УДК 523.62-337+523.62-726
ГЕЛИОСФЕРНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И ЕГО СВЯЗЬ С ТЕМПЕРАТУРОЙ, ПЛОТНОСТЬЮ И СКОРОСТЬЮ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ: ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ СВИДЕТЕЛЬСТВА
© 2014 г. Н. С. Свиржевский, Г. А. Базилевская, А. К. Свиржевская, Ю. И. Стожков
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва svirzhev@fian.fiandns.mipt.ru Поступила в редакцию 27.03.2013 г.
По суточным и часовым данным о параметрах солнечной плазмы на орбите космического аппарата Улисс и на 1 а.е. показано существование простой связи между температурой и плотностью плазмы и гелиосферным магнитным полем (ГМП). Предложено математическое выражение, связывающее ГМП с температурой и плотностью плазмы. Приведены коэффициенты корреляции и уравнения регрессии между величинами измеренного и вычисленного магнитных полей за 1990—2009 гг. по данным КА Улисс и за 2003—2010 гг. по данным ОМНИ на 1 а.е. По часовым данным ОМНИ2 и Улисса показано, какую роль в формировании пиков в магнитном поле играют плотность, температура и высокоскоростные потоки солнечного ветра.
Б01: 10.7868/80023420614010087
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящей работе рассмотрена возможность описания магнитного поля в гелиосфере с помощью локальных параметров гелиосферной плазмы — температуры Т и плотности п. Экспериментальной базой для работы послужили данные, полученные на КА Улисс, которые позволяют определить связь между ГМП и параметрами плазмы на различных гелиоширотах и расстояниях от Солнца и в различные фазы солнечной активности.
Гелиосферное магнитное поле является важнейшей характеристикой гелиосферы. Гелио-сферное магнитное поле и потоки корональной плазмы — солнечный ветер — контролируют доступ галактических космических лучей внутрь ге-лиосферы, определяют магнитосферы планет и физику магнитосферных явлений, формируют саму структуру гелиосферы на границе с межзвездной средой. Измерения на Улиссе показали, что и в трехмерной гелиосфере паркеровская спиральная модель ГМП [1] может служить хорошим первым приближением при описании пространственного поведения крупномасштабного магнитного поля. Измерения подтвердили (с некоторыми уточнениями) спиральную конфигурацию направлений ГМП с близкими к гауссовым распределениями около средних паркеровских углов [2]. Подтвердилось предположение Паркера о том, что радиальная компонента поля Бг не зависит от гелиошироты. Это показало сравнение величины Бг, измеренной на Улиссе в интервале ге-
лиоширот 7°—80°, с той же компонентой поля, измеренной на 1МР-8 около гелиоэкватора [3].
Отсутствие широтного градиента в величине \БГ\ поставило вопрос о существовании объемных токов в гелиосфере [4]. Сложные проблемы существования системы объемных токов в солнечной короне и в гелиосфере находятся в настоящее время в состоянии обсуждения [5]. Расчеты МГД для ряда задач предполагают существование объемных токов и связанного с ними широтного градиента \БГ\. В качестве примеров таких расчетов можно привести часто цитируемые работы [6] по моделированию образования стримера и нейтрального токового слоя в районе гелиоэкватора и [7] по моделированию полярной корональной дыры. Но наличие широтного градиента \БГ\ противоречит наблюдениям Улисса. По мнению авторов [8], отсутствие широтного градиента \БГ\ свидетельствует о том, что гелиосферные токи протекают только в тонком токовом слое.
Трехмерная система (плотности) токов в гелиосфере для паркеровского спирального поля была получена П. Колменом [9] из рассмотрения уравнения Максвелла го1Б = (4я/с),1 Паркеров-ское поле не является потенциальным, что автоматически предполагает существование объемных токов. Из решения [9] следует зависимость
Вг <х 1 г2, заложенная в уравнения Паркера для поля, и отсутствие широтного градиента в Вг, установленное в измерениях Улисса.
2
17
В данной работе также предполагается, что объемные токи в гелиосфере существуют, а магнитное поле в гелиосфере может быть представлено в виде:
ЯрасЧ = KnfT + Bo, (1)
где n и Т — плотность и температура плазмы, K и B0 — параметры, которые определяются из эксперимента. Оставляя на будущее рассмотрение физических соображений в пользу приведенного соотношения (1) для магнитного поля, мы хотим
пояснить, что выражение Kn4T может быть представлено в виде величины K'I, пропорциональной току I. Так как в системе координат, связанной с солнечным ветром, средняя тепловая скорость частиц плазмы v = ^(v^ = VkT/m <х 4T
(при максвелловском распределении частиц по скоростям), а плотность плазмы n есть одновременно и плотность заряда, то n-JT ж nv = j, где j — плотность тока. Если коэффициент K представить в виде K = KS, где Sимеет размерность площади, то Kn4T = K'Sj = K'I. Тогда выражение (1) можно переписать в виде суммы Врасч = K'I + В0, состоящей из величины K'I, пропорциональной току, и некоторого поля B0.
Заметим, что связь между магнитным полем и температурой и плотностью солнечного ветра не следует из существующих в настоящее время представлений о физических явлениях в межпланетном пространстве и не обсуждалась в литературе. Кинетическая температура и плотность плазмы, которые относятся к основным характеристикам плазмы и измеряются на всех спутниках и КА, в последующем практически выпадают из рассмотрения при обсуждении физических процессов в гелиосфере.
При просмотре данных Улисса по магнитному полю можно сделать вывод, что поле вдоль орбиты КА состоит из двух частей — некоторого фонового магнитного поля, зависящего от радиального расстояния, и магнитных пиков. Продолжительность пиков обычно составляет 3—4 суток, а величина поля в них в 5—10 раз превышает величину фонового поля. Происхождение пиков связывают с коротирующими (вращающимися вместе с Солнцем) районами взаимодействия (CIRs-corotating interaction regions)). В качестве хорошего примера ряда CIRs приводится ряд, зарегистрированный Улиссом в 1992—1993 гг. [10].
В паркеровской модели ГМП из-за высокой температуры солнечной короны, и связанной с этим высокой электрической проводимости плазмы, магнитное поле вморожено в солнечный ветер и выносится в гелиосферу из тех же областей короны, что и солнечный ветер. Совместный анализ данных Улисса и SOHO (расположенного в
лагранжевой точке Ь1) со всей определенностью показал, что есть два источника солнечного ветра — приэкваториальный пояс закрытых корональных структур (стримеров), сквозь которые плазма просачивается в космическое пространство, образуя медленный ветер, и корональные дыры, откуда вытекает высокоскоростной ветер [11]. При этом температура короны в источнике медленного солнечного ветра значительно выше, чем в источнике высокоскоростного ветра — корональной дыре. Магнитное поле в медленном ветре образуется в поясе корональных стримеров и регистрируется вблизи токового слоя. Магнитное поле, вмороженное в быстрый солнечный ветер, образуется в корональных дырах и в минимумах солнечной активности заполняет ~60% гелиосферы. Небольшой вклад в общее поле в гелиосфере (по оценкам до 5%) вносит петлеобразное магнитное поле выбросов корональной массы.
Коротирующие районы взаимодействия возникают в секторной зоне, когда медленные и быстрые потоки солнечного ветра существуют на одних и тех же гелиоширотах (но разных гелио-долготах). В результате взаимодействия этих потоков образуются области сжатия с повышенной плотностью и температурой плазмы [12] и пиками в магнитном поле. С1Кз обычно уже хорошо развиты на расстояниях меньше 1 а.е. [13]. На расстояниях 2—5 а.е. характерной особенностью С1Кз (и магнитных пиков) является их периодичность — 1 С1Я за солнечный оборот, что связано с тем, что быстрый ветер из корональной дыры пересекается космическим аппаратом 1 раз за солнечный оборот. МГД моделирование образования С1Кз в гелиосфере на расстояниях до 5 а.е. выполнено в [14]. Моделирование ограничивается рассмотрением образования прямой и обратной ударной волны; температура плазмы и магнитное поле в области С1Я, как результаты вычислений, в [14] не приводятся. Роль плотности и температуры в образовании пиков в магнитном поле, по базам часовых данных Улисса и ОМНИ2, кратко обсуждается в настоящей работе.
На Улиссе впервые были измерены скорость солнечного ветра и напряженность магнитного поля в гелиосфере на высоких широтах в периоды минимумов и максимумов солнечного цикла, что очень важно для понимания модуляции галактических космических лучей. Неожиданным результатом этого эксперимента является открытие нестабильности глобального магнитного поля в гелиосфере. Измерения Улисса показали, что на фазе спада солнечной активности и в минимуме
24-го цикла (2006—2009 гг.) величина г2Бг в гелиосфере была примерно на 30% меньше, чем в соответствующий период предыдущего солнечного цикла (1994—1996 гг.) [15]. Уменьшение напряженности ГМП привело в 2009 г. к необычно вы-
Зависимость параметров К и В0 от расстояния г до Солнца
г, а.е. 1 1-2.5 2.5-5.4
К 0.002 0.003 0.006
В0, нТл 1.5 0.6 0.2
сокому уровню интенсивности галактических космических лучей и к изменению их спектра в интервале 0.1—2 ГэВ [16, 17].
2. СРАВНЕНИЕ ГМП НА ОРБИТЕ КА Улисс С ВЫЧИСЛЕННОЙ ВЕЛИЧИНОЙ Врасч
Задача данной работы заключается в том, чтобы показать, что магнитное поле в гелиосфере на расстоянии 1—5.4 а.е. может быть представлено в виде (1), где п и Т — плотность и температура плазмы, а К и В0 — параметры, которые определяются из эксперимента. Критерием для выбора параметра К служила величина коэффициента корреляции Я между Врасч и измеряемым на КА Улисс магнитным полем ВУлисс для годовых массивов суточных данных. Из уравнения (1) и уравнения регрессии 5расЧ = а + й2БуЛисс было получено выражение для определения В0:
В = а, + а2(ВуЛисС) - К(п)(^т),
в котором использовались средние за год значения наблюдаемого магнитного поля, а также плотности и температуры плазмы. Величина па-
раметров К и В0 в зависимости от расстояния до Солнца показана в таблице.
Источниками данных по полям и плазме являются база данных КА Улисс (http://helio.es-tec.esa.nl/ulysses/archve/) и базы данных ОМНИ и ОМНИ2 на 1 а.е. (http://www.omniweb.gsfc.nasa.gov).
На КА Улисс за 19 лет работы (XI. 1990— VI.200
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.