Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Обзор литературы 21
1.1. Фоновый солнечный ветер 21
1.2. Высокоскоростной солнечный ветер 37
1.2.1 Квазистационарные потки 37
1.2.2 Спорадические высокоскоростные потоки 39
1.3. Межпланетные ударные волны 51
1.3.1 Межпланетные ударные волны, обнаруженные по наблюдениям плазмы 52
1.3.2 Экспериментальные исследования плазмы и магнитного поля за фронтом ударной волны 56
1.3.3 Теоретические модели межпланетных ударных волн 58
1.3.4 Структура вспышечного потока 61
1.4. Солнечные вспышки 64
1.5. Механизм генерации вспышки 70
1.5.1 Модель солнечной вспышки 70
1.5.2 Магнитное пересоединение 73
1.5.3 Модель солнечной вспышки по экспериментальным данным 80
Вы воды к главе 1 83
Глава 2. Характеристики высокоскоростных потоков в зависимости от особенностей магнитного поля в области вспышки и от положения вспышки на диске Солнца 84
2.1. Экспериментальные данные 85
2.2. Магнитное поле в теле потока и на Солнце
в области вспышки 88
2.3. Время пробега ударной волны и тела потока в зависимости от положения вспышки на диске Солнца 92
2.4. Структура вспышечного потока в зависимости от положения источника на диске 98
2.4.1. Модель Спрайтера 98
2.4.2. Модель переходной области вспышечного потока 102
2.4.3. Профили B(t), T(t), n(t),V(t) в потоках, связанных со вспышками в восточном и западном полушариях Солнца 105
2.5. Методика расчета крупномасштабных фотосферных магнитных полей на Солнце в области вспышки 110
Выводы к главе 2 113
Глава 3. Эволюция высокоскоростных потоков на пути от Солнца до Земли 115
3.1. Время пробега ударной волны и тела потока в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре 115
3.2. Характерное расстояние затухания L и начальная скорость Vo вспышечного потока в зависимости от длительности и от взаимной ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре 121
3.3. Параметры вспышечных потоков в зависимости от ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре 133
3.4. Параметры вспышечных потоков в зависимости от ориентации магнитных полей в области вспышки 146
Выводы к главе 3 154
Глава 4. Геоэффективность высокоскоростных потоков 156
4.1. Положение вспышки на диске Солнца и геоэффективность вспышечных потоков 156
4.2. Геоэффективность вспышечных потоков в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре и на Солнце в области вспышки 164
4.3. Влияние положения вспышки на диске Солнца и взаимной ориентации магнитных полей в солнечном ветре на развитие геомагнитных возмущений 178
Выводы к главе 4 183
Заключение 185
Литература
- Спорадические высокоскоростные потоки
- Время пробега ударной волны и тела потока в зависимости от положения вспышки на диске Солнца
- Характерное расстояние затухания L и начальная скорость Vo вспышечного потока в зависимости от длительности и от взаимной ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре
- Геоэффективность вспышечных потоков в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре и на Солнце в области вспышки
Введение к работе
Диссертация посвящена экспериментальному изучению структуры высокоскоростных спорадических потоков в солнечном ветре и вызванных ими эффектов в магнитосфере Земли. Кроме того, исследуется природа солнечных источников высокоскоростных потоков механизм их ускорения в атмосфере Солнца и эволюция последних в межпланетном пространстве на пути от Солнца до орбиты Земли.
Актуальность темы. В результате быстрого развития космической техники не только поверхность Земли, но и вся толща атмосферы, магнитосфера и межпланетное пространство становятся ареной непосредственной технической деятельности и обитания человека. Действительно, в настоящее время сотни спутников научного и технического назначения, движутся в окрестностях Земли, работают пилотируемые космические станции, планируются экспедиции к другим планетам солнечной системы. При этом выяснилось, что как ближний космос, так и межпланетное пространство заполнено чрезвычайно активной средой — плазмой солнечного происхождения. И как в прошлые века мореплавателей интересовало состояние морской поверхности, направление и скорость ветра, температура воздуха, интенсивность облачности и осадков, то есть погода, так и в наше время авторов спутниковых проектов, космонавтов и астронавтов интересует состояние среды, в которой движутся эти космические аппараты, то есть космическая погода. При этом наибольший интерес, естественно, вызывают экстремальные события, связанные с прохождением высокоскоростных потоков и связанных с ними межпланетных ударных волн. Солнечный ветер зарождается в верхних слоях атмосферы Солнца. В связи с этим можно полагать, что основные пара-
метры солнечного ветра, в том числе и в высокоскоростных потоках, определяются определенными процессами в атмосфере Солнца. К сожалению, связь между параметрами потока на орбите Земли и физическими явлениями в хромосфере и в короне Солнца оказывается чрезвычайно сложной и, кроме того, меняется от уровня солнечной активности. В частности, до сих пор остается неясной природа солнечных источников спорадических высокоскоростных потоков в солнечном ветре. Соответственно, оказывается невозможным предсказание ни параметров этих потоков, ни времени их появления в окрестности Земли.
Таким образом, локализация источников спорадических высокоскоростных потоков и выяснение их природы является одной из основных задач солнечно-земной физики.
Кроме того, следует иметь в виду, что параметры потока в окрестностях Земли (или космического аппарата) определяются не только особенностями его формирования в хромосфере или короне Солнца, но и условиями его распространения от Солнца до Земли и процессами его взаимодействия с фоновым солнечным ветром. Соответственно, исследование эволюции высокоскоростных потоков на их пути от Солнца до Земли также является одной из фундаментальных задач физики солнечного ветра и межпланетных ударных волн.
Все выше сказанное и определяет актуальность рассматриваемых в диссертации проблем.
Целью диссертационной работы является:
Установить природу солнечных источников, формирующих спорадические высокоскоростные потоки в солнечном ветре.
Исследовать динамику этих потоков по мере их распространения от Солнца до Земли.
3. Исследовать геоэффективность этих потоков в зависимости от
положения их источников на Солнце, взаимной ориентации маг
нитных полей на Солнце, а также в сжатом солнечном ветре и в
теле потока.
Научная новизна:
1. Разработан метод "меченных потоков",позволяющий локализо
вать источники высокоскоростных потоков на Солнце.
Метод основан на связи ориентации магнитного поля в теле потока с крупномасштабным магнитным полем на Солнце.
Впервые обнаружено, что скорость распространения вспышечного потока определяется не только его начальной скоростью в короне Солнца, но и взаимной ориентацией магнитных полей в теле потока и в области сжатого солнечного ветра.
Впервые установлена связь параметров и структуры высокоскоростных спорадических потоков в солнечном ветре с конфигурацией крупномасштабных магнитных полей в соответствующих активных областях.
4. Отчетливая связь геоэффективности вспышечного потока со
структурой крупномасштабных магнитных полей на Солнце в об
ласти вспышки и к западу от нее получены впервые.
5. Предложенная модель вспышечного потока, в значительной степени уточняет существующие представления о его структуре и связи его параметров с явлениями на Солнце.
Научная и практическая ценность. На основании проведенного в диссертации анализа характеристик спорадических высокоскоростных потоков сделан вывод о том, что основным источником этих потоков являются хромосферные вспышки на Солнце. При этом ко-рональные выбросы масс, также безусловно связанные с этими потоками, являются, по сути дела, следствием прохождения через корону потока плазмы, ускоренного в области вспышки. Этот результат позволяет предположить единую модель высокоскоростного потока от момента его генерации в хромосфере и прохождения через корону Солнца, его эволюции в межпланетном пространстве и его взаимодействие с магнитосферой Земли.
Расчет параметров переходной области и предсказание состояния магнитосферы невозможны без знания параметров солнечного ветра перед фронтом отошедшей ударной волны, что требует развития методики прогнозирования "космической погоды" в окрестностях Земли. Обнаруженные закономерности позволяют прогнозировать параметры возмущенного солнечного ветра в окрестностях Земли, являющиеся входными параметрами при построении численной модели переходной области.
Результаты проведенных исследований могут быть использованы при разработке методики краткосрочного (с заблаговременностью 1,5-2 суток) прогнозирования состояния магнитосферы и геомагнитных возмущений и обусловленных ими изменений параметров среды, жизнедеятельности и здоровья человека.
На защиту выносятся:
Результаты исследований, согласно которым основным источником спорадических высокоскоростных потоков в солнечном ветре являются солнечные вспышки.
Эмпирическая модель вспышечного потока и ее зависимость от положения источника на диске Солнца и от взаимной ориентации крупномасштабных магнитных полей на Солнце в области вспышки и к западу от нее.
3. Результаты исследований, устанавливающих связь между гео
эффективностью вспышечных потоков, положением вспышки
на диске Солнца и структурой крупномасштабных магнитных
полей на Солнце.
Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи, разработке модели, отборе экспериментального материала, его обработке, выполнении расчетов и интерпретации результатов. Результаты, изложенные в диссертации, получены автором самостоятельно или на равных правах с соавторами.
Апробация работы. Результаты исследований, изложенные в диссертации, докладывались на Международных конференциях XVIII Ассамблее IAGA (Гамбург, Германия, 15-27 августа 1983), "Problems of Geocosmos" (Санкт-Петербург, Россия, 29 июня — 3 июля 1998), XXIV Ассамблее EGS (Гаага, Нидерланды, 1999), XXII Ассамблее IAGA (Бирмингем, Великобритания, 18-30 июля 1999), XXV Ассамблее EGS (Ницца, Франция, 25-29 апреля 2000), "Problems of Geocosmos" (Са нкт-Петербург, Россия, 22—26 мая 2000), 33rd Ассамблее COSPAR (Варшава, Польша, 16-23 июля 2000), XXVI Ассамблее EGS
(Ницца, Франция, 25-30 марта 2001), XXIII Ассамблее IAGA (Ханой, Вьетнам, 19-31 августа 2001), Всероссийская конференция по физике солнечно-земных связей (Иркутск, 24-28 сентября 2001), XXVII Ассамблее EGS (Ницца, Франция, 21-26 апреля 2002), "Problems of Geocosmos" (Санкт-Петербург, Россия, 3-7июня 2002), XXVIII Ассамблее EGS (Ницца, Франция, 6-11 апреля 2003), а также на семинарах кафедры физики Земли НИИ Физики СПбГУ.
Публикации. По теме диссертации опубликованы девять статей в научных рецензируемых журналах и три статьи в сборниках трудов научных конференций.
Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы из 126 наименований, содержит 200 страниц машинописного текста, включая 48 рисунков и 11 таблиц.
Содержание работы. Во введении обоснована актуальность темы исследования, сформулирована цель работы, описана научная новизна полученных результатов, научная и практическая ценность, основные положения, выносимые на защиту, кратко изложено содержание работы.
В первой главе представлен обзор литературы по солнечному ветру и приводятся современные представления о морфологии и механизме генерации солнечного ветра, рассмотрены общие и наиболее исследованные характеристики этого процесса.
В параграфе 1.1 подробно рассмотрена модель солнечного ветра Паркера и выделяются основные направления ее развития. Обсу-
ждается нагрев и ускорение солнечного ветра с учетом энергии маг-нито-гидродинамических волн. Рассмотрены двух- и трех- жидкостные модели солнечного ветра.
В параграфе 1.2 рассмотрены особенности высокоскоростных потоков в солнечном ветре и их возможные источники на Солнце. К настоящему времени установлено, что в солнечном ветре существуют, по меньшей мере, два вида высокоскоростных потоков: квазистационарные (рекуррентные) и спорадические потоки. Источники этих потоков существенно отличаются друг от друга и чаще всего исследуются независимо. Что касается рекуррентных потоков, то, согласно современным представлениям, они генерируются в области корональных дыр, физические характеристики которых обсуждаются в п. 1.2.1. В то же время до сих пор нет единой точки зрения на проблему формирования и эволюцию спорадических высокоскоростных потоков. Обзор различных гипотез относительно механизма и области их образования дается в п. 1.2.2. В частности, подробно обсуждается соотношение между межпланетными ударными волнами, солнечными вспышками и корональными выбросами масс. Сделан вывод о том, что вспышки и корональные выбросы масс тесно связаны. Высокоскоростные корональные выбросы масс, движущиеся в межпланетном пространстве, являются продолжением солнечной вспышки.
Параграф 1.3. посвящен межпланетным ударным волнам. В п.1.3.1 рассматриваются ударные волны, которые обычно наблюдаются вблизи ведущего края возмущения солнечного ветра, которое включает изменение газодинамических параметров плазмы: повышение скорости течения, протонной температуры, напряженности магнитного поля и плотности плазмы. Для решения задачи о скачке na-
раметров на ударной волне используются соотношения Рэнкина-Гюгонио. Кроме того в п. 1.3.2 описана общая структура течения плазмы за ударным фронтом, основанная на качественной картине явления. В п.1.3.3 обсуждается численная модель Хундхаузена распространяющихся межпланетных ударных волн в солнечном ветре, которая затем используется для классификации и интерпретации результатов наблюдений. Этот вопрос рассматривается в рамках общей проблемы энергетики коронального расширения и с учетом физических процессов, протекающих в солнечной вспышке.
Рассматриваются два класса ударных волн, которые могут формироваться на фронтах высокоскоростных плазменных потоков. Поршневая волна, которая соответствует эмпирическому R-событию и взрывная волна - эмпирическому F-событию. В п. 1.3.4. рассмотрена структура вспышечного потока в моделях Хундхаузена и Иванова.
В параграфе 1.4 подробно описываются солнечные вспышки, их классификация и основные свойства.
Параграф 1.5. посвящен механизму генерации солнечных вспышек. В качестве одного из них рассмотрена в п. 1.5.1. предложенная Старроком качественная модель вспышки, базирующаяся на идеях Петчека. В п. 1.5.2 дано определение магнитного пересоединения как процесса топологической перестройки магнитного поля, сопровождаемой выделением магнитной энергии. Математически проблема магнитного пересоединения была сформулирована и решена для частного случая стационарного потока несжимаемой жидкости Петче-ком [1964]. Рассмотрена модель Семенова 1985 г. нестационарного пересоединения в двухмерном случае в несжимаемой плазме. Вводится система идеальной МГД, на основе которой строится решение задачи пересоединения. В конце этого параграфа рассмотрены осо-
бенности энерговыделения на МГД-волнах. В п. 1.5.3 анализируется модель солнечной вспышки по экспериментальным данным. Детальный анализ структуры активной области в хромосфере и ее эволюции в ходе вспышки детально исследовались по данным (на борту спутника Yohkoh) рентгеновского излучения в области лимбовых вспышек (Tsuneta [1997]). Приводятся результаты выполненного в этой работе анализа, убедительно иллюстрирующие образование магнитной X-линии, генерацию расходящихся из окрестностей Х-линии потоков ускоренной (до 1000 км/с) и горячей плазмы, формирование семейства МГД-фронтов, отождествляемых автором с медленными ударными волнами. Все перечисленные особенности структуры вспышечной области являются, согласно Tsuneta, убедительным подтверждением магнитной модели вспышки.
Во второй главе рассматриваются экспериментальные данные, свидетельствующие о вспышечной природе солнечных источников высокоскоростных спорадических потоков в солнечном ветре и связанных с ними межпланетных ударных волн.
В параграфе 2.1 приведены экспериментальные данные.
В параграфе 2.2 исследуются магнитное поле в теле потока и на Солнце в области вспышки. В этом исследовании в качестве параметра, характеризующего рассматриваемый высокоскоростной поток (метод "меченных потоков"), используется магнитное поле, вмороженное в этот поток, а затем анализируется связь между этим полем и магнитным полем на Солнце в области вспышки. В результате экспериментально установлен факт тесной взаимосвязи ориентации магнитных полей в теле потока с ориентацией магнитных полей на Солнце в области вспышки. Таким образом показано, что высокоскоростные потоки и связанные с ними межпланетные ударные волны
действительно генерируются в области вспышки, и магнитное поле, которое они несут, в сущности, есть продолжение магнитного ПОЛЯ соответствующих активных областей на Солнце. Это еще раз подтверждает предположение о том, что высокоскоростные потоки генерируются некоторыми процессами, развивающимися в активных областях на Солнце в ходе солнечных вспышек.
В параграфе 2.3 исследуется время пробега ударной волны и тела потока вспышечного выброса от Солнца до Земли в зависимости от положения вспышки на диске Солнца. Подтверждено влияние положения вспышки на диске Солнца на указанное время пробега. Получено, что скорость движения вспышечного потока максимальна для потоков, эжектированных вспышками, расположенными на долготах Л =40-60 W.
В параграфе 2.4 рассматривается влияние положения вспышки на диске Солнца на структуру потоков вблизи Земли. При этом принимается во внимание, что если источником высокоскоростного потока является вспышка, то в соответствии с моделью Spreiter (Spreiter and Stahara [1985]), структура вспышечного потока в окрестности Земли должна зависеть от положения вспышки на диске Солнца. В связи с этим исследуется поведение магнитного поля и термодинамических параметров вспышечной плазмы в зависимости от положения вспышки на диске Солнца. Показано, что структура вспышечного потока зависит от положения источника на диске Солнца:
а) если соответствующая вспышка расположена вблизи центрального меридиана, то на фронте ударной волны наблюдается скачок магнитного поля и всех термодинамических параметров плазмы; если вспышка расположена западнее (|Я|>20) или восточнее (|я| >20) центрального меридиана, то поведение пара-
метров плазмы и магнитного поля оказывается существенно иным. Причем, в потоках, связанных с восточными вспышками, интенсивность магнитного поля и значения термодинамических параметров в области сжатого солнечного ветра оказываются значительно больше, чем в потоках от западных вспышек. Ь) Наблюдаемая зависимость структуры высокоскоростных потоков от положения предшествующих им вспышек на диске Солнца согласуется с моделью Spreiter (Spreiter and Stahara [1985]), что является еще одним свидетельством в пользу предположения о том, что источником этих потоков являются солнечные вспышки. Предложена модель вспышечного потока, основанная на экспериментальных данных.
В параграфе 2.5 описывается методика расчета компонент крупномасштабного фотосферного магнитного поля на Солнце в области вспышки. Расчет компонент магнитного поля на Солнце, как и в работах (Pudovkin and Chertkov [1976]; Пудовкин и Понявин [1985]), производился по магнитным картам Солнца по методике, в основу которой положен метод замыкания магнитных потоков.
В третьей главе анализируется влияние взаимной ориентации магнитных полей в сжатом солнечном ветре и в теле потока, а также влияние взаимной ориентации магнитных полей на Солнце в области вспышки и в районе к западу от нее на скорость распространения и структуру вспышечных потоков.
В параграфе 3.1 исследовано влияние взаимной ориентации магнитных полей в сжатом солнечном ветре и в теле потока на характеристики вспышечного выброса, в частности время его пробега от Солнца до Земли. Рассмотрено совокупное влияние положения
вспышки на диске Солнца и угла л# (где Ав - угол между векторами магнитного поля в сжатом солнечном ветре и в теле потока на время пробега вспышечного потока. Показано, что время пробега и крупномасштабная конфигурация потока зависят не только от положения вспышки на диске Солнца, но и от взаимной ориентации магнитных полей в сжатом солнечном ветре и в теле потока. Получено, что ге-лиодолготная асимметрия в распространении от Солнца вспышечных потоков зависит не только от положения вспышки на диске Солнца, но и от взаимной ориентации магнитных полей в солнечном ветре: в случае больших углов |дб>| область максимальных скоростей потока
ближе к центральному меридиану; - в случае малых углов |д#| эта область смещается к западу. Как в случае больших углов, так и малых, во вспышечном потоке отчетливо выделяются область сжатого солнечного ветра и тело потока. Кроме того было получено, что на орбите Земли ширина области сжатого солнечного ветра у потоков с |д
120 от вспышек, расположенных в восточной части солнечного диска меньше, чем у таких же, но с |д
В параграфе 3.2 исследованы некоторые динамические характеристики распространения высокоскоростных потоков в солнечном ветре: определено характерное расстояние торможения вспышечного потока, оценена начальная скорость вспышечного выброса плазмы и проведено исследование их зависимости от взаимной конфигурации магнитных полей в солнечном ветре и параметров вспышки. Получено, что характерное расстояние торможения L вспышечного потока зависит от взаимной ориентации магнитных полей в сжатом солнеч-
ном ветре и в теле потока (|Д6>|): чем больше угол д#, тем больше величина L. Обсуждается наблюдаемая связь характерного расстояния торможения L от взаимной ориентации магнитных полей в теле вспышечного потока и в сжатом солнечном ветре (л<9). Начальная скорость (Vo) вспышечного выброса составляет примерно (1000-2000) км/с и соответствует альвеновской скорости в нижней короне, что подтверждает модель солнечной вспышки, основанную на гипотезе о магнитном пересоединении. Величина Vo по-видимому, не зависит от взаимной ориентации межпланетных магнитных полей (угла
Д0).
В параграфе 3.3 исследуется структура и поведение газодинамических параметров солнечной плазмы и магнитного поля вспышечного потока в зависимости от взаимной ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре за фронтом отошедшей ударной волны. Результаты проведенного исследования позволяют сделать вывод, что структура вспышечного потока на орбите Земли определяется не только длительностью вспышки на Солнце (Hund-hausen [1972]), но и взаимной ориентацией магнитных полей в теле потока и в области сжатого солнечного ветра: а) в случае больших углов (д#>120), вспышечный поток на орбите Земли характеризуется отчетливым скачком всех параметров плазмы независимо от длительности вспышки (при д/ в диапазоне от 30 минут до 2,5 часов), б) в случае малых углов (д#<60) структура вспышечных потоков в значительной степени определяется длительностью вспышки: при д?«3 часов, вариации параметров плазмы в области сжатого солнечного ветра соответствует взрывной волне по классификации Хундхаузена (Hundhausen [1972]); при д/«16 минут, структура потока не наблюдается в окрестности Земли.
В параграфе 3.4 проведено исследование влияния взаимной ориентации магнитных полей на Солнце в области вспышки и в районе к западу от нее на поведение параметров вспышечнои плазмы за фронтом ударной волны. Показано, что взаимная ориентация магнитных полей в теле вспышечного потока и в сжатом солнечном ветре связана с взаимной ориентацией магнитного поля на Солнце в области вспышки и в области к западу от нее. Кроме того, получено, что взаимная ориентация магнитных полей на Солнце в области вспышки влияет на поведение параметров вспышечнои плазмы за ударным фронтом и является одним из существенных факторов, влияющих на формирование структуры вспышечного потока. Показано, что конфигурация и структура вспышечного потока за ударным фронтом на орбите Земли связаны с взаимной ориентацией магнитных полей на Солнце в области вспышки и в примыкающих к ней областей хромосферы и нижней короны. Так, в случае больших углов (|д#с|>120),
вспышечный поток на орбите Земли соответствует R-событию, и в нем уверенно определяется область сжатого ветра и тела потока; в случае малых углов (|лб>с|<60) структура вспышечных потоков соответствует F-событию; при этом область сжатого ветра и тела потока выделяются менее четко. Таким образом, структура магнитного поля во вспышечных потоках, характеризующихся различной величиной угла лвс в целом подтверждает предположение о существенной роли
конфигурации крупномасштабных магнитных полей в области вспышки.
В четвертой главе исследуется геоэффективность высокоскоростных потоков в солнечном ветре.
В параграфе 4.1. рассматривается влияние положения вспышки на диске Солнца на геоэффективность потоков вблизи Земли.
В связи с этим исследуется характер изменения индексов геомагнитной активности для различных типов вспышечных потоков: центральных, восточных и западных. Показано, что геоэффективными являются не только потоки, связанные с центральными вспышками, но и с восточными.
В параграфе 4.2 исследуются магнитосферные возмущения, обусловленные вспышечными потоками, в зависимости от взаимной конфигурации магнитных полей как в солнечном ветре, так и непосредственно на Солнце в области вспышки и в районе к западу от нее. Приводятся данные, свидетельствующие о влиянии взаимной ориентации фонового магнитного поля Солнца и поля в активной области на геоэффективность вспышечного потока. Рассматриваются связи между интенсивностью геомагнитных возмущений в различных областях вспышечного потока и величиной углов 1|д#|1 и |дб>|. Показано, что интенсивность геомагнитных возмущений возрастает с увеличением угла |Д0| между векторами магнитного поля в области сжатого
солнечного ветра и в теле потока, или, что существенно в целях прогноза геоэффективности потоков, с увеличением угла 1д<9с1 между
векторами магнитного поля в области вспышки и к западу от нее. Таким образом, геоэффективность вспышечных потоков и их структурных образований действительно зависит от взаимной ориентации магнитных полей как в солнечном ветре, так и непосредственно, на Солнце в области вспышки.
В параграфе 4.3. исследуется совокупное влияние положения вспышки на диске Солнца и взаимной ориентации магнитных полей в солнечном ветре на геомагнитную обстановку на поверхности Земли.
Показано, что интенсивность геомагнитных возмущений связана не только с положением вспышки на диске Солнца, но и с взаимной ори-
ентацией магнитных полей в сжатом солнечном ветре и в теле потока: а) при малых углах (|д<9|<60) значительная геомагнитная активность наблюдается в центральных и восточных потоках; причем наибольшая активность проявляется в области сжатого солнечного ветра в восточных потоках; б) при больших углах (|дб>|>60) геомагнитная
активность максимальна в центральных и восточных потоках, причем в последних наибольшие возмущения наблюдаются вблизи границы области сжатого ветра и тела потока. Кроме того, показано, что с увеличением угла А0 наблюдается рост интенсивности геомагнитных возмущений в западных потоках, причем наибольшие возмущения наблюдаются в области тела потока.
В заключении сформулированы основные результаты диссертации.
Результаты, составившие основу представляемой диссертации, изложены в работах [3-6, 26-29, 44, 101-103].
Спорадические высокоскоростные потоки
Как видно из данных, представленных в табл. 1.1, высокоскоростной солнечный ветер характеризуется повышенной скоростью (около 700 км/с), пониженной плотностью плазмы (п = 4 см"3) и повышенной ионной температурой. Согласно современным представлениям, в солнечном ветре наблюдаются по меньшей мере высокоскоростные потоки двух типов: квазистационарные (рекуррентные) и спорадические.
Квазистационарные потоки. Квазистационарные потоки высокоскоростного солнечного ветра, ответственные за рекуррентные продолжительные геомагнитные возмущения -это непрерывно испускаемые из Солнца долгоживущие существующие в течение многих месяцев потоки, регулярно появляющиеся в окрестностях Земли примерно через 27 дней (период оборота Солнца), что свидетельствует об относительно большом времени жизни их источников. Эмпирически установлено, что источниками эмиссии на Солнце этих потоков являются корональные дыры.
Корональные дыры это темные области в солнечной короне, которые отчетливо видны на снимках Солнца, полученных на коронографах и космических аппаратах OSO, Skylab, Johkoh, Soho и др. в рентгеновском (в линиях А, 171 А, 195 А, 284 А) и крайнем ультрафиолетовом диапазонах спектра солнечного излучения. Эти крупномасштабные образования короны пониженной (в 2-3 раза ниже, чем в спокойном Солнце) светимости, пониженной температуры (105К) и аномально низкой плотности (7 107см"3). Простираются КД вдоль меридиана от полярных широт до экватора или даже в противоположное полушарие. Протяженность корональных дыр по гелиоцентрической долготе составляет 30-90; соответственно, время прохождения корональной дыры через центральный меридиан Солнца (вследствие вращения последнего) составляет 3-6 суток (от 1/4 до 1/2 периода одного оборота потока), что вполне согласуется с длительностью существования соответствующих высокоскоростных потоков в окрестностях Земли (Коваленко [I983]). Корональные дыры располагаются в областях крупномасштабного униполярного магнитного поля с открытыми сильно расходящимися силовыми линиями магнитного поля Солнца. Открытые силовые линии магнитного поля не препятствуют радиальному расширению корональной плазмы, что может объяснить пониженную плотность последней в области дыр и увеличение скорости генерируемого в них солнечного ветра. Вместе с тем увеличение скорости ветра, обусловленное благоприятной конфигурацией силовых линий магнитного поля, не может компенсировать ее уменьшения, связанного с низкой температурой плазмы в рассматриваемых областях, и для объяснения появления высокоскоростных потоков опять приходится предположить наличие в коро-нальных дырах мощного источника МГД-волн; с теоретической точки зрения это в основном низкочастотные волны Альвена. Существуют другие точки зрения, касающиеся источника энергопотока, который определяет формирование высокоскоростного потока над корональ-ными дырами: он может идти из соседних с корональными дырами мощных активных областей, где происходят вспышки, фрагментиру-ются и исчезают волокна (в результате быстрой активации и частичной диссипации близлежащего волокна). Тем не менее несмотря на изобилие наземных наблюдений и космических данных, физическая природа КД пока не выяснена.
Спорадические высокоскоростные потоки Спорадические высокоскоростные потоки - это кратковременные (время пробега мимо Земли т = 1-2 суток), часто чрезвычайно интенсивные (скорость солнечного ветра до 1200 км/с) потоки, имеющие весьма большую долготную протяженность.
Двигаясь в межпланетном пространстве, заполненном плазмой относительно медленного спокойного солнечного ветра, высокоскоростной поток как бы сгребает эту плазму, в результате чего перед его фронтом образуется движущаяся вместе с ним отошедшая ударная волна. Пространство между фронтом потока и фронтом отошедшей ударной волны заполнено относительно плотной (несколько десятков частиц в 1 см3) и горячей плазмой.
В течение длительного времени предполагалось, что основными источниками высокоскоростных спорадических потоков в солнечном ветре являются хромосферные вспышки (Hundhausen [1972]) и исчезновение волокон.
Время пробега ударной волны и тела потока в зависимости от положения вспышки на диске Солнца
В связи с этим имеет смысл продолжить указанные исследования.
Для этой цели, были выбраны, в дополнение к вспышкам, перечисленным Пудовкиным и Чертковым (Pudovkin and Chertkov [1976]), приблизительно 30 изолированных солнечных вспышек, размещенных на Я 60 (см. таб. 2.1) и связанных с высокоскоростными потоками в солнечном ветре. Результаты анализа представлены на рис. 2.2, в котором дана зависимость ориентации магнитного поля в потоке (6т.п.) от ориентации магнитного поля в области вспышки на Солнце (9С). В отличие от данных Пудовкина и др., (Pudovkin and
Zaitseva and Oleferenko [1977]), угол, данный в Таблице 2.1, теперь вычислен осреднением данных ММП за трехчасовые интервалы, примыкающие к границе тела потока. Значения 0С были вычислены из значений Fz и Fy, полученных в способе, описанном в параграфе 2.5. Как замечено, данные, представленные на рис. 2.2 находятся в хорошем согласии с данными на рис В то же самое время, более точное определение границы тела потока приводит к значительному увеличению корреляции до г = 0,77. Принимая во внимание данные, представленные на рисунках 2.1 и 2.2 (более чем 90 высокоскоростных потоков в целом), можно утверждать что, ориентация магнитного поля вблизи фронта высокоскоростных потоков в солнечном ветре приблизительно совпадает с таковым в области вспышки на Солнце. Это предполагает, что высокоскоростные потоки и связанные с ними межпланетные ударные волны действительно происходят в областях вспышки, и магнитное поле, которое они несут, в сущности, есть продолжение магнитного поля соответствующих активных областей на Солнце. Это еще раз подтверждает предположение о том, что высокоскоростные потоки генерируются некоторыми процессами, развивающимися в активных областях на Солнце в ходе солнечных вспышек.
Одной из характеристик, которая служит для определения источника высокоскоростного спорадического потока на диске Солнца, является его время пробега. Предполагая, что высокоскоростной поток генерируется на Солнце в процессе хромосферной вспышки и зная момент его прохождения мимо Земли, можно определить время его пробега от Солнца до Земли (г). Сопоставляя полученную таким образом величинут с положением соответствующей вспышки на диске Солнца (Я) можно попытаться выявить некоторые связи между величинами г и Л. Существование таких связей могло бы послужить еще одним доводом в пользу предположения о вспышечной природе солнечных источников рассматриваемых потоков.
В работах (Pudovkin, Zaitseva and Benevolenska [1979]; Dryer [1974]; Иванов [1982]; Hundhausen [1972]; Евдокимова [1979]; Власов [1987]) было отмечено, что существенной особенностью вспышечных потоков является их ярко выраженная гелиодолготная асимметрия в распространении.
В связи с этим в данном параграфе рассмотрим время пробега ударной волны тf и тела вспышечного выброса ть в зависимости от положения солнечных вспышек на диске Солнца.
Для этой цели, были выбраны, 55 изолированных солнечных вспышек, размещенных Я 60 (см. Таблицу 2.1) и связанных с высокоскоростными потоками в солнечном ветре. Три вспышки под номерами (N 20,30,55) из исследуемых и представленных в приложении, были исключены из рассмотрения при построении графика (г(Я)) рис.2.3, т.к. они шли на носу высокоскоростных рекуррентных потоков.
Принимая во внимание, что все рассматриваемые вспышки характеризуются приблизительно одинаковой интенсивностью, отождествим параметры потоков от 52 вспышек с параметрами от одной средней вспышки в сечениях, соответствующих 52 положениям Земли на ее орбите вокруг Солнца. В самом деле, любую вспышку в области с ге-лиодолготой ф можно рассматривать как центральную; Земля при этом расположена относительно оси вспышки в точке, характеризуемой углом X (простой поворот системы координат). Имея экспериментальные данные о межпланетном магнитном поле и термодинамических параметров плазмы в различных (относительно меридиана вспышки) точках Земной орбиты, используем эти данные для изучения структуры гипотетического центрального потока. Обозначим изучаемые нами границы во вспышечном потоке: 1. ударный фронт;
Характерное расстояние затухания L и начальная скорость Vo вспышечного потока в зависимости от длительности и от взаимной ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре
При распространении плазмы, выброшенной вспышкой, от Солнца к Земле по невозмущенному фоновому солнечному ветру возникает ударный фронт, характеризующийся скачкообразным увеличением модуля магнитного поля, скорости, плотности и температуры, за которым следует область плавного изменения магнитного поля и параметров плазмы. Исследовать поведение параметров плазмы в подошедшем к Земле высокоскоростном потоке после прохождения фронта межпланетной ударной волны оказалось задачей довольно сложной и до настоящего момента достаточно не изученной, хотя этому вопросу и уделено немалое количество работ, тем не менее, она далека еще от своего окончательного решения.
Известно (Hundhausen, Вате and Montgomery [1970]),что во вспышечном потоке выделяется основное тело потока, характеризующееся высокой скоростью движения, относительной стабильностью ММП и более или менее постепенным уменьшением концентрации плазмы, происходящим в течение нескольких десятков минут, в итоге которого достигаются малые значения п внутри области (Иванов К.Г. [1984]) сама же граница тела потока совпадает с границей области интенсивных флуктуации температуры (Vandas, Fisher, Pelant and Geranios [1993]) и, кроме того, выделяется область сжатого солнечного ветра высокоскоростным потоком, где интенсивность ММП и плотность плазмы достигают своих максимальных значений.
В основу классификации межпланетных ударных волн (Hundhausen, Вате and Montgomery [1970]; Hundhausen [1972]) были положены динамические свойства сжатой окружающей плазмы, проявляющиеся в вариациях плотности потока кинетической энергии fit) за ударным фронтом.
Попытаемся выяснить, в какой степени связана обнаруженная в работе (Hundhausen [1972]) классификация межпланетных ударных волн с отмеченным в (Pudovkin, Zaitseva and Puchenkina [1985]) влиянием взаимной ориентации магнитного поля в теле потока и в окружающем его солнечном ветре на структуру вспышечного выброса. С этой целью исследуем структуру и поведение газодинамических параметров солнечной плазмы и магнитного поля вспышечного потока в зависимости от взаимной ориентации магнитных полей в потоке и в сжатом солнечном ветре за фронтом отошедшей ударной волны. На рис. 3.8 показаны вариации параметров солнечного ветра в потоке со временем, полученные методом наложенных эпох для вспышек, которые были разделены на три группы по величине угла \А0\ .
В первую группу вошли потоки, для которых величина \Ав\ была 60; их оказалось 31; во вторую - потоки с величиной угла 60 1Д 91 120; их 13 и в третью - у которых 1Д6Ч 120; их 11.
Для каждой группы потоков был построен ход среднечасовых значений параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля в окрестностях Земли по данным каталога (King [1977]; Couzens and King [1986]). По оси X отложено время, измеряемое в относительных единицах, равных одной десятой времени прохождения ударной зоны мимо Земли, то есть порядка 1 часа. За время / = 0 выбирался момент прихода ударной волны вспышечного потока к Земле, определяемый по наличию скачков среднечасовых
Усредненные характеристики вспышечных потоков при различной взаимной ориентации полей (фоновых и в теле потока): а — ІАЄІ 60 (31); б — 60 ІДЄІ 120 (13); в — 1Д9 120 (11). значений МГД параметров межпланетной среды.
Рассмотрим, как меняется интенсивность магнитного поля В и газодинамические параметры вспышечного потока V,n, 7" в зависимости от величины угла \Ав\ . Как известно (Hundhausen [1972]; Pu-dovkin, Zaitseva, Oleferenko and Chertkov [1977]), максимум магнитного поля во вспышечном потоке находится в области сжатого солнечного ветра или на границе сжатого солнечного ветра и тела вспышечного потока. Для области тела вспышечного выброса характерен постепенный спад модуля магнитного поля до фонового уровня. Такое поведение модуля магнитного поля хорошо иллюстрируется рис.3.8, где для потоков третьей группы с ІД0І 120 (рис.1 в) момент прихода ударной волны отмечен резким скачком модуля магнитного поля от 7 до 12 нТл, и его дальнейшим ростом до 16-18 нТл в течение 10 отн.ед.; в области тела потока наблюдается постепенный спад интенсивности магнитного поля до 9 нТл. Для потоков первой группы с ІД6Ч 60(рис. 3.8а) приход ударного фронта отмечен увеличением значения В от 8 до 11 нТл, после / = 5 наблюдается медленное падение В, как в сжатом ветре, так и в теле потока. Поведения скорости плазмы, протонной температуры, а также плотности играют известную роль в определении структуры возмущения. Как видно из рис. 3.8в, у вспышек с большими углами \А0\ скорость резко увеличивается на ударной волне от 440 до 530 км/с и в области сжатого солнечного ветра продолжается ее дальнейший рост в течении 8 единиц времени до 630 км/с; сама же область с повышенной скоростью наблюдается около суток; уверенно выделяется момент прихода тела потока, который также отмечен скачком скорости от 550 до 610 км/с.
Геоэффективность вспышечных потоков в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре и на Солнце в области вспышки
В главе 4 исследуется уровень геомагнитной активности, обусловленной прохождением вспышечных потоков в солнечном ветре, в зависимости от положения вспышки на диске Солнца и от взаимной ориентации магнитных полей в солнечном ветре. Далее, исследуется геоэффективность вспышечных потоков в зависимости от конфигурации магнитных полей непосредственно на Солнце в области вспышки и в примыкающих к ней областей хромосферы и нижней короны, что особенно существенно в целях прогноза.
Так, на основе анализа экспериментальных данных предполагается:
а) установить связь между положением вспышки на диске Солн ца и геоэффективностью вспышечных потоков;
б) выяснить влияние взаимной ориентации магнитных полей в сжатом солнечном ветре и в теле потока на геоэффективность вспы шечного потока;
в) исследовать влияние взаимной ориентации магнитных полей на Солнце в области вспышки и в ее окрестностях на геомагнитную обстановку на поверхности Земли.
Поскольку лишь небольшая доля всех наблюдаемых солнечных вспышек отчетливо связана с геофизическими эффектами, наша за дача заключается в том, чтобы выявить характеристики вспышек, которые можно статистически связать с параметрами геомагнитных бурь.
В работе (Dodson and Hedeman [1964]) солнечные вспышки были классифицированы в зависимости от интенсивности вызванного ими геомагнитного возмущения и показано, что некоторые солнечные вспышки, действительно, представляют собой явные источники высокоскоростных потоков в солнечном ветре, вызывающих заметные изменения в геомагнитном поле. При этом в работах (Obayashi [1967]; Иванов и др.[1999]) было показано, что вспышки, появляющиеся не далее 20 от центрального меридиана, имеют большую вероятность вызывать геомагнитную активность, чем вспышки вблизи лимбов. В то же время, в главе 2, было получено, что не только в центральных, но и в нецентральных (восточных) вспышечных потоках интенсивность межпланетного магнитного поля заметно увеличивается в момент прихода ударной волны и продолжает расти в области сжатого солнечного ветра.
В связи с этим можно предположить, что потоки от восточных вспышек также должны быть достаточно эффективными.
Таким образом, в данном параграфе рассмотрим характер изменения индексов геомагнитной активности для двух типов вспышечных потоков: центральных и нецентральных.
Исходным материалом для исследования послужили вспышки и вызываемые ими геомагнитные возмущения, представленные в таблице 2.1. Возмущения характеризовались интенсивностью Dsf-вариации и величиной АЕ- и Кр- индексов {Кр- индексы интерполированные, с 1 часовым разрешением значений). Такой выбор индексов геомагнитной активности объясняется тем, что Dst- вариация отражает интен 157 сивность внеионосферных токов, индекс АЕ характеризует возмущения в зоне полярных сияний, Кр- планетарный индекс, пропорциональный логарифму амплитуды возмущения магнитного поля Земли. Таким образом, представляется возможным проследить за поведением всей магнитосферной плазмы (часть ее дрейфует вокруг Земли, создавая DR-ток, другая же часть - высыпается в зоне сияний).
Все события были разбиты на две группы, различающиеся местоположением соответствующей вспышки на диске Солнца: в первую группу вошли центральные потоки, для которых величина Ш была 20; их оказалось 30; во вторую - нецентральные потоки: западные потоки, связанные со вспышками, расположенными к западу от центрального меридиана с величиной Ш 20 - их 15; и- потоки, обусловленные вспышками, расположенными к востоку от центрального меридиана, с ІЛІ 20 их 10.
Рассмотрим более подробно, как развиваются вызываемые этими потоками геомагнитные возмущения. Фиксируя момент прихода к Земле ударной волны, методом наложенных эпох получили усредненную временную вариацию Кр, Dst и АЕ - индексов геомагнитной активности при прохождении мимо Земли потоков указанных выше двух типов, представленную на рис. 4.1. По оси X отложено время, измеряемое в относительных единицах, равных одной десятой времени прохождения ударной зоны мимо Земли, то есть порядка одного часа. Из рисунка видно, что геомагнитные возмущения, связанные с прохождением центральных потоков (рис. 4.1а), начинаются с роста интенсивности Кр-индекса в момент прихода ударного фронта (в 2 раза); затем, по мере прохождения ведущей части потока, продолжается увеличение магнитной активности с последующим медленным спадом ее в теле потока.
