Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Краткое описание приборов и экспериментальных данных, использовавшихся в работе 18
Глава 2. Резкие и большие по амплитуде скачки потока ионов (плотности и динамического давления) плазмы солнечного ветра 30
2.1 Статистика наблюдений скачков потока ионов солнечного ветра 30
2.2 Характеристики резких и больших по амплитуде скачков потока 32
2.3 Поведение различных параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля во время больших (dF>4-10s CM'V) И быстрых скачков потока 35
2.4. Условия наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра 36
2.5 Влияние резких и больших по амплитуде скачков динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли 38
2.6. О возможном источнике резких и больших по амплитуде скачков потока ионов (плотности) солнечного ветра 45
2.7 Выводы 48
Глава 3. Многоточечные измерения резких скачков солнечного ветра и наклоны соответствующих фронтов 67
3.1 Сопоставление наблюдений резких и больших по амплитуде скачков потока ионов одновременно на нескольких космических аппаратах 67
3.2 Радиальное распространение солнечного ветра и ориентация плазменных и магнитных структур в солнечном ветре 69
3.3 Определение «одномерной» ориентации фронтов путем сравнения данных двух аппаратов 73
3.4 Проверка базовой гипотезы на основе одновременных наблюдений на трех космических аппаратах 76
3.5 Определение едвумерной» ориентации фронтов плазмы в пространстве 77
3.6 Сравнение наклонов плазменных и магнитных фронтов 79
3.7 Выводы 80
Глава 4. Баланс давлений на резких границах плазменных структур солнечного ветра 97
4.1 Оценка баланса давлений на резких границах структур солнечного ветра. Тенденции. Примеры 97
4.2 Статистика баланса давлений на скачках потока ионов солнечного ветра. Свойства границ структур с несоблюдением баланса давлений 99
4.3. Баланс давлений и эволюция структур солнечного ветра и их границ. МГД моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах 101
4.4 Типы разрывов на скачках потока ионов солнечного ветра 105
4.5 Выводы 107
Заключение 123
Список опубликованных работ автора по теме диссертации 130
Цитируемая литература 132
- Влияние резких и больших по амплитуде скачков динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли
- Радиальное распространение солнечного ветра и ориентация плазменных и магнитных структур в солнечном ветре
- Статистика баланса давлений на скачках потока ионов солнечного ветра. Свойства границ структур с несоблюдением баланса давлений
- Баланс давлений и эволюция структур солнечного ветра и их границ. МГД моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах
Введение к работе
Данная работа посвящена изучению свойств и динамики солнечного ветра. Солнечным ветром в космической физике называют истечение ионизованной плазмы из короны Солнца. Такое истечение плазмы связано с высокой температурой короны (несколько миллионов градусов) и с очень низким давлением межзвездной среды на границе Солнечной системы. Солнечная корона не находится в гидростатическом равновесии, а непрерывно расширяется в межпланетное пространство [Parker, 1958]. Такое сверхзвуковое непрерывное расширение солнечной короны определяет также природу и конфигурацию межпланетного магнитного поля [Parker, 1963].
Косвенные свидетельства существования непрерывного потока плазмы от Солнца были получены из наблюдений отклонения хвостов комет [Biermann, 1953].
Первые прямые наблюдения солнечного ветра были выполнены советскими космическими зондами, запущенными в 1959 г. Плазменные датчики были установлены на борту космических аппаратов «Лупа-2» и «Луна-3». Согласно этим измерениям, плотность потока положительных ионов с энергиями выше 50эВ на единицу заряда составляла несколько единиц на 108 см"2 с'1 для каждого из упомянутых аппаратов [Грингауз и др., I960; Gringaus, 1961]. В результате измерений не получили подтверждения предположения о существовании неподвижной или медленно текущей плазмы. Американский космический зонд «Эксплорер-10», запущенный в 1961 г., имел на борту более совершенные датчики, способные измерять потоки положительных ионов с несколькими пороговыми энергиями на единицу заряда. В этих измерениях была получена плотность потока (1-2)-108 см" с"1 [Bonneti et al., 1963]. В конце 1962 года с запуском к Венере аппарата «Маринер-2», были получены окончательные доказательства существования солнечного ветра - в течение трех месяцев почти непрерывных измерений приборы постоянно показывали присутствие потока плазмы со скоростью в несколько сот км/с [Snyder and Neugebauer, 1964; Neugebauer and Snyder, 1966]. Результаты измерений плотности протонов и соответствующих скоростей потока неплохо соответствовали предсказаниям модели Паркера в части основных свойств солнечного ветра.
В Таблицах 1 и 2 представлены основные параметры солнечного ветра, а также характеристики потоков солнечного ветра [Kivelson and Russell, 1995; Gombosi, 1998]. Последние результаты, используемые в таблицах, были получены в мае 1999 года, когда наблюдались уникально низкие значения плотности солнечного ветра (<1 см'3) [Le et al., 1999].
Химический состав солнечного ветра, соответствует химическому составу солнечной короны. Основным элементом является водород *Н+. Содержание гелия Не++ составляет в среднем около 5%. Содержится некоторое количество и других элементов: однократно ионизированный 4Не, а также ионы 160, 28Si и 56Fe, изотопы 3Не и 20Ne. Такие исследования были впервые проведены на космическом аппарате «Вела-3» [Вате et al., 1968] и дополнены измерениями на спутниках «Прогноз -7,8» [Yermolaev et. al., 1994].
Таб. 1. Основные параметры солнечного ветра на 1 А.Е.
Таб. 2. Характеристики потоков солнечного ветра на 1. А.Е.
Более 30 лет исследования солнечного ветра продолжают оставаться одним из основных направлений 'в космической физике. Можно выделить несколько факторов, определяющих внимание исследователей к данной тематике. Во-первых, свойства солнечного ветра отражают процессы, идущие непосредственно на Солнце, что дает нам возможность, хоть и косвенно, изучая солнечный ветер, судить о природе явлений в короне Сошща и прямо регистрировать частицы вещества Солнца; во-вторых, солнечный ветер является источником почти всех магнитосферных возмущений, и таким образом оказывает непосредственное влияние на Землю.
Хорошо известно, что солнечный ветер сильно изменчив и наблюдаются самые разнообразные вариации его физических свойств в широком диапазоне амплитуд, пространственных и временных масштабов [Хундхаузен, 1976]. Наличие этих вариаций показывает, что расширение короны представляет собой гораздо более сложный процесс, чем стационарное истечение однородного потока плазмы, как изначально предполагал Паркер. Характерные временные масштабы явлений при этом меняются в широких пределах от долей секунды (плазменные волны и «шумы») до десятков часов и суток (вариации, связанные с неоднородностью солнечной короны и крупномасштабными изменениями ее структуры) [Фелдман и др., 1980; Schwenn and Marsch, 1991].
Границы крупномасштабных структур солнечного ветра, таких как высокоскоростные потоки, магнитные облака, медленный ветер в области гелиосферного токового слоя и т.п., являются сравнительно плавными - с характерным масштабом измерений на космическом аппарате порядка часов. Различные волны в солнечном ветре (альфвеновские, магнитозвуковые и т.д.) также отличаются сравнительно медленным (десятки минут) и плавным изменением параметров [Schwenn and Marsch, 1991]. Более быстрые (за единицы минут) изменения параметров плазмы солнечного ветра наблюдались на фронтах межпланетных ударных волн [Застенкер и Бородкова, 1984], а для магнитного поля -на разнообразных магнитогидродинамических разрывах [Шухтинаи др., 1999] .
Типы солнечного ветра можно разделить на две основные группы: квазистационарные и нестационарные. Квазистационарные потоки солнечного ветра связаны со структурными образованиями магнитного поля Солнца с характерным временем жизни от нескольких суток до нескольких недель-месяцев. К нестационарным относятся потоки, источниками которых являются нестационарные явления на Солнце, с временами жизни менее суток. Закопченной классификации типов солнечного ветра до сих пор не существует. Ниже будет дано описание разных типов солнечного ветра и их солнечных источников, а также идентификация этих типов потоков на орбите Земли,
Квазистационарные потоки
1. Высокоскоростной поток от корональних дыр
Корональные дыры это области, располагающиеся над поверхностью солнца, внутри больших униполярных магнитных областей. Границы КД повторяют форму нейтральной линии на некотором расстоянии от нее. В пределах КД нет нейтральных линий и нет никаких замкнутых структур, Рождение и разрушение, а также размеры и положение КД на поверхности Солнца зависят от конфигурации магнитных полей Солнца, с чем и связаны изменения КД в цикле солнечной активности. КД являются долгоживущими образованиями со средним временем жизни для фазы спада солнечного цикла от 3 до 20 солнечных оборотов, а для фазы около максимума солнечной активности около 1-2 солнечных оборотов. Время жизни униполярных структур превышает время жизни КД. Наблюдения КД на Земле проводятся в линии Неї 1083 нм, и на спектрогелиограммах получают локализацию КД. Главным отличием КД от нормальной спокойной короны является то, что их электромагнитное излучение меньше во всем диапазоне длин волн. Особенно хорошо КД видны на диске в мягких Х-лучах и в крайнем ультрафиолетовом излучении. КД - это области короны с аномально низкой концентрацией и температурой плазмы, причем концентрация плазмы уменьшается, а величина скорости плазмы значительно растет с увеличением степени нерадиальности конфигурации магнитного поля. Корональные дыры являются солнечным источником высокоскоростного потока (ВСП) солнечного ветра. Основные параметры ВСП изучены в работах [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Размеры ВСП на орбите Земли в среднем приблизительно в два раза больше соответствующей ему КД. Продолжительность пересечения Землей тела ВСП от 1 до 10 дней. Средние значения параметров для тела ВСП составляют: Гр=450-650 км/с; пр=6 см"3; В=(4+9) нТ, 7^10.104 К (растет при увеличении скорости); параметр 8 <1; высокое содержание гелия (4 -б)% [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Параметры ВСП от КД очень сильно изменяются как от потока к потоку, так и внутри потока, но основные свойства, а именно, не изменяющаяся в теле потока величина модуля магнитного поля В, низкая, часто ниже, чем для спокойного солнечного ветра, концентрация п, высокая скорость, очень медленно падающая в течение нескольких дней, остаются обязательными для тела ВСП от КД. На границе ВСП и низкоскоростного солнечного ветра происходит взаимодействие плазмы разных свойств и происхождения (кромка ВСП) Лидирующая передняя кромка ВСП от КД образуется в результате вращения ВСП вместе с Солнцем, и здесь быстрый ветер догоняет медленный, образуя область сжатия. Для кромки характерны следующие изменения параметров: увеличивается скорость от уровня спокойного солнечного ветра до скорости в теле ВСП (в среднем от V- 350 до 550 км/с); концентрация и резко увеличивается от спокойного солнечного ветра (5 см") до 20 см" и затем резко падает до 5 см'3 и менее; Г возрастает приблизительно от (2-3) 104 К до (10-15)-104 К в теле ВСП; распределение В имеет колоколообразную форму с максимумом около 12-15 нТ. т.о. для кромки ВСП: ^=550 км/с; Пр=20 см"3; 7^=(10-15).104 К. Помимо передней кромки, у ВСП есть и вторая, задняя кромка, однако она очень размыта и идентифицируется только по небольшим увеличениям пи В. Скорость при этом уже почти уменьшена до скорости спокойного солнечного ветра, и эта кромка мало геоэффективпа. Пересечение Землей кромки ВСП продолжается около 12-15 часов.
2. Гелиосферный токовый слой и стример
К квазистационарным типам солнечного ветра относятся также гелиосферный токовый слой (ГТС) и корональный стример. ГТС образуется как разделяющая поверхность между потоками, переносящими крупномасштабные магнитные поля противоположной полярности. Гелиосферный токовый слой опоясывает Солнце и он является центральной частью гелиосферного плазменного слоя представляющего из себя пояс корональных лучей (стримеров). Эти корональные лучи начинаются из вершин шлемовидных структур, которые имеют в основании замкнутую конфигурацию магнитных силовых линий, но магнитные поля самих лучей имеют открытую, не сходящуюся конфигурацию. Из-за специфической конфигурации магнитного поля в ГТС и в стримере плотность потока уменьшается с расстоянием медленнее, чем при обычном радиальном течении, обеспечивая, таким образом, высокую плотность плазмы в потоке [Yermolaev and Stupin, 1997]. Гелиосферный токовый слой виден на диске Солнца как нейтральная линия, где радиальная компонента равняется нулю. ГТС является очень стабильным образованием во всей гелиосфере и существует без существенных изменений годы, хотя форма ГТС, определяемая распределением крупномасштабных магнитных попей на Солнце, может меняться от одного солнечного оборота к другому. Форма ГТС и его расположение особенно ярко изменяются в течение цикла солнечной активности: в годы минимума ГТС находится примерно в экваториальной плоскости Солнца, в остальное время, особенно на максимуме цикла, его форма и расположение могут быть произвольными. На орбите Земли ГТС идентифицируется как граница секторной структуры межпланетного магнитного поля (ММП) (происходит смена знака радиальной составляющей ММП), здесь самая минимальная скорость и самая высокая плотность солнечного ветра. Именно по этим свойствам происходит идентификация ГТС. Для стримера характерны меньшая, чем в ГТС, но все же увеличенная по сравнению с невозмущенным ветром, плотность, большая, чем в ГТС скорость, увеличение по сравнению с ГТС модуля В. Вообще, самым важным отличием от других типов солнечного ветра для гелиосферного плазменного слоя и ГТС, является смена знака ММП, и, как внутренне присущее им свойство, высокая плотность. В среднем для спокойного стримера характерны следующие величины параметров [Yermolaev and Stupin, 1997] Кр=360 км/с; /їр=(10-15) см'3; Гр=5.104 К; 5=(7-10) нТ, а для спокойного ГТС: 1^,=350 км/с; Ир=(20-30) см' ; 7),=5.10 К. Для спокойного плазменного слоя характерна симметричность величин параметров по обе стороны от ГТС. Возмущенный стример на орбите Земли появляется в результате его взаимодействия с возмущенными потоками солнечного ветра, которые могут тормозиться плотной плазмой стримера, образуя к моменту прихода к Земле сложное возмущение. В результате этого может происходить нарушение симметрии стримера, увеличение всех параметров стримера и ГТС, которые могут сильно отличаться от одного события к другому: здесь возможны одни из самых высоких значений для солнечного ветра плотности («>50 см*3 ), скорости могут увеличиваться до (450-500) км/с, возрастание модуля В, увеличение потока массы и плотности потока энергии.
3. Межпотоковая плазма:
Среди квазистациопарных потоков в работе [Huddleston et al.,1995] выделен также тип низкоскоростной холодной плотной плазмы, который возникает в солнечном ветре между стримером и высокоскоростными потоками от КД. Этот тип на орбите Земли идентифицируется как некомпрессионное увеличение плотности и характеризуется малой величиной модуля В = 3 нТ; низкой Т-2Л0 К; низкой скоростью F=350 км/с и несколько повышенной плотностью я=( 10-20 см").
Особенно часто этот тип потока солнечного ветра встречается на спаде солнечного цикла, когда до 75% всех крупномасштабных корональных дыр сопровождались некомпрессионным увеличением плотности в солнечном ветре. Продолжительность пересечения этих потоков Землей составляет приблизительно 14 ч.
Нестационарные потоки:
Нестационарные потоки солнечного ветра вызываются нестационарными спорадическими явлениями на Солнце. Наиболее эффективными из них являются хромосферные вспышки, когда значительное количество энергии (1032 -1033) эрг выделяется за сравнительно короткое время (2-Ю3 с). В оптическом диапазоне вспышка, проявляется как внезапное увеличение яркости излучения в линии На. Одновременно наблюдаются интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучения, ударные волны, выбросы облаков плазмы. Параметрами оптической вспышки является балл, определяемый по величине площади по пятибалльной шкале, длительность и яркость. Вспьшіки видны от нескольких минут до нескольких часов, наиболее вероятная длительность вспышки около 1 ч для балла 3 и 4. По сопровождающим вспышку всплескам мягкого рентгеновского излучения и по их максимальной интенсивности в интервале 1-8 А вспышки делят на 3 класса: (С, М, X). Между характеристиками вспышек по оптическими и рентгеновским признакам нет однозначного соответствия. Большинство солнечных вспышек возникает в сложных мультиполярных активных областях в период их быстрой эволюции.
Первичными во вспышечном комплексе, по всей видимости [Gosling, 1993; Gosling et ah, 1991; Gosling et al., 1990], являются так называемые корональные выбросы массы. Энергия корональных выбросов массы на порядок больше энергии самых больших оптических вспышек, и начинаются они па уровне фотосферы и хромосферы на 15-25 минут раньше. Еще одним возможным источником спорадического нестационарного потока солнечного ветра является внезапное исчезновение больших темных волокон (протуберанцев), наблюдаемых на диске в поглощении линии Н№ Характерное время этого события составляет от десятков минут до нескольких часов. Длительность жизни волокон составляет от минут до недель, протуберанец отличается большой плотностью и более низкой температурой, чем окружающая корональная плазма. По характеру движения и изменчивости они делятся на три класса: спокойные, активные и эруптивные. Активные волокна обычно имеют петельную форму (одна или несколько друг за другом). Для эруптивных волокон характерны бурные и внезапные изменения. Некоторые из них тесно связаны с солнечными вспышками, составляя часть вспышечного процесса. Однако исчезновение волокна может быть и самостоятельным процессом как в активной области, так и вне ее. Исчезновение волокна может сопровождаться в радиодиапазоне шумовой бурей и/или слабым всплеском. Характерная скорость расширения - от 100 до 400 км/с, иногда до 800 км/с. Выделяющаяся энергия составляет в среднем 1029 -1031 эрг. Скорее всего, волокно в короне можно рассматривать как СМЕ или его часть в короне. Для волоконных потоков характерны: фронт с длительностью df«10 часов, время распространения до Земли составляет 3-4 дня, высокая плотность (п> 25 см"3), скорость Р>400 км/с и увеличенная величина ММП (Zt>10 нТ). Ударной волны перед ними часто нет. По сравнению со вспышечными потоками, волоконные потоки являются плотными, медленными, холодными.
Лидирующие кромки быстрых СМЕ имеют радиальные скорости от Солнца значительно большие, чем скорости солнечного ветра, поэтому перед СМЕ должна образовываться ударная волна. Межпланетные возмущения, связанные с быстрыми СМЕ, для которых свойственны высокая скорость и большие напряженности магнитного поля (часто с большой южной компонентой), могут быть очень геоэффективными. Таким образом, транзиентные выбросы материала от Солнца в форме СМЕ являются лучшим связующим звеном между солнечной активностью и нерекуррентпыми событиями в земной магнитосфере. Нестационарные потоки в межпланетном пространстве на орбите Земли имеют две большие структурные области: ударные волны и магнитные облака. Приход ударной волны на Землю идентифицируется (Застенкер, Бородкова, 19S4; Borrini et al.,1982; Иванов, 1996] по большому резкому и одновременному изменению параметров солнечного ветра: dK>150 км/с; п и Т могут увеличиться в несколько раз; d5>0, Как следствие в магнитном поле Земли регистрируется внезапное начало SC или внезапный импульс SI. Время запаздывания ударной волны относительно солнечной бури составляет д.Т=/«- /5^=24-72 ч.
Часто солнечная активность развивается так, что на орбиту Земли могут приходить потоки одновременно от нескольких солнечных источников; это зависит как от сценария солнечной бури, так и от местоположения этих источников, когда взаимодействуют как квазистационарные потоки, так и нестационарные. Кроме того, такие локальные морфологические образования, как правило, представляют собой существенно открытые системы, обменивающиеся с окружающей их средой массой, импульсом и энергией, а вовсе не изолированные или адиабатические подсистемы, В результате на орбите Земли появляется составной поток с очень сложными характеристиками, часто с несколькими максимумами и со значительно более увеличенными параметрами, чем характерные для одиночного источника. Именно эти составные потоки в солнечном ветре могут вызывать на Земле самые большие геомагнитные и авроральные события.
Таким образом, потоки от разных источников на Солнце обладают разными, но вполне определенными пределами параметров на орбите Земли, Кроме того, квазистационарные потоки в солнечном ветре не меняют своих характеристик за время, необходимое Земле для того, чтобы пересечь эти потоки при своем движении по орбите вокруг Солнца. Дня нестационарных процессов характерно быстрое изменение параметров потока, как при его образовании, так и при его распространении, и самым характерным примером нестационарного течения является ударная волна.
Основные параметры различных типов солнечного ветра суммированы в таблице 3:
Таб. 3. Характеристики различных типов потоков солнечного ветра
Параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля флуктуируют на различных пространственных и временных масштабах, что позволяет рассматривать солнечный ветер в качестве турбулентной среды [Marsch and Ти, 1990-1997]. В пионерских работах [Matthaeus and Goldstein 1982а, 19826, 1983] показано, что наблюдаемые мелкомасштабные флуктуации хорошо описываются стационарной во времени и пространственно однородной турбулентностью.
Если более детально рассматривать поведение параметров СВ во время наблюдения крупномасштабных структур, то можно увидеть что они состоят из множества потоковых трубок средних масштабов; эти трубки в свою очередь делятся на более мелкие трубки [Marsh, 1991; Любимов и Переслегина, 1984, 1985]. Уровень турбулентности зависит от типа данного участка СВ; так высокоскоростные потоки, в среднем, более турбулизованны, чем низкоскоростные [Marsch, 1991]. Среднемасштабные потоковые трубки, являющиеся составными частями структур более крупного масштаба, служат проявлением тонкой структуры короны [Thieme et.al., 1989]. Подобные структуры и их границы являются достаточно стабильными во времени. В работе [Thieme etal., 1989], по данным Helios-1,2 было показано, что среднемасштабные потоковые трубки выживают при распространении солнечного ветра от 0.S а.е. (1-ая точка измерений) до 0.7 а.е. (2-ая точка измерений), то есть на расстояниях 0.2 а.е. (примерно 30 млн. км). На больших расстояниях подобные структуры имеют тенденцию медленно исчезать, и на 1 а.е. они обычно уже полностью размыты динамическими процессами [Marsh, 1991]. Таким образом, потоковые трубки, наблюдающиеся на расстояниях меньше 1 AU, являются остатками плазменной структуры короны и имеют тенденцию разрушаться по мере расширения короны, так же как и сами стримеры во внешней гелиосфере [Burlaga , 1984].
Характерным свойством турбулентной среды является перекачка энергии по спектру турбулентности. Структуры различных масштабов нелинейно взаимодействуют между собой, порождая структуры других масштабов. Происходит обмен энергией между структурами, что можно интерпретировать как турбулентный каскад. Турбулентность в солнечном ветре обладает перемежаемостью (участки спокойного течения сменяются участками сильно флуктуирующих параметров), и носит фрактальный характер [Marsch and Ти, 1997; Милованов и др., 1996; Зеленый и Милованов, 1993].
В работах Burlaga and Klein [1986], Burlaga.[1991a,1991b] проводился анализ фрактальной структуры флуктуации магнитного поля и плазмы в солнечном ветре. Было показано, что спектр флуктуации имеет степенной вид с показателем спектра, зависящим от частотного диапазона и выбранного временного интервала. В работе Милованов и др. [1996] рассмотрена фрактальная структура турбулентности скорости в солнечном ветре. Анализировались флуктуации скорости по измерениям на спутнике ISEE-3. Показано, что флуктуации скорости имеют мультифрактальную структуру в диапазоне частот от 10"5-10'3 Гц.
Перемежаемость турбулентности в солнечном ветре была впервые изучена в работе Burlaga [1991b]. Marsch and Liu [1993] исследовали перемежаемость турбулентности во внутренней гелиосфере, используя данные наблюдений на спутнике Helios 2. Было показано, что высокоскоростной солнечный ветер, для которого характерен высокий уровень турбулентности, обладает невысоким уровнем перемежаемости. Низкоскоростной солнечный ветер [Bruno et al. , 2001], напротив обладает высоким уровнем перемежаемости. Bruno et al. [2001] показали, что наиболее премежающиеся структуры в солнечном ветре возникают в областях вращения направления магнитного поля. Bruno et al. [2003] провели анализ радиальной эволюции перемежаемости в солнечном ветре на гелиоцентрических расстояниях от 0.3 до I а.е. Рассматривались флуктуации магнитного поля и скорости в областях быстрого и медленного солнечного ветра. Показано, что перемежаемость в медленном солнечном ветре слабо зависит от радиального расстояния, в то время как перемежаемость в быстром солнечном ветре нарастает с увеличением радиального расстояния от Солнца.
Несмотря на то, что, как было экспериментально показано, наблюдаемые флуктуации включают как картину корональных процессов, так и отражают динамические процессы в самом солнечном ветре, пока не удается теоретически описать процесс радиальной эволюции спектра турбулентности [Tu and Marsch, 1995]. Развитие исследований в данном направлении требует детального анализа наблюдаемых структурных элементов солнечного ветра. При этом, особое значение имеют исследования скачков плотности с резкими фронтами нарастания, так как при их описании может быть неприменим стандартный МГД подход. Следует отметить также, что с уменьшением масштаба наблюдаются особенности в функциях распределения вероятности («заострения») флуктуации скорости и магнитного поля [Sorriso-Valvo et al. ,1999; Bruno et al., 2003],
Большинство работ по мелкомасштабным плазменным структурам солнечного ветра посвящено структурам с длительностями порядка часа и со сравнительно медленными (десятки минут) фронтами. Например, в работе [Huddleston, 1995] рассматриваются флуктуации плотности в рамках от 10 мин. до 1 часа по плазменным данным ISEE 3 на 1 AU, связанные с наблюдениями различных типов солнечного ветра (корональные дыры, стримеры, плазменный слой, корональные выбросы массы, и области взаимодействия различных типов потоков). Получено, что наибольший уровень флуктуации плотности для активных периодов наблюдается в корональных выбросах массы (наряду с повышенной плотностью солнечного ветра), для спокойных периодов наибольший уровень флуктуации характерен для гелиосферного плазменного слоя (хотя уровень флуктуации имеет большой разброс). Также высоким уровнем флуктуации обладают области взаимодействия различных типов потока. Наименьший уровень флуктуации наблюдается в потоках от корональних дыр [Huddleston, 1995]. В работе [Burlaga, 1968] рассматриваются PBS структуры (Pressure balance structures - структуры с балансом давлений) с характерным размером ^0.01AU (около 1 часа). Описываются условия которые должны выполняться на подобных структурах. Границы PBS структур ассоциированы в этой работе с тангенциальными разрывами. Приведены примеры наблюдения PBS структур по данным аппарата Ріопеег-б.
Своеобразие солнечного ветра заключается, помимо прочего, и в том, что в нем часто (и не только на ударных волнах) встречаются очень быстрые (скачкообразные) и большие по амплитуде изменения параметров на временных масштабах от единиц секунд до нескольких минут. В частности, одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (т.е. с крутыми фронтами) и больших по амплитуде скачков динамического давления плазмы, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Исследование таких событий стало возможным только с появлением измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешением; может быть, именно поэтому им до сих пор не уделялось достаточного внимания. Соответственно немногочисленны и публикации по этому вопросу. Быстрые изменения плазменных параметров солнечного ветра, не связанные с ударными волнами затрагиваются, например, в работах: Застенкер и др. [1982], Аванов и др.[1984], Зайцев [2002], Zastenker et.al., [1989] и Dalin et. al. [20026]. Но в этих работах рассмотрены только отдельные примеры быстрых изменений параметров плазмы солнечного ветра без проведения систематических исследований.
Обзоры литературы по вопросам непосредственно затронутым в диссертации будет проведен в соответствующих главах.
Цель работы:
В соответствии с вышеизложенным цель диссертационной работы заключалась в экспериментальном исследовании резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных структур плазмы солнечного ветра, их свойств и особенностей, поведения параметров солнечного ветра на таких границах, ориентации их в пространстве, изучении места таких явлений в общей картине солнечного ветра, а также результатов взаимодействия подобных резких границ с магнитосферой Земли.
Научная и практическая ценность работы:
Необходимо подчеркнуть, что резкие границы мелкомасштабных и средпемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. Полученные в работе результаты о свойствах и особенностях таких границ, их выживаемости на расстояниях порядка 1 млн км, о возможной эволюции мелкомасштабных структур, об условиях наблюдения резких границ в солнечном ветре представляют несомненную научную ценность в изучении структуры и динамики солнечного ветра как основного переносчика возмущений от Солнца к Земле.
Практическая ценность работы заключается в том, что быстрые и большие вариации динамического давления солнечного ветра оказывают значительные воздействия на магнитосферу Земли даже во время отсутствия каких-либо изменений направления и величины межпланетного магнитного поля, что позволяет использовать результаты работы в ходе реализации программ «Космической погоды».
Апробация работы:
Результаты диссертации докладывались автором на многих научных конференциях, в том числе на международных геофизических конгрессах «General Assembly EGS» (Nice, France, April 2002), AGU (San Francisco, USA, December 2002), «EGS-AGU-EUG Joint Assembly» (Nice, France, April 2003), «Assembly COSPAR-2004» (Paris, France, July 2004), «General Assembly EGU» (Vienna, Austria, April 2005), IAGA Scientific Assembly (Toulouse , France , July 2005), на международных студенческих конференциях «WDS'01» (Prague, June 2001), «WDS'02» (Prague, June 2002) и «WDS'03» (Prague, June 2003), на международных конференциях «Magnetospheric Response to Solar Activity» (Prague, September 2003), «International Conference Problems of Geocosmos» (Санкт-Петербург, июнь 2004), па «Всероссийской конференции по физике солнечно-земных связей» (Иркутск, сентябрь 2001), а также на Всероссийской конференции «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Нижний Новгород, июнь 2003).
Основные результаты диссертации опубликованы в 13 статьях в российских и зарубежных журналах. Список работ располагается в разделе «Список опубликованных работ автора по теме диссертации.» на стр. 130.
Структура работы описана пиже, отметим только, что рисунки по каждому разделу приведены в конце соответствующей главы.
В ГЛАВЕ 1 дано краткое описание приборов и методики проведения измерений временных рядов потока ионов солнечного ветра. Указаны источники других данных используемых в работе.
В ГЛАВЕ 2 приводятся результаты детального исследования больших по амплитуде (изменение на 20% и более) и резких (быстрее, чем за десять минут) изменений потока ионов в солнечном ветре. Источником данных явились систематические измерения с высоким разрешением на спутнике "Интербол-1" в период 1996-2000 гг. Рассмотрено поведение параметров солнечного ветра во время наблюдения резких границ данного типа и характеристики таких границ. Рассмотрены следующие вопросы:
Исследована частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды.
Детально изучены свойства резких и больших изменений потока ионов (превышающих 4-10 см" с" ). Рассмотрены распределения амплитуд и длительностей рассматриваемых явлений.
Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4-108см"2с"1.
Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра;
Затронут вопрос о происхождении наблюдаемых на орбите Земли резких скачков плотности солнечного ветра.
Исследовано воздействие больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра на магнитосферу Земли.
Влияние резких и больших по амплитуде скачков динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли
Максимальная относительная погрешность измерения входных токов УПТ при нормальных условиях и номинальном напряжении не хуже 9%. Полоса пропускания УПТ по уровню 0.7 - от 0 и примерно до 20 Гц. Это позволило проводить систематические измерения прибором ВДП потоков ионов солнечного ветра и магпитослоя с весьма высоким временным разрешением 1/16 с. Так как в соответствии с задачей измерения потоков ионов солнечного ветра датчик должен быть направлен на Солнце, а измеряемые потоки ионов достаточно малы (в диапазоне 106 5-109 см"2 с1), то основной проблемой для интегральных датчиков (в частности для прибора ВДП) является подавление фототока с коллектора, возникающего под действием солнечного ультрафиолетового излучения и превышающего в 100-1000 раз ток, создаваемый ионами солнечного ветра. Для снижения в 100-300 раз фототока в цепи коллектора используется расположенная перед ним супрессорная сетка с возможно более высокой прозрачностью и отрицательным относительно коллектора потенциалом в диапазоне 30-200 В, возвращающим вылетевшие из коллектора фотоэлектроны (и вторичные электроны) обратно на коллектор. Однако в этом случае в цепи коллектора возникает ток, создаваемый фотоэлектронами с самой супрессорной сетки. Фототок с супрессорной сетки определяется сечением проволочек сетки и их освещенностью снизу, т.е. отраженным от коллектора ультрафиолетовым излучением. Оценки фототока в реальных конструкциях датчиков приведены, в частности, в [Безруких и др., 1974], где показано, что его величина в большинстве датчиков довольно велика - порядка (1-3) 10"10 А (что соответствует току от потока ионов примерно (1-3) 108 см"2 с"1 -обычного потока солнечного ветра) и довольно сильно меняется в ходе длительных экспериментов, что заметно затрудняет измерение токов от частиц, которые необходимо регистрировать. Таким образом, повышение чувствительности и надежности измерений потока ионов определяется в первую очередь снижением отражения солнечного ультрафиолета от коллектора и повышением стабильности этого отражения. Для уменьшения отражения от него ультрафиолетового излучения Солнца на коллектор (выполненный из сплава 29НК) наносился специально разработанное светопоглощающее покрытия из алюминиевого сплава АМгб [Moldosanov et. al, 1993; Молдосанов и др., 1996; Moldosanov et. al, 1998]. Внутренние металлические поверхности цилиндра Фарадея, а также сетки покрывались другим светопоглощающим покрытием типа "черный хром". После сборки цилиндра Фарадея сетки подвергались тренировке под высоким напряжением, чтобы снизить вероятность пробоев и холодной эмиссии электронов с острых кромок кристаллитов хрома.
Отражательная способность тестовых образцов покрытия "черный хром" была несколько больше и лежала в пределах 2.1-3.3%. Как показали лабораторные испытания этого типа покрытия, никакие механические воздействия, а также тепловые удары не приводят к значительному росту его отражательной способности. Но существенным недостатком "черного хрома", в отличие от покрытия, предложенного в [Moldosanov et. al, 1993; Молдосанов и др., 1996; Moldosanov et. al, 1998], является то, что в местах прикосновения к нему (например, при неосторожном обращении сборщика аппаратуры) отражательная способность возрастает в 2-2.5 раза.
На рис. 1,4 представлены результаты эксперимента по определению фототока с датчика С1 прибора ВДП (рис. 1.4 а) в ходе почти 3.5 лет (с августа 1995 по декабрь 1998 г.) полета спутника ИНТЕРБОЛ-1 в сравнение с аналогичными данными предыдущих экспериментов (рис. 1.4 б).
Эти значения фототока были получены путем измерения выходного тока датчика при регулярных прохождениях спутников через доли хвоста магнитосферы, в которых потоки ионов и энергичных электронов ниже порога чувствительности прибора. При этом необходимо оговориться, что возможный дрейф нуля УПТ относительно предстартовой его калибровки также будет включаться в оценку изменения фототока.
Как видно, в течение первых примерно 6 месяцев после включения прибора наблюдалось довольно быстрое увеличение фототока в датчике СI прибора ВДП, а далее фототок монотонно возрастал примерно на 10% в год. Сравнение с данными аналогичных датчиков на предыдущих экспериментах, показывает сильное снижение величины фототока (примерно в 6-1 раз с 3.1-4.4-10"10А для прибора МОНИТОР на спутнике Пропюз-8, до 0.5-0.7-10 10А для прибора ВДП па спутнике). Применение в коллекторном узле цилиндра Фарадея прибора ВДП нового типа покрытия, отличительной особенностью которого является способность обеспечить эффективное затухание отраженного от коллектора света за счет использования дифракционно - интерференционного механизма гашения, позволило получить значительно более низкий и довольно стабильный уровень фонового фототока в приборе и тем самым повысить чувствительность прибора и надежность измерений потока ионов солнечного ветра. Во время работы датчиков на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 они не подвергались таким значительным тепловым ударам, как при лабораторных испытаниях. Наибольшее изменение температуры имело место во время заходов спутника ИНТЕРБОЛ-1 в тень Земли (несколько раз в течение каждого года) - от +60 град до примерно -10, по оно происходило достаточно медленно - в течение примерно 30 мин. Поэтому можно предположить, что отражательная способность покрытия коллектора не претерпела в полете существенных изменений.
Блок электроники прибора ВДП осуществлял обработку и сжатие данных поступающих с датчиков, управление режимами работы прибора в целом, формирование кадра для телеметрии. Квота ВДП составляла примерно 10 Мбит/ сут, что на порядок превышало квоты на аналогичные приборы на предыдущих проектах. Такая квота позволяла производить постоянную запись данных в память телеметрии с разрешением не хуже 1 секунда (усреднение с 60 мсек до 1 сек производилось в блоке электроники), а для отдельных периодов длительностью 5-10 часов (периоды задавались командами с Земли) с максимальным разрешением 60 мсек. В дальнейшем (на Земле) для быстрого просмотра и оперативной работы данные были усреднены до разрешения 1 мин. Привязка данных ко времени (UT), координатам и ориентации спутника, производилась на Земле в соответствии с данными о бортовом времени (информация содержалась в кадре), с расчетными данными о траектории спутника, а также данными специального датчика ориентации установленного на борту спутника.
ВДП стал первым прибором, с помощью которого удалось получить систематические высокоскоростные (не хуже 1 сек) измерения потока ионов солнечного ветра. Ранее высокоскоростные измерения параметров плазмы солнечного ветра проводились рядом авторов [Застенкер и др., 1982; Gringaus et. al., 1986], в частности измерения с разрешением вплоть до 20 мсек [Аванов и др., 1984], но эти измерения носили эпизодический характер.
Для анализа отдельных событий использовались также измерения межпланетного магнитного поля (ММП) с помощью эксперимента ФМ-ЗИ [Ноздрачев и др., 1998] установленного на борту спутника Интербол-1. Прибор ФМ-ЗИ был предназначен для измерения трех компонент вектора магнитного поля одновременно в двух различных диапазонах по амплитуде сигнала: ±200 нТ (разрешение по амплитуде 0.1 нТ) и ±1000 пТ (разрешение по амплитуде 1 нТ). Измерения в этих диапазонах осуществлялись независимо двумя идентичными магнитометрами Ml и М2, соответственно. Каждый магнитометр состоял из трехосного феррозондового датчика и блока обработки. Феррозондовые датчики Ml и М2 были размещены на немагнитной штанге, закрепленной на конце одной из солнечных панелей спутника.
Радиальное распространение солнечного ветра и ориентация плазменных и магнитных структур в солнечном ветре
Рассмотрим, прежде всего, распределение амплитуд и длительностей скачков в группе. Гистограмма относительных изменений потока ионов, а такисе динамического давления солнечного ветра для набора событий dF 4-10s см 2 с"1 представлена на рис. 2.5 в виде отношения амплитуды скачка к наименьшей величине потока (или давления) перед скачком или после него. Преобладают случаи, когда происходит быстрое возрастание или уменьшение потока (или давления) примерно в 1.5-2 раза, хотя встречаются изменения потока (давления) в 3-5 раз (см. также [Riazantseva et. al., 2001; Рязанцева и др., 2002; Рязанцева и др., 2003а]).
Отметим, что аналогичный анализ распределения амплитуд скачков динамического давления солнечного ветра по ограниченному набору данных спутников ИНТЕРБОЛ-І и IMP-8 был приведен в работе [Dalin et al., 2002а], а анализ распределения амплитуд и длительностей скачков потока по ограниченному набору событий, наблюдавшихся на спутнике ИНТЕРБОЛ-1, - в работе [Dalin et al., 20026]. Результат статистического анализа длительности скачков для этого набора dF 4-\0 см 2 с"1 событий показан па рис. 2.6. Следует подчеркнуть, что эти результаты были получены при детальном анализе резких изменений потока ионов на основе данных с секундным временным разрешением. Интересно, что вид этой гистограммы отличается от гауссовского распределения. На распределении рис. 2.6 четко видны два пика - один в области очень быстрых скачков (длительностью менее 1 мин,) и второй - в области сравнительно медленных изменений (длительностью 4-8 мин.). Такая особенность может быть связана с различной природой рассматриваемых явлений. Важно, что очень резкие скачки, менее 1 мин., составляют значительную часть (63% от общего числа) событий, а для заметного числа событий (21%) скачок потока регистрируется за время меньшее или равное пяти секундам, т.е. в большом числе случаев значительное по амплитуде изменение плотности плазмы происходит почти мгновенно. Все события рассматриваемой группы заведомо не являются межпланетными ударными волнами, т.е. не сопровождаются заметным возрастанием переносной скорости солнечного ветра.
В качестве иллюстрации явлений рассматриваемой группы событий на рисунках 2.7 и 2.8 представлены примеры очень резких изменений потока ионов с большой амплитудой, для рис. 2.7 - одновременно на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 (с разрешением I сек) и на аппарате WIND (с разрешением около 90 сек - прибор SWE, и с разрешением 3 сек - прибор 3DP). Так как эти аппараты находились на различных расстояниях от Земли (координаты спутника ИНТЕРБОЛ-1: Хіт=22.22 RE, ІЙГ7=15.46 RE , 2}лг7=-8.12 RE; координаты спутника WIND: Литш=48.46 RE, YWIND -1.71 RE , ZWLNLT-24.63 RE) , то на рис.2.7 показания WIND сдвинуты по оси времени на величину, соответствующую времени распространения солнечного ветра до положения спутника ИНТЕРБОЛ-1. На рис. 2.7 показан пример резкого возрастания (длительностью несколько сек) потока ионов солнечного ветра более чем в 2 раза (верхняя панель). Как следует из сравнения данных ИНТЕРБОЛ-1 и данных приборов SWE и 3DP спутника WIND, при использовании данных приборов SWE с плохим временным разрешением длительность возрастания составляет 1.5 мин, тогда как по данным прибора ВДП, имеющего 1-секундное разрешение, и прибора 3DP, имеющего 3-секундное разрешение, видно, что событие имеет длительность всего несколько секунд, что показывает важность использования данных с высоким временным разрешением. Видно, что на пути от WIND до ИНТЕРБОЛа-1 (который составляет 26 RE) фронт остается весьма резким. На нижних панелях этого рисунка представлено поведение параметров солнечного ветра - направленной скорости и модуля магнитного поля. Видно, что возрастание потока ионов не сопровождается изменением скорости и модуля магнитного поля, т.е. является возрастанием лишь плотности солнечного ветра.
На рис.2.8 показан пример очень резкого спада (длительность которого составляет всего 1/4 секунды) потока ионов солнечного ветра приблизительно в два раза. События столь малой длительности удалось наблюдать благодаря очень высокому временному разрешению прибора ВДП (60 мсек). Вплоть до настоящего времени это был единственный эксперимент позволяющий систематически регистрировать события в плазме солнечного ветра с длительностями 1 сек, более подробно это было рассмотрено в главе 1. Кроме того, отметим, что наблюдение столь резких границ плазменных структур в солнечном ветре само по себе уникально. При длительностей скачка потока порядка 1/4 сек и скорости солнечного ветра около 400 км/с (по данным КА WIND для этого периода) и учитывая тот факт, что скорость КА мала по сравнению со скоростью солнечного ветра и можно считать, что КА неподвижен, пространственный масштаб границы структуры составляет ширину всего около 100 км. При скорости протонов около 20-30 км/с (по данным КА WIND) и магнитном поле равном приблизительно 10-15 нТ (по данным КА WIND), гирорадиус протона (r rttv/eB) оставляет 30-40 км. Таким образом, толщина наблюдаемой в данном примере границы составляет 2-3 протонных гирорадиуса. 2.3 Поведение различных параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля во время больших (dF 4 lQs см"2 с"1) и быстрых скачков потока.
Как уже отмечалось при обсуждении рис. 2.2 и рис. 2.3 поведение других параметров солнечного ветра и ММП во время больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра представляет значительный интерес. Оказалось, что подобно представленному на рисунках примерах, в большом числе событий наблюдаемые скачки потока представляют собой скачки плотности плазмы без изменения (или с малым изменением) скорости солнечного ветра и, в меньшем числе событий, без изменения параметров ММП [Riazantseva et. al., 2001; Рязанцева и др., 2002; Рязанцева и др., 2003а; Рязанцева и др., 2005]. Это утверждение подтверждается количественно гистограммами приведенными на рис.2.9 (эти гистограммы получены для 207 событий со скачком потока dF 4-108 см 2 с"1). Величины изменений параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на скачках потока определялись по данным измерений КА WIND (плазменный прибор SWE и магнитометр (MFI)). Показано, что во-время изменения потока ионов солнечного ветра в 60% случаев направленная скорость менялась менее чем на ±10 км/с (широкие бины на всех трех гистограммах). То есть исследуемые резкие изменения потока являются преимущественно изменениями плотности солнечного ветра. Изменение скорости на ±10 км/с на скачках потока ионов солнечного ветра рассматривается как малое, так как оно существенно меньше альфвеновской, и звуковой (при среднем магнитном поле Я]=10пТ, и плотности п=20, альфвеноская скорость Va составляет 50км/с, а при средней Кй=30км/с звуковая скорость Vs составляет 30 км/с) скоростей солнечного ветра). Таким образом, при столь малом изменение направленной скорости, можно считать, что резкие границы структур солнечного неподвижны относительно плазмы окружающей их среды (то есть они двигаются вместе со средой и не имеют собственной скорости).
Статистика баланса давлений на скачках потока ионов солнечного ветра. Свойства границ структур с несоблюдением баланса давлений
Детальное статистическое сравнение амплитуды скачков потока по измерениям на аппаратах ИНТЕРБОЛ-1 и WIND для рассматриваемого набора "самых больших" ( 8 10 см" с" ) скачков приведено на рис. 3.2. Из этого графика следует, что для 60% событий отношение амплитуд скачков в двух сильно разнесенных точках пространства лежит в пределах 1.0-1.5. Только в 16% событий амплитуда скачка, зарегистрированного на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 заметно меньше, чем ее величина на аппарате WIND, а для 18% событий - превышает ее более чем в 2 раза [Рязанцева и др, 20036]. При этом надо учитывать различие в абсолютной калибровке соответствующих приборов. По данным, полученным в работе [Застенкер и др., 1998] при исследовании среднемасштабных структур на большой статистике среднее значение потока ионов солнечного ветра по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 превышает аналогичную величину для аппарата WIND примерно на 22%, что хорошо совпадает со средним значением отношения амплитуд для данных рис. 3.2. Таким образом, можно сделать вывод о соответствии, в среднем, амплитуд скачков потока, наблюдаемых в двух разнесенных точках, хотя в некоторых отдельных событиях они могут заметно отличаться. Представляет интерес рассмотреть возможную зависимость этих отличий от пространственного расположения аппаратов. Такое сопоставление отношений амплитуд скачков с расстояниями между аппаратами ИНТЕРБОЛ-1 и WIND вдоль оси XSE ИЛИ в плоскости YSEZSE (В GSE системе координат) представлено на рис. 3.3.
Из данных рис. 3.3 следует, что различия в амплитуде весьма слабо коррелируют с изменением расстояния между аппаратами как вдоль линии Солнце-Земля, так и поперек ее. Только при самых больших удалениях аппарата WIND от Земли (около 200 RE, т.е. примерно 1.3 млн. км) имеется 7 событий из общего числа событий, в которых амплитуды скачков отличаются больше, чем в два раза. Однако и для этих расстояний хшеется более 20 событий, для которых амплитуды скачков практически совпадают.
Зависимость отношения амплитуд от расстояния в плоскости, перпендикулярной линии Солнце-Земля, в среднем также отсутствует вплоть до расстояний около 70-80 Rg (примерно 0.5 млн. км), а те же 7 событий с большими различиями амплитуд относятся не к самым большим, а к средним расстояниям в этой плоскости (30-40 RE).
Таким образом, можно утверждать, что, по крайней мере, для рассматриваемых "самых больших" скачков в большинстве случаев амплитуда резкого скачка потока (плотности) солнечного ветра не меняется при его движении от передней точки либрации (1.3 млн. км) к Земле, т.е. скачок остается неизменным на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния). Совпадение амплитуд скачков на имевших место расстояниях в перпендикулярной плоскости означает, что типичный поперечный масштаб структур солнечного ветра с резкими границами превышает примерно 70-80 RH, т.е. больше поперечного размера магнитосферы в сечении XSE=G [Рязанцева и др., 20036].
Полученные оценки имеют большое значение для проблемы оперативного предсказания космической погоды (см. [Застепкер и др., 2002]). Действительно, из них следует, что резкие и достаточно большие скачки потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра, наблюдаемые вблизи передней точіш либрации, обязательно придут к магнитосфере и почти всегда без заметного изменения амплитуды.
Как показывают наблюдения, солнечный ветер распространяется от Солнца в направлении, как правило, очень близком к радиальному. Значения боковых компонент скорости редко превышают более чем 10% от величины радиальной (т.е. направленной вдоль линии Солнце-Земля) скорости, а в среднем составляют 3-5% от нее.
С другой стороны, вращение Солнца вызывает хорошо известный коротационный эффект для межпланетного магнитного поля (ММП) (в предположении вмороженности поля в плазму). Угол наклона архимедовой (паркеровской) спирали, описывающей направление ММП, на орбите Земли должен составлять 45е по теоретическим оценкам [Parker, 1958] и близок к этому по большой статистике среднесуточных данных [Веселовский и Торсина, 2001].
Однако проблема ориентации структур солнечного ветра (как для плазмы, так и для магнитного поля) исследована еще далеко недостаточно. Определенные результаты были получены только для среднемасштабных (длительностью в несколько часов, то есть с пространственным масштабом в несколько миллионов км) плазменных структур в работах [Richardson and Paularena, 1998; Coplan et al., 2001, Далии и др., 2002], а для аналогичных магнитных структур - в работах [Collier et al., 1998; Nakagawa and Matsuoka, 2002]. Рассмотрение наклонов резких фронтов межпланетного магнитного поля (т.е. магаитогидродинамических (МГД) разрывов) было проведено а ряде работ (см. например, работы [Turner and Siscoe, 1971; Sergeev et al., 1986; Шухтина и др., 1999]). В то же время для мелкомасштабных (длительностью в несколько минут, то есть с пространственным масштабом от нескольких десятков тысяч до нескольких сот тысяч км) структур плазмы, в том числе, для быстрых вариаций потока (плотности) солнечного ветра данные о наклонах фронтов приводятся в литературе лишь для отдельных случаев (см. например [Sibeck et. al., 1999]), систематическое исследование наклонов фронтов резких границ плазменных структур полностью отсутствует.
Как известно, скачкообразные изменения свойств плазмы солнечного ветра (наряду с вариациями ММП) в значительной степени могут оказывать воздействие на магнитосферу (см. гл. 2 п. 2.5). Помимо очевидного научного интереса, значение исследования ориентации разрывов магнитного поля и резких фронтов плазмы заключается также и в том, что для целей предсказания "космической погоды" на основе измерений на удаленном мониторе, находящемся, например, в точке либрации L1, необходимо оценивать как можно точнее моменты прихода МГД разрывов и фронтов плазмы к магнитосфере Земли, что, очевидно, связано с их ориентацией. Также необходимо учитывать положение области взаимодействия резких фронтов солнечного ветра с магнитосферой (т.е. место точки касания фронта с ударной волной и магнитопаузой) - подсолнечная область, утренний или вечерний фланг.
На основе анализа систематических прямых наблюдений солнечного ветра на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 в 1996-99 гг было выделено 76 особенно больших событий, в которых скачок потока за 10 мин. был не менее 8-10 см" с (см. гл. 2 п. 2.1), причем все эти события были зарегистрированы в близкие моменты времени на двух аппаратах ИНТЕРБОЛ-1 и WIND, а примерно в половине случаев еще и на спутниках IMP-8 и (или) Geotail.
Баланс давлений и эволюция структур солнечного ветра и их границ. МГД моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах
Согласно МГД подходу, для того чтобы резкие границы структур солнечного ветра не расплывались, необходимо выполнение следующего равенства: Pm+P& const, где Рт = В /Зл, магнитное давление; Лл= пркТр + пекТе +ПакТа, соответственно сумма теплового давления протонов, электронов и альфа частиц. Выполнение этого равенства принято называть «балансом давлений на границах». Вопрос о сохранении баланса давлений на резких границах плазменных структур солнечного всегда встает, когда речь заходит об эволюции во времени мелкомасштабных структур солнечного ветра [Бархатов и др., 2003а,б]. В целом наблюдается антикорреляция теплового и магнитного давлений [Burlaga and Ogilvie, 1970; Vellante and Lazarus, 1987], то есть наблюдается тенденция к соблюдению баланса давлений на мелкомасштабных структурах солнечного ветра. Интересно отметить что согласно [Burlaga and Ogilvie, 1970], такая антикорреляция наблюдается лишь для структур солнечного ветра малых масштабов (меньше часа), для более длительных периодов времени напротив характерна корреляция плазменного и магнитного давлений между собой.
По результатам наших исследований этот факт также явно прослеживается. На рис.4,1 показано, что в 95% резких скачков (статистика по 207 событиям) изменения плотности плазмы солнечного ветра и изменения модуля межпланетного магнитного поля противоположны по знаку (когда поток ионов растет, модуль магнитного поля падает и наоборот). Антикорреляция потока ионов и модуля магнитного поля, означает антикорреляцию теплового и магнитного давлений. Таким образом, наблюдается стремление к поддержанию суммарного (тепловое + магнитное давление) баланса давлений на резкой границе. Однако более подробный количественный анализ показывает, что достаточно точно баланс давлений на скачках сохраняется лишь примерно в половине случаев. Любопытно, что ранее, например, в работе [Burlaga, 1968], баланс давлений воспринимался как данность и не ставился под сомнение. С помощью равенства Pm+Ptf, const, даже проводились оценки неизмеряемых параметров (в работе [Burlaga, 1968] это, например, электронная температура)
Как уже было сказано выше, полное давление определялось как сумма теплового давления протонов, теплового давления электронов, теплового давления альфа-частиц и магнитного давления. Для этого для каждого конкретного события (отобранного, как было описано в главе 2 по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1) по данным космического аппарата WIND определялись ионная и электронная температуры (ТІ и Те) , направленная скорость солнечного ветра, магнитное поле. Вычислялось полное давление до скачка (по усредненным приблизительно за 5 мин значениям параметров до скачка) и полное давление после скачка (по усредненным приблизительно за 5 мин значениям параметров после скачка). На основании этих же данных вычислялись величины параметра /? (j8=Ptr/Pm - отношение теплового давления к магнитному). Вклад альфа-частиц в полное давление в среднем составляет не более «10 % от ионного давления (плотность альфа-частиц меньше плотности протонов в среднем в 25 раз, температура альфа-частиц больше протонной температуры в среднем в 4 раза [см. Neugeauer and Snyder, 1966], также предполагалось, что знаки изменений температуры протонов &Тр и альфа частиц &Та совпадают). Поэтому вклад альфа-частиц в полное тепловое давление приближенно принимался равным одной десятой от вклада протонов.
На рис.4.2 изображен показательный пример несоблюдения баланса давлений на границе структуры. На панели а) показано возрастание более чем в два раза потока ионов солнечного ветра длительностью несколько минут по данным спутников Интербол-1 и WIND. На панели б) изображено поведение вычисленного магнитного, теплового протонного, теплового электронного а также суммарного давлений для того же промежутка времени. На панели в) изображено поведение параметра /?/ и /?д где pi - отношение протонного теплового давления к магнитному, a fix - отношение суммарного теплового давления (протонное + электронное) к магнитному. На панелях г)-е) изображено поведение параметров солнечного ветра (температура, скорость), а также параметров межпланетного магнитного поля для того же периода времени. Видно, что тепловое давление доминирует над магнитным давлением. В данном примере суммарное давление после прохождения границы примерно в два раза превышает суммарное давление перед границей структуры. Наиболее существенный вклад в суммарное давление вносит электронная составляющая теплового давления.
Достаточно часто в литературе можно встретить оценку полного давления без учета электронов или с оценкой Ре « 2/p.[Burlaga and Ogilvie, 1970] . Но этот подход не всегда корректен. Во первых, электронная температура, как правило, в 4 раза превышает протонную, и вклад электронной составляющей в тепловое давление зачастую является определяющим, а во-вторых электронная температура не всегда меняется синхронно с протонной, она может жить своей жизнью, в некоторых случаях поведение электронной температуры может способствовать соблюдению баланса давлений, а в некоторых случаях, напротив, может усилить эффект «дисбаланса».
Согласно подходу описанному выше, вопрос о балансе и дисбалансе полного давления на скачка потока ионов солнечного ветра был рассмотрен не только на отдельных примерах, но и статистически для группы из 207 событий с амплитудой скачка 4-108см"2с"1. На рис.4.3 изображено распределение относительных изменений полного давления (плазменного + магнитного давлений, т.е. : Р= В2/8я + ПркТр + пекТе +ПакТа) dP/Pj, где Pj - полное давление перед событием, Р2 - полное давление после события, a dP=\P2-Pi\. Как видно из этой гистограммы, в 55% событий dP/Pj составляет менее 10%, но в 13% событий наблюдается довольно большое изменение суммарного давления, составляющее более 30%, в нескольких событиях встречается изменение суммарного давления более чем в два раза.
Более темная гистограмма на рис.4.3 делит бины dP/P/ в соответствии с величиной параметра Р во время события. Для dP/P/ 10%, число событий /7/ 1 практически равно числу событий с /?/ 1, тогда как для dP/Pj 10% число событий с J3} \ приблизительно в 3 раза больше чем число событий с fij \. Таким образом, можно утверждать, что для случаев наблюдения дисбаланса суммарного давления на границе тепловое давление плазмы солнечного ветра заметно превалирует над магнитным давлением.
