающего на магнитосферу потока замагниченного солнечного ветра В частности, увеличение проникающего в ПО среднего ММП ведет к снижению уровня
5 турбулентности [8*] В диссертации проведен интегральный анализ спектров мощности турбулентности ПО, полученных по данным КА Interball-І для различных сеансов, отвечающих нахождению КА в подсолнечной и фланговых частях ПО Здесь выполнено исследование влияния ММП на турбулентность в ПО
Изучение геомагнитной эффективности КВВ важно с точки зрения
исследования фундаментальных процессов в магнитосфере, возникающих
при воздействии на нее крупномасштабного выброса солнечной плазмы
Очень важна разработка методов прогноза таких процессов, основанных на
визуальных наблюдениях за КВВ Подробный анализ [9*] возмущений
параметров межпланетного пространства на расстояниях 0 7 а е (вблизи
Венеры), вызываемых КВВ и называемых межпланетными КВВ (МКВВ),
продемонстрировал их значительную корреляцию с начальными
характеристиками КВВ В диссертации продолжено изучение
корреляционных связей наблюдаемых параметров КВВ с геоэффективными
характеристиками крупномасштабных возмущений солнечного ветра и ММП
вблизи Земли с использованием банка непрерывных данных, полученных с
патрульных КА Wind и SOHO Такие связи характеризуют
«запаздывающую» геоэффективность КВВ
Для более полного представления о процессах вызываемых в солнечном ветре КВВ, были проанализированы конфигурации параметров солнечного ветра и ММП, являющихся последствиями КВВ. Для рассмотренных возмущений был выполнен расчет мощности основных диссипационных процессов в околоземном пространстве - джоулева нагрева ионосферы, высыпания частиц в авроральном овале, мощности частиц кольцевого тока и мощности процессов в хвосте магнитосферы Такой расчет, выполненный по методу [10*], дает возможность оценивать мощность поступающей в магнитосферу энергии в зависимости от типа МКВВ Подтверждение разбиения МКВВ на разные типы проверялось на основе анализа поступающей в магнитосферу энергии для рассмотренных событий
6 Цели и задачи работы
Цель работы состоит в выявлении количественной связи геомагнитной активности и магнитосферных электромагнитных процессов с выбросами солнечной плазмы Ставились следующие задачи
-
Провести сопоставление мощности диссипативных процессов в околоземной среде, Dst-вариации геомагнитного поля и отклонений критической частоты ионосферного слоя F2 с параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, которые характеризуют конкретный тип выброса коронального вещества на Солнце вблизи магнитосферы
-
Соответственно, для этого провести модельные расчеты начальных характеристик выбросов коронального вещества Солнца, анализ их движения в межпланетной среде и оценить возможность установления типа КВВ по характеристикам солнечного ветра вблизи Земли
3. Использовать параметры межпланетной среды, регистрируемые спутниками в солнечном ветре, для исследования КВВ на уровне Солнца и характеристик турбулентности плазмы в переходной области за земной головной ударной волной
Научная новизна
На основе сопоставления характеристик конкретных типов КВВ с параметрами геомагнитной активности и параметрами ионосферы выявлено наличие связи Dst вариации геомагнитного поля и отклонений критической частоты ионосферного слоя F2 (DI) с типом источника выброса солнечной плазмы (фронт, петля, спайк, мультиспайк, выброс кратной структуры, бесструктурный выброс)
Выявлена конкретная зависимость мощности диссипативных процессов в околоземной среде в периоды магнитосферных возмущений от типа МКВВ, создавшего это возмущение На основе расчета начальных характеристик выбросов солнечной плазмы (КВВ), анализа ее движения по трассе Солнце-Земля и анализа связей этих характеристик с параметрами
7 солнечного ветра вблизи магнитосферы получена новая научная информация, которая позволяет прогнозировать временную динамику геомагнитной активности в периоды магнитосферных возмущений по параметрам солнечного ветра, фиксируемых на КА, находящихся в межпланетном пространстве
На основе сопоставления результатов анализа спектров мощности турбулентности потока, полученных по данным КА INTERBALL-1 и спектров мерцаний, полученных при радиопросвечивании переходной области за головной ударной волной магнитосферы в эксперименте Сура-КА WIND, выявлена зависимость уровня турбулентности в этой области от ориентации вектора межпланетного магнитного поля вблизи Земли
Научная и практическая ценность
Результаты проведенных исследований свидетельствуют о наличии связей между характеристиками выбросов солнечной плазмы и параметрами солнечного ветра вблизи Земли Эти результаты позволяют создать метод, дающий возможность контролировать появление последствий конкретного типа КВВ перед магнитосферой Выявлено, что каждому типу МКВВ, взаимодействующего с магнитосферой, соответствует конкретная временная конфигурация энергии, поступающей в магнитосферу Это позволяет прогнозировать временную динамику геомагнитной активности в периоды магнитосферных возмущений по параметрам солнечного ветра, фиксируемых на КА, который находится в межпланетном пространстве
Установлены причинно-следственные солнечно-земные связи различных типов КВВ с наблюдаемыми конфигурациями параметров солнечного ветра и ММП в межпланетном пространстве Проведена оценка геоэффективности событий КВВ с точки зрения магнитосферной и ионосферной возмущенности Обнаружена связь параметров КВВ со значениями интенсивности рентгеновского излучения и индекса геомагнитной активности Dst
8 Установлена связь параметров МГД возмущенно сти в ПО за земной ударной волной с крупномасштабными конфигурациями ММП
Степень достоверности полученных результатов
Результаты, изложенные в диссертационной работе, согласуются с соответствующими данными экспериментальных наблюдений Их сопоставление с аналитическими и численными исследованиями других авторов показали, что полученные результаты дополняют и уточняют эти исследования Все результаты, представленные в диссертации опубликованы в рецензируемых научных журналах Известия РАН (физическая серия), "Солнечно-земная физика", а также представлены на Российских и международных конференциях и научных семинарах НИРФИ и ИЗМИР АН
На защиту выносятся следующие положения:
-
Количественные связи характеристик корональных выбросов вещества на уровне Солнца и параметров околоземного космического пространства (межпланетных корональных выбросов вещества)
-
Зависимость характеристик МГД турбулентности в переходной области за земной ударной волной от ориентации вектора межпланетного магнитного поля вблизи Земли
-
Связь параметров КВВ с индексом глобальной магнитосферной возмущенности Dst
-
Зависимость мощности диссипативных процессов в магнитосфере от типа МКВВ
-
Корреляция возмущенности регулярных параметров ионосферного слоя F2 с параметрами событий КВВ
Представление результатов
Результаты диссертационной работы докладывались на российских и международных конференциях конференции стран СНГ и Прибалтики
9 "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003 г , General Assembly of Geosciences Union, Nice, France, 2004, X Всероссийской научной конференции студентов-физиков и молодых ученых, Екатеринбург-Красноярск, 2004, 35th COSPAR Scientific Assembly, Pans, France, 2004, международной конференции «Солнечно-земная физика», Иркутск 20-25 сентября 2004 г, Всероссийской конференции "Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности", г Троицк, 2005 г, 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 2006
Результаты работы докладывались на семинарах НИРФИ, ИЗМИР АН и НГПУ
Публикации
По теме диссертации автором опубликовано 3 статьи в рецензируемых журналах, 9 статей в сборниках и тезисах докладов
Личный вклад соискатели
Автор участвовал в постановке задач и выборе метода их решения, принимал участие в получении и анализе результатов, их интерпретации Диссертант проводил все численные эксперименты с использованием компьютерных программ Диссертантом выполнено большинство аналитических расчетов, вошедших в диссертацию
Геомагнитная активность, обусловленная солнечной активностью
Вещество Солнца находится в постоянном движении, имеющем упорядоченный и хаотический характер. Верхние слои Солнца - сложная неоднородная атмосфера -испытывает резкие изменения температуры, плотности, давления, происходящие с участием сильного магнитного поля [5].
Физические процессы не только вблизи Солнца, но во всем окружающем межпланетном пространстве определяются конфигурациями групп солнечных пятен. В связи с этим вводится понятие «космическая погода», которая определяется электромагнитным излучением в широком диапазоне длин волн от гамма-лучей ( 10 А) до радиоволн ( 103 м) и корпускулярным излучением (поток высокоэнергетичных заряженных частиц). Эти факторы могут быть обусловлены как отдельными проявлениями солнечной активности, так и их совокупностью [2, 3], которые чаще всего возникают как следствия развития группы солнечных пятен. Обычно под солнечной активностью подразумевают целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают большие области, поперечником не менее нескольких тысяч километров, и отличаются весьма значительными изменениями физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы. Понятие «активное Солнце» включает в себя вспышки, «волокна», корональные выбросы вещества (КВВ), а также всплески радиоизлучения в широком диапазоне волн - от рентгеновского до метрового [12]. Это - примеры энерговыделения, которое происходит при нарушении устойчивости внешних слоев Солнца. Ключ к пониманию мощных всплесков энергии на Солнце дает колебательная природа магнитного поля - его скручивание и последующее раскручивание. Название «солнечный цикл» относится к почти регулярным сериям наблюдаемых на Солнце изменений, которые сопровождают процесс наматывания и последующего освобождения магнитного поля. Эта картина поведения поля на Солнце впервые привлекла внимание астрономов при наблюдениях солнечных пятен [22]. Солнечные пятна - центр солнечной активности. Солнечные пятна представляют собой относительно менее прозрачные и холодные места фотосферы Солнца. Температура пятен примерно на 1500 ниже температуры окружающей атмосферы, поэтому по контрасту они кажутся темными. Внешне они напоминают небольшие тарелкообразной формы глубиной до 1000 км и от нескольких тысяч до десятков тысяч километров в поперечнике. В 1908 г. был открыт магнетизм солнечных пятен, а в 1950-х годах использование более совершенного магнитографа помогло обнаружить существование биполярных магнитных полей в солнечных активных областях. Считается, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры пятен, так как оно сковывает движение газа в этом районе и не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Магнитное поле пятен имеет сложную форму, а его напряженность всегда больше 1400 эрстед, и в большинстве случаев составляет 2000 - 3000 эрстед [23].
Солнечные пятна имеют сложное строение. Самая темная их внутренняя часть называется тенью или ядром. Чем больше размер пятна, тем темнее его тень. Наблюдения пятен из стратосферы показали, что их ядра состоят из еще более мелких деталей. Иногда в них видны яркие точки, которые, по-видимому, свидетельствуют о том, что перенос энергии веществом в ядрах не везде подавлен до конца. Тень окружена более светлой структурой - полутенью. В полутени магнитное поле гораздо слабее, чем в тени. Видимые в ней волокнистые образования говорят о направлении магнитного поля и о направлении движения вещества. Вокруг полутени наблюдается яркое, или светлое кольцо, причиной появления которого служит избыток энергии, переносимый к поверхности веществом, отброшенным от области сильного магнитного поля в центральной части пятна. Движение вещества в тени пятна почти отсутствует, а в полутени на больших глубинах направлено от центра пятна, тогда как в самых верхних ее слоях, наоборот, как бы внутрь пятна.
Пятна всегда появляются группами. Все пятна группы принадлежат одной и той же системе магнитного поля, поэтому их можно рассматривать как единое образование, а отдельно расположенные пятна, как частный случай группы. Основные пятна группы -ведущее и хвостовое, обладают магнитными полями противоположного знака - линии магнитного поля выходят из одного пятна и входят в другое [22]. Группы солнечных пятен наблюдаются не по всему диску Солнца, а только в так называемых «королевских зонах», расположенных на расстояниях примерно до 45 по обе стороны от солнечного экватора [24]. Вблизи самого экватора, до широты ±5, пятна встречаются очень редко. Группы пятен практически всегда вытянуты вдоль солнечных параллелей. Но ведущее пятно обычно расположено ближе к экватору, чем хвостовое. Этот наклон оси групп к параллели в среднем увеличивается по мере удаления от экватора Солнца. Площадь основных пятен группы и ее суммарная площадь сначала возрастают в течение нескольких дней, увеличивается и напряженность магнитного поля. С развитием группы основные пятна постепенно удаляются друг от друга. После достижения максимальной площади в сравнительно сложных группах, которые называют биполярными, хвостовое пятно и промежуточные пятна и поры обычно исчезают и сохраняется только ведущее пятно. Постепенно оно приобретает все более правильную форму, становясь как бы устойчивым. В зависимости от размеров группы, площади пятен, напряженности магнитного поля, а также расположения группы на диске Солнца она существует от нескольких часов до нескольких месяцев.
Группы солнечных пятен вблизи края видимого солнечного диска всегда наблюдаются на фотосфере в окружении светлых волокнистых образований -фотосферных факелов, которые являются по сравнению с окружающей невозмущенной фотосферой областями усиленного магнитного поля и движения. В фотосферных поверхностных слоях они горячее, чем окружающая их атмосфера. Фотосферные факелы служат нижним этажом факельных площадок, которые пронизывают фотосферу и значительную часть хромосферы, нередко их называют флоккулами. Это крайне неоднородные образования, отличающиеся значительными колебаниями температуры, скорости движений вещества, напряженности магнитного поля в разных местах. Размер флоккулов составляет десятки тысяч километров, время жизни - от нескольких дней до нескольких месяцев. Их устойчивость определяется наличием в них солнечных пятен, в случае отсутствия пятен контраст и «долговечность» факельной площадки больше. Иногда в факельных площадках происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще всего вблизи сложных солнечных пятен. Это одно из проявлений самого впечатляющего явления активности Солнца- солнечной вспышки.
Для статистического изучения солнечной активности вводятся глобальные численные характеристики, усредненные по тому или иному интервалу времени -индексы солнечной активности. В 1848 г. Вольф предложил индекс солнечной активности - так называемое число Вольфа. Его определяют по формуле: W=k(n+10g) где п - общее число пятен на видимой полусфере Солнца, g - число групп пятен, к -коэффициент (обычно 1), учитывающий суммарный вклад условий наблюдений, тип телескопа, и характеризующий данную обсерваторию относительно международной. Определяемое таким образом число Вольфа в значительной степени зависит от инструментов, условий наблюдения Солнца, субъективности. Существует три способа определения солнечных пятен: первая учитывает кроме одиночных пятен с полутенью поры, все ядра внутри общей полутени и куски полутени (используется российской и американской службами Солнца); вторая, введенная Вольфом, не учитывает отдельные поры как группы; третья, цюрихская, учитывает площадь пятен при подсчете их числа. Последний способ считается международным, обычно применяется при исследовании временных изменений солнечной активности.
Солнечная активность изменяется циклически. Около 150 лет назад Швабе и Вольф открыли 11-летний цикл числа возникновения солнечных пятен, позже было установлено, что подобные изменения присущи площадям солнечных пятен, факелам вспышкам и т.п. 80-90-летний солнечный цикл представляет собой цикл мощности явлений и проявляется в изменении амплитуды 11-летнего цикла. После открытия солнечного магнетизма было обнаружено изменение полярности магнитного поля и, соответственно, 22-летний магнитный цикл. Наблюдаются также более высокочастотные периодические процессы.
Солнечные вспышки - основное проявление солнечной активности. Вспышки являются наиболее значительным из проявлений солнечной активности, влияющих на Землю. Появление вспышек происходит в областях со сложной структурой магнитного поля, как правило, около групп солнечных пятен. Причиной возникновения считают [25,26] структурные изменения, перестройку магнитных полей, но теория, описывающая это явление, еще не построена.
Отбор и классификация данных для постановки численных расчетов
Межпланетная среда, а в частности солнечный ветер, представляет собой плазму с магнитным полем. Поэтому, для математического описания процессов, происходящих в околоземном пространстве, используют такие модели, как движение отдельных частиц, магнитогидродинамическая модель, кинетическое уравнение с самосогласованным полем, квазигидродинамическое приближение для бесстолкновительной плазмы.
Модель движения отдельных частиц базируется на представлении о свободном движении отдельных заряженных частиц во внешних полях. Это приближение также имеет название дрейфового приближения. Применимость такой модели ограничивается соблюдением условия слабости внешнего электромагнитного поля.
Магнитогидродинамическая модель плазмы является противоположным пределом по сравнению с приближением отдельных частиц. В этой модели предполагается, что плазма ведет себя как проводящая жидкость, т.е. корреляция между частицами очень сильная. Система уравнений магнитной гидродинамики записывается в виде [61]: ЗВ г тап ( с2 где В - магнитное поле, V - скорость потока, Vs - скорость звука, рм - плотность жидкости, а - ее проводимость, ци%- коэффициенты вязкости.
Обычным недостатком результатов анализа волновой динамики в рамках МГД уравнений является использование изотермического приближения, даже в случае учета диссипации. Вместе с тем, известно, что полноценный учет диссипативных процессов возможен только при введении коэффициента теплопроводности и замене уравнения адиабатичности уравнением переноса тепла:
Здесь S - энтропия единицы массы жидкости, % - проводимость, а у - тензор вязких напряжений. Данная система уравнений справедлива лишь в условиях, когда длины свободного пробега меньше всех характерных длин, а частоты меньше всех характерных частот:
Выражение в левой стороне равенства представляет собой количество тепла, выделяющееся в 1с в движущемся элементе жидкости. Выражение в правой части равенства есть энергия, диссипируемая в том же объеме за то же время. В проводящей жидкости сюда должно быть добавлено джоулево тепло. Отнесенное к единице объема оно равно
Тогда уравнение переноса тепла в магнитной гидродинамике запишется в виде: pr{JKv?.)-ait+ 4r+-iSK( 0lH) Это уравнение помимо температуры содержит энтропию рассматриваемого газа, поэтому для замыкания системы уравнений МГД требуется дополнение в виде уравнения состояния газа. Здесь в качестве уравнения состояния выбрано уравнение для политропного газа. Это позволяет решить систему МГД уравнений до конца. С таким приближением для вязкой жидкости, под которой мы понимаем рассматриваемую плазму, можно согласиться только при учете того, что вводимая нами эффективная вязкость не обусловлена столкновением частиц.
Рассматриваемая плазма солнечного ветра отличается крайней разреженностью и, соответственно, слабой коррелированностью между частицами. Поэтому использование МГД уравнений с диссипацией для описания в ней волновых явлений нуждается в существенных разъяснениях.
Во-первых, поскольку кулоновские столкновения незначительны, под вязкостью здесь следует понимать эффективную вязкость, связанную с взаимодействием частиц с хаотическими волновыми процессами. Кроме того, МГД уравнения могут быть получены из кинетического уравнения и для бесстолкновительной плазмы, но только в приближении для "холодной" или неизотермической плазмы.
Первый такой случай - «холодная» плазма, имеет место, если мы рассматриваем процессы, характерная скорость которых много больше тепловых скоростей частиц:
Это означает, что приближение МГД гораздо шире, чем это могло показаться на первый взгляд. Поэтому такой модельный подход можно применять для описания низкочастотных процессов и в плазме со слабой вязкостью, например, в плазме солнечного ветра.
Во-вторых, следует ограничиваться только рассмотрением низкочастотных возмущений, для того, чтобы не только применить МГД уравнения, но и, как выясняется ниже, наипростейшим образом связать энтропию с температурой в рамках почти стационарных движений для политропного газа.
Таким образом, уравнение для переноса тепла в его части связанной с состоянием плазмы отвечает идеальному газу, в то время как диссипационные явления будут учитываться введением конечных вязкостей, проводимости и теплопроводности. Рассмотрение низкочастотных процессов обеспечивает использование соотношения между энтропией и температурой в виде [62]: где ju - молекулярная масса, R - газовая постоянная, и у - отношение теплоємкостей. Такой переход от энтропии к температуре в исходных МГД уравнениях упрощает дальнейшее использование численных решений к прямому сопоставлению со спутниковыми данными.
Нелинейные режимы распространения МГД волн плохо поддаются аналитическим методам анализа. Спутниковые наблюдения указывают на присутствие в межпланетном пространстве регулярных областей повышенной интенсивности МГД волн вплоть до образования фронтов ударных волн. Поэтому для описания эволюции МГД волн целесообразно использовать современные средства компьютерного моделирования. Эксперименты по численному моделированию переноса МГД волн в солнечном ветре и численное исследование двумерной динамики сверхзвуковых плазменных потоков в магнитных полях свидетельствуют о плодотворности применения такого подхода.
Метод компьютерного МГД моделирования успешно применяется в задачах солнечно земных связей. Важный вклад в изучение солнечно-земных связей в рамках такого подхода принадлежит группе Драйера [10,11]. В работе [4] на основе компьютерного моделирования эволюции уединенных крупномасштабных возмущений, были установлены их солнечные источники. Успешность такого подхода к анализу крупномасштабной динамики межпланетной среды была также продемонстрирована в [12] на примере моделирования процессов, обусловленных взаимодействием высокоскоростного потока солнечного ветра из нестационарной корональной дыры и медленного солнечного ветра, а также слиянием двух корональних дыр. На основании трёхмерного МГД моделирования в работе [63] делается попытка построения модели магнитного поля в фотосфере Солнца, соответствующего КВВ.
Влияние макропараметров межпланетного магнитного поля на спектральные характеристики турбулентности переходной области
Основным в рассуждениях о влиянии ММП на турбулентность в ПО является анализ баланса гидродинамической, магнитной и газокинетической энергий. Благодаря резкому увеличению Btan на ударной волне энергетический баланс в ПО может сместиться в сторону магнитной энергии настолько, что будет стабилизировать МГД возмущения любого типа. В параграфе 3.3 рассматривается зависимость величины внутренних масштабов от величины тангенциальной компоненты ММП перед ударной волной и отношения магнитной к гидродинамической энергий. Ряд важных выводов и анализ соответствия теоретическим представлениям сделан в параграфе 3.4 на основе изучения энергетического баланса в ПО от изменений величины тангенциальной компоненты ММП. В параграфе 3.5 МГД подход к турбулентности ПО позволил записать аналитические выражения для внутренних масштабов и пульсационных скоростей и сопоставить с экспериментальными характеристиками изучаемой турбулентности. Результаты анализа турбулентных процессов в ПО сопоставляются с данными полученными в экспериментах по радиопросвечиванию ПО с Земли на КА WIND.
Известно, что сверхальвеновское обтекание магнитосферы Земли замагниченным солнечным ветром (СВ) формирует отошедшую ударную волну с толщиной фронта 106 см и находящуюся за ней подсолнечную часть ПО толщиной А = 109 см. До последнего времени ПО остается одной из наименее изученных областей околоземного космического пространства. В ПО происходит множество интересных явлений. Соображения равенства динамического давления СВ с магнитным давлением земного магнитного поля позволяют грубо оценивать размеры магнитосферы и качественно описывать перестройку картины ее обтекания и формирования ПО при медленном изменении параметров солнечного ветра. Другим простым соображением полезным для качественных рассуждений являются граничные условия на ударной волне, связывающие плотность р, температуру, скорость V и магнитное поле В. Из условия следует, что за ударной волной скорость плазмы резко падает, а поперечная составляющая магнитного поля существенно возрастает [70, 71]. Это приводит к тому, что хотя энергия межпланетного магнитного поля (ММП) в солнечном ветре на 1-2 порядка меньше динамической энергии потока плазмы, но при переходе через ударную волну энергия его возрастает и оно может влиять на уровень турбулентности плазмы за ударной волной в ПО. Влияние ориентации ММП на вариации в ПО отмечалось в нескольких работах [72,73].
Недавние исследования магнитовозмущенного состояния переходной области позволило выделить три вида МГД возмущений: быстрые и медленные магнитозвуковые волны, пересекающие поток во внутренней части ПО, и альвеновские волны, распространяющиеся вдоль среднего магнитного поля по течению потока во внешней части ПО [74]. Этот анализ показал, что важным источником такой возмущенности ПО являются МГД возмущения, локализованные вблизи головной ударной волны. Действительно, те возмущения, которые имеют касательную к фронту ударной волны магнитную компоненту (компоненту, поперечную среднему магнитному полю), сильно возрастают на отошедшей ударной волне [75]. Они, проникая в переходную область, могут в ней не затухнуть [76,77]. С другой стороны, ПО сама является источником своей турбулентности, которая определяется макрохарактеристиками натекающего на магнитосферу потока замагниченного солнечного ветра. В частности, увеличение проникающего в ПО среднего ММП ведет к снижению уровня гидродинамической турбулентности, поскольку согласно [78] в этом случае увеличивается энергия магнитного поля стабилизирующая гидродинамическую турбулентность.
Модель переходной области. Переходная область является переходной зоной между отошедшей головной ударной волной и магнитопаузой. Ударная волна существует благодаря наличию сверхзвукового и сверхальвеновского потока солнечного ветра. Она состоит из подсолнечной части и двух флангов (Рис. 3.1.1). Изучение турбулентности в этих трех районах требует выбора разных моделей ее существования. Все предлагаемые в настоящей работе модели турбулентности не учитывает существование форшока и связанного с ним просачивание турбулентности из солнечного ветра.
Исчерпывающий анализ турбулентности ПО должен строится на рассмотрении полноценного МГД подхода. В этом случае необходимо учитывать усиление магнитного поля в турбулентной среде вплоть до выравнивания его энергии с кинетической энергий движений вещества.
Подсолнечная часть ПО, прежде всего, обусловлена возникновением звуковых волн вследствие динамического прогрева среды вблизи магнитопаузы обтекаемой потоком. Застойный, с точки зрения величины средней скорости потока, характер подсолнечной части обеспечивает достаточное время для развития звуковых движений. Действительно, увеличение скорости звука по мере приближения к магнитопаузе сопровождается уменьшением скорости направленного движения, связанным с его торможением. Здесь имеет место область генерации звуковых волн, которые, распространяясь навстречу потоку, образуют слой, ограниченный скачком параметров в виде звуковой ударной волны. В области сравнивания их энергии с кинетической энергией потока устанавливается звуковая ударная волна.
Однако в проводящей среде в присутствие магнитного поля звуковая волна не может существовать независимо от изменений в магнитном поле и наблюдается как магнитозвуковая. Альвеїювская возмущеішость также будет иметь место. Все эти обстоятельства обеспечивают возникновение турбулентности в подсолнечной области переходной области.
Модели ПО для флангов должны содержать соображения связанные со статистической ориентацией ММП, обусловленной его спиральной природой. На одном фланге участок фронта отошедшей ударной волны скорее квазипараллелен, а на другом -скорее квазиперпендикулярен к ориентации ММП. Под причинами возникновения турбулентных движения в этих областях обычно понимают две. Первая - связана со сносом турбулентности с краев возмущенной ПО на фланги. Вторая причина нуждается в дополнительном рассмотрении, поскольку фланговые потоки отличаются от потоков в подсолнечной части тем, что имеет место их эволюция направления потока. Это ведет к изменениям параметров самой турбулентности вдоль потока.
Определение параметров турбулентности переходной области нуждается, прежде всего, в установлении значений усредненных макропараметров ее среды и магнитного поля. Эти величины могут быть получены из параметров квазистационарного солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на основе использования граничных условий на отошедшей ударной волне для разных областей переходной области. Граничные условия на подсолнечной части ударной волны, т.е. тогда, когда имеет место только нормальный к ударной волне поток солнечного ветра, представляются следующими выражениями [71]
Анализ конфигураций околоземных крупномасштабных возмущений параметров солнечного ветра, вызываемых разными солнечными источниками
В настоящем параграфе [20,21,86,87] устанавливаются корреляционные связи визуально наблюдаемых начальных характеристик КВВ с возмущениями параметров солнечного ветра вблизи Земли. Таким образом, исследуется геоэффективность, «запаздывающая» на время переноса последствий КВВ к Земле.
Параметры КВВ, солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП) за периоды января-июня 1996 и февраля-апреля 1999 годов охватывающие различные фазы одиннадцатилетнего цикла солнечной активности взяты из каталога SMM, SOHO [68], а также с КА Wind. Среди параметров КВВ выбраны начальная и конечная скорости выброса VI и V2, соответственно, угловой раскрыв КВВ - W, значение центрального позиционного угла события СРА; в качестве параметров солнечного ветра и ММП -концентрация п, скорость v протонов солнечного ветра, значение Bz-компоненты ММП. Коэффициент корреляции для всех рассматриваемых событий вычисляется между шестью парами основных параметров (W,n; W,v; W,Bz; Vl,n; Vl,v; VI,Bz) полученными с разных КА. Основные проблемы, возникающие при выполнении этого исследования связаны с трудностью отбора, по визуальным наблюдениям, КВВ, направленных в сторону Земли, с чем не сталкивались авторы работы [65].
Запаздывание прихода возмущений, вызванных КВВ, к точке расположения КА Wind оценивалось по формуле [88] Здесь d - дистанция, на которой изменяется скорость КВВ (0,75 а.е.), U2 - остаток пути (0,25 а.е.), U, а - начальная скорость и ускорение КВВ. Кроме того, была принята во внимание потенциальная геоэффективность КВВ, пересекающих при своем распространении плоскость эклиптики. Это определялось в предположении осевой симметрии КВВ [30] по значениям угла раскрыва (W) и центральному позиционному углу КВВ (СРА) по следующему критерию: (CPA-W/2 90 и CPA+W/2 90 или CPA-W/2 270 и CPA+W/2 270). Также принималась во внимание возможность одновременного прихода возмущений от группы КВВ из-за разницы скоростей их движения.
Для полученных после такого отбора точек вычислялась корреляция параметров солнечного ветра и ММП с параметрами КВВ, как для всех событий, так и событий КВВ, имеющих положительное и отрицательное ускорение выброшенного вещества. По имеющимся данным, чаще всего ускоряется выброс, имевший изначально скорость ниже, чем скорость спокойного истечения солнечной плазмы. Это может быть связано с увлечением его ускоряющимся солнечным ветром. Замедляющийся выброс - вначале более быстрый, чем солнечный ветер, и его торможение, по-видимому, связано с процессами взаимодействия с медленным солнечным ветром [87].
Проведённый корреляционный анализ с точки зрения «запаздывающей» потенциальной геоэффективности КВВ продемонстрировал различные зависимости для ускоряющихся и замедляющихся КВВ. Он свидетельствует о разных отмеченных выше физических процессах происходящих во время эволюции МКВВ.
1. Для ускоряющихся КВВ скорость выброса антикоррелирована с концентрацией образующегося потока вблизи Земли (-0,63). Это обусловлено сохранением плотности потока переносимого вещества. Отмечается заметная корреляция угла раскрыва с модулем магнитного поля солнечного ветра вблизи Земли (0,52) и его вертикальной составляющей (0,4). Учитывая отсутствие корреляции угла раскрыва с концентрацией, можно утверждать, что расширение выброса происходит под действием значительного магнитного, а не газокинетического давления.
2. Для замедляющихся КВВ соблюдается потоковый характер выброса - большое расширение ведет к снижению потоковой скорости и наоборот. Это подтверждается антикорреляцией угла раскрыва и скорости потока вблизи Земли (-0,72). Учитывая имеющую место корреляцию угла раскрыва с концентрацией (0,49), можно утверждать, что расширение выброса происходит под действием газокинетического, а не магнитного давления. Действительно, нет корреляции угла раскрыва с величиной магнитного поля. Отмечается значительная антикорреляция скорости выброса с модулем магнитного поля солнечного ветра вблизи Земли (-0,72) и его вертикальной составляющей (-0,74). Возможно, торможение выброса обусловлено магнитным давлением.
3. Отсутствует значимая корреляция между скоростями КВВ и скоростью солнечного ветра около Земли. Это говорит о сильной эволюции скорости по мере движения выброса по трассе Солнце - Земля, что не согласуется с результатами работы [65]. Действительно, это не удивительно, поскольку в ней, в отличие от нашей работы, во-первых трасса была короче (0,7 а.е.) и, во-вторых, здесь рассматривались более точно сопоставленные события по направлению Солнце - Венера. Последнее связано с тем, что более точный отбор выбросов проводился на основе изображений фиксируемых с того края лимба, со стороны которого находились КА Helios 1 и Pioneer Venus Orbiter.
Таким образом, о предполагаемой «запаздывающей» геоэффективности КВВ реально можно судить по углу раскрыва и начальной скорости выброса.
Для более полного представления о процессах вызываемых в солнечном ветре КВВ, были проанализированы конфигурации в ПСВ и ММП зарегистрированные в точке либрации, которые являются последствиями КВВ, произошедшими в 1996 и 1999 годах. Для точности отбора параметров конфигураций рассмотрению были подвергнуты последствия только уединенных КВВ, т.е. только те, которые были единственными в середине рассматриваемых 24 часовых интервалов. Среди отобранных 43 случаев КВВ, имеющих весь набор интересующих нас параметров, оказалось 4 случая КВВ типа «гало».
При анализе конфигураций межпланетных возмущений особое внимание уделялось поведению концентрации и скорости солнечного ветра и Bz компоненты ММП. На этой основе МКВВ, являющиеся результатом всех рассматриваемых КВВ, были разделены на 5 групп [21].
К первой группе были отнесены возмущения вида «ударная волна» ввиду их интенсивности. Они могут быть следствием поршневой ударной волны в межпланетном пространстве. Данная группа МКВВ имеют резкий пик концентрации солнечного ветра, подгоняемый потоком с повышенной скоростью. При этом наблюдается резкая смена знака Bz компоненты до значительных отрицательных значений (-15 нТл). Из всей совокупности рассматриваемых событий к первой группе было отнесено 11. На Рис. 4.2.1 показаны наиболее характерные представители этой группы. В качестве исходных взяты события: 16.06.96, 16.05.99, 10.05.99 (гало). Форма и значения возмущений таковы, что возникновение выбросов такого вида сопутствует сложному солнечному источнику вида sf-CH-SDF-IICS, т.е вспышечно-дырочно-волоконно-стримерному быстрому коротирующему потоку [3,4,89].
