УДК 523.62-337
ФЛУКТУАЦИИ ФАРАДЕЕВСКОГО ВРАЩЕНИЯ ПО ДАННЫМ ПОЛЯРИЗАЦИОННОГО РАДИОПРОСВЕЧИВАНИЯ ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ СИГНАЛАМИ КОСМИЧЕСКИХ ЗОНДОВ HELIOS-1,-2
© 2015 г. А. И. Ефимов1*, Л. А. Луканина1, А. И. Рогашкова1, Л. Н. Самознаев1, И. В. Чашей2, М. К. Бёрд3,4, М. Петцольд4
1 Фрязинский филиал Института радиотехники и электроники им. В.А. Котельникова Российской академии наук, Фрязино Московск. обл., Россия
2Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия 3Институт астрономии им. Аргеландера Боннского университета, Бонн, Германия 4Рейнский институт изучения окружающей среды при Кельнском университете, Кельн, Германия Поступила в редакцию 25.08.2014 г.; принята в печать 21.11.2014 г.
Выполнен анализ флуктуаций фарадеевского вращения плоскости поляризации радиоволн, полученных при радиопросвечивании сверхкороны Солнца линейно-поляризованными сигналами зондов HELЮS-1,-2 в S-диапазоне (частота 2.3 ГГц). По данным одновременных измерений флуктуаций фарадеевского вращения на станциях наблюдения Голдстоун и Канберра получены оценки скорости движения возмущений магнитного поля в околосолнечной плазме на гелиоцентрических расстояниях 3—6 радиусов Солнца. Показано, что скорость возмущений является комбинацией альвеновской скорости и скорости солнечного ветра. На основе большого объема экспериментальных данных, полученных в разные годы в четырех циклах радиопросвечивания, определены временные спектры флуктуаций фарадеевского вращения. Фильтрация первичных данных, использование спектрального, корреляционного и вейвлет-анализа показали, что во флуктуациях фарадеевского вращения регулярно присутствуют цуги квазипериодических колебаний магнитного поля с различными амплитудами и периодами от 2 до 160 мин. Квазипериодический характер возмущений подтверждает их связь с распространяющимися в околосолнечной плазме альвеновскими волнами.
DOI: 10.7868/80004629915040027
1. ВВЕДЕНИЕ
Альвеновские волны, распространяющиеся в атмосфере Солнца, играют существенную роль в энергетическом балансе и ускорении солнечного ветра [1]. В настоящее время экспериментальные исследования магнитных полей альвеновских волн в сверхкороне Солнца возможны лишь методом поляризационного радиопросвечивания с использованием удаленных естественных источников [2— 3] и когерентных сигналов космических аппаратов (КА). С 1975 по 1984 гг. было проведено несколько крупномасштабных циклов экспериментов с помощью КА HELIOS-1,-2, которые были оснащены передатчиками линейно-поляризованных сигналов S-диапазона (частота f = 2.3 ГГц, длина волны Л = 13.1 см) [4—6]. В этих экспериментах
E-mail: efimov@ms.ire.rssi.ru
наземными пунктами Голдстоун, Канберра, Мадрид осуществлялся прием сигналов и измерялся в функции времени угол поворота плоскости поляризации (фарадеевское вращение) как при заходе аппаратов за диск Солнца, так и при выходе из-за него. В тех случаях, когда КА был виден одновременно из двух пунктов, осуществлялись одновременные измерения флуктуаций фарадеевского вращения (ФФВ) на этих пунктах. Реализованные с использованием КА HELIOS-1,-2 эксперименты являются уникальными как по объему, так и по качеству полученной информации. Лишь в 2002 и 2009 гг. были проведены единичные подобные эксперименты с использованием КА CASSINI [7] и MESSENGER [8].
При анализе одновременных наблюдений ФФВ и интегральной электронной концентрации, определенной методом группового запаздывания, получен важнейший результат, заключающийся в том,
что преобладающий (свыше 90%) вклад в ФФВ вносят флуктуации магнитного поля, т.е. альвенов-ские волны, распространяющиеся в короне Солнца [4]. Экспериментальное обнаружение альве-новских волн представляет несомненный интерес и стимулирует исследование ФФВ с использованием различных методик [9—18]. В частности, были определены характерные периоды ФФВ, их интенсивность, временные спектры, режим турбулентности, скорость движения неоднородностей магнитного поля. Анализ одновременных ФФВ на двух пунктах позволил получить данные о скорости альвеновских волн, которые в основном распространяются в направлении от Солнца и примерно в 30% случаев — в противоположном направлении.
В настоящей работе, которая фактически продолжает начатые в [9—18] исследования, привлекается большой объем данных, полученных в циклах экспериментов 1979, 1981, 1983, 1984 гг. В этих экспериментах измерения фарадеевского вращения были проведены с темпом 1 отсч./с. В разделе 2 представлены результаты корреляционной обработки данных одновременных измерений ФФВ на двух пунктах. По временному запаздыванию флуктуаций оценены скорости альвеновских волн на гелиоцентрических расстояниях 3—6Я3 (Я3 — радиус Солнца). В разделе 3 представлены значения спектрального индекса временных спектров ФФВ, описана методика поиска квазипериодических флуктуаций 5-мин диапазона с помощью спектрального и вейвлет-анализа. В разделе 4 анализируются возможности обнаружения и изучения низкочастотных альвеновских волн в сверхкороне Солнца путем фильтрации первичных данных и использовании вейвлет-преобразования.
2. КОРРЕЛЯЦИОННЫЙ АНАЛИЗ ФЛУКТУАЦИЙ ФАРАДЕЕВСКОГО ВРАЩЕНИЯ
Угол поворота плоскости поляризации Ф электромагнитной волны, измеряемый в сеансах поляризационного радиопросвечивания на наземных пунктах, может быть записан в виде [19]:
* = £/ N(1)3^(11, (1)
где Ф выражается в градусах, а частота волны — f в МГц, I — направление распространения; В1 — продольная компонента магнитного поля в гауссах, Аф = 1.35 х 10"6.
Возможность исследования распространения альвеновских волн в сверхкороне Солнца предоставляют данные о ФФВ, зарегистрированные одновременно на двух разнесенных на большое расстояние наземных пунктах. Несмотря на то
что расстояние между трассами распространения радиоволн в околосолнечной плазме было более 1000 км, временные спектры ФФВ, найденные по измерениям на двух пунктах, подобны друг другу, причем имеется сходство и в отдельных деталях. Этот вывод также следует из сравнения одновременных измерений ФФВ на двух пунктах [18]. Поскольку корреляция флуктуаций может быть достаточно сильной, это позволяет по кросскор-реляционной функции находить радиальную по отношению к Солнцу скорость Ук движения через трассу радиосвязи неоднородностей магнитного поля. Определяемая из кросскорреляционного анализа величина Ук является комбинацией трех компонент:
— скорости потоков солнечного ветра V, которые всегда движутся в радиальном направлении от Солнца;
— скорости перемещения квазипериодических флуктуаций Уа, которые считаются альвеновскими волнами и в общем случае их направление близко к вектору магнитного поля;
— скорости перемещения Vr лучевой линии зондирующих радиоволн относительно Солнца, которая на фазе сближения космического аппарата с Солнцем (фаза захода за Солнце) имеет противоположные скорости солнечного ветра направления, в то время как на фазе выхода эти направления совпадают.
Из данных радиозондирования околосолнечной плазмы сигналами космических аппаратов следует, что скорость солнечного ветра в рассматриваемом далее интервале гелиоцентрических расстояний 3—6Rs не превышает 80 км/с [20—23]. Скорость альвеновских волн существенно больше, и она может достигать нескольких сотен км/с [24].
В первом приближении на участке захода КА за Солнце Ук = V + Уа + VR, на фазе выхода Ук = = V + Уа — Vr. Так как флуктуационные эффекты пропорциональны суммарной скорости движения неоднородностей через линию визирования, может возникать асимметрия в радиальных зависимостях интенсивности ФФВ. Например, для гелиоцентрических расстояний R = 5Rs скорость солнечного ветра V = 75 км/с, Уа = 400 км/с, а скорость сближения (удаления) лучевой линии с Солнцем Vr = 45 км/с (типичные значения для орбит КА HELIOS в 1981, 1983 гг.), коэффициент асимметрии £ = (V + Vа + Vr)/(V + Vа — Vr) = 1.21. Если же Уа = 350 км/с, то коэффициент £ = 1.23. Таким образом, коэффициент £ чувствителен к скорости движения неоднородностей, имеющих волновой характер. Если скорость солнечного ветра может быть определена независимым способом,
то скорость альвеновских волн можно найти из соотношения
К = Р^Ук - V.
? — 1
Эта методика является дополнительным к крос-скорреляционному анализу способом оценки скорости альвеновских волн.
Исходной информацией для проведения кросс-корреляционного анализа и определения скорости альвеновских волн являлись массивы одновременных измерений угла поворота плоскости поляризации Ф(г) в двух пунктах с временем усреднения 1 с. Значения ФФВ ф(г) определялись путем вычитания из измеренных значений Ф медленно меняющейся компоненты — тренда, который аппроксимировался полиномом первой или второй степени на участке наблюдений, подвергавшемся обработке.
Кросскорреляционная функция К(т) (т — временно) е запаздывание) рассчитывалась по формуле
{ФЛгШг + т))
K (т ) —
а\U2
(2)
где ф1>2 — измеряемые в наземных пунктах 1 и 2 ФФВ, а1, а2 — среднеквадратичные величины ФФВ, угловые скобки означают усреднение по времени. Наличие четко выраженного максимума в кросскорреляционной функции означает существование упорядоченного движения неоднородно-стей через трассу распространения. По положению максимума на временной оси тт и по известному расстоянию АЯ между трассами в месте их наибольшего приближения к Солнцу можно найти составляющую скорости переноса неоднородностей через трассу радиосвязи, равную
К, = (3)
тт
Значения АЯ в рассматриваемых здесь сеансах изменялись в пределах 1300—2100 км.
Определим связь между скоростью Ук и составляющими альвеновской скорости Уа. Аргумент кросскорреляционной функции ФФВ, измеренных в двух разнесенных пунктах, в предположении изотропии энергетического спектра магнитной турбулентности может быть представлен в виде
[АЯ — (У ± УаЯ)т]2 + [Ау — (У ± Уау)т]2, (4)
где УаЯ и Уау — составляющие скорости альве-новских волн в плоскости, перпендикулярной лучу зрения, УаЯ — радиальная компонента, Уау — компонента, перпендикулярная к радиальному направлению и лучу зрения, Ау — расстояние между трассами распространения по направлению у в месте их наи
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.