научная статья по теме ИДЕНТИФИКАЦИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ИСТОЧНИКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО ИЗОБРАЖЕНИЯМ СОЛНЦА В ВУФ ДИАПАЗОНЕ СПЕКТРА Космические исследования

Текст научной статьи на тему «ИДЕНТИФИКАЦИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ИСТОЧНИКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО ИЗОБРАЖЕНИЯМ СОЛНЦА В ВУФ ДИАПАЗОНЕ СПЕКТРА»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2015, том 53, № 1, с. 51-62

УДК 523.62:523.9-739

ИДЕНТИФИКАЦИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ИСТОЧНИКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО ИЗОБРАЖЕНИЯМ СОЛНЦА В ВУФ ДИАПАЗОНЕ СПЕКТРА

© 2015 г. В. А. Слемзин1, Ю. С. Шугай2

1 Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва 2 Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ им. М.В. Ломоносова

slem@lebedev.ru Поступила в редакцию 24.03.2014 г.

Рассмотрены методы локализации корональных источников солнечного ветра (СВ), таких как ко-рональные дыры, квазистационарные потоки из активных областей и транзиентные источники, связанные с мелкомасштабными активными явлениями, по ВУФ изображениям короны при низкой солнечной активности в период начала 24-го солнечного цикла (2010 г.). Показано, что профиль скорости СВ может быть рассчитан по относительным площадям корональных дыр (КД) в центральной части диска по изображениям в диапазонах 193 и 171 А. Изображения в 193 А хорошо описывают геометрию больших КД, являющихся источниками быстрого СВ. Изображения в 171 А лучше передают мелкие КД, по которым с большей точностью (до 65 км/с) рассчитывается профиль медленной компоненты СВ. По данным Hinode/EIS от 15.X.2010, с помощью метода допплеров-ской спектроскопии в основании стримера над активной областью 11112 локализован источник исходящего потока плазмы со средней скоростью 17 км/с, находящийся в области магнитного поля с напряженностью менее 200 Гс. По оценке, плотность потока плазмы из этого источника на порядок больше величины, необходимой для объяснения различия между расчетным и измеренным профилями скорости медленного СВ. Для выявления транзиентной составляющей СВ от мелкомасштабной вспышечной активности проведен анализ параметров СВ для периодов вспышек, сопровождавшихся корональными выбросами массы (КВМ), и периодов без вспышек по данным, полученным в 2010 г. со спутников ACE, GOES и коронографов на КА STEREO-A и B. Показано, что ионные соотношения С+6/С+5 и О+7/О+6 и средний заряд ионов Fe для периодов со вспышками были смещены в сторону больших значений, что предполагает наличие горячей компоненты СВ, связанной со вспышечной активностью. Подтверждена заметная корреляция максимального заряда ионов Fe с пиковой мощностью вспышки, ранее наблюдавшаяся для вспышек более высокого класса. Средняя величина плотности потока СВ в периоды вспышек оказалась на 30% выше, чем в периоды без вспышек, что, возможно, связано также с ростом потоков от других источников при повышении уровня солнечной активности. На примере серии вспышек 13—14.X.2010 высказано предположение, что транзиентные потоки СВ от слабых вспышек при низкой солнечной активности могут проявляться в виде межпланетных КВМ-транзиентов.

DOI: 10.7868/S0023420615010070

1. ВВЕДЕНИЕ

Качество моделей, использующихся для прогнозирования параметров СВ в межпланетной среде в значительной степени определяется возможностями идентификации источников СВ в солнечной короне и предсказания параметров соответствующих компонент СВ по характеристикам источников. В настоящее время для прогнозирования СВ используются модели, основанные на расчетах магнитного поля в потенциальном приближении, например, модель ^&^-8Иее1еу-Лг§е [1, 2]), полуэмпирическая модель Есе-

левича, Файнштейна и Руденко [3], в которых в качестве источников СВ рассматриваются области открытого магнитного поля на поверхности Солнца, которые ассоциируются с корональны-ми дырами (КД). Исходными данными в этих моделях являются карты фотосферного магнитного

поля, построенные по данным наземных наблюдений на солнечных обсерваториях Вилкокс (WSO, http://wso.stanford.edu/), Китт Пик (Kitt Peak, http://solis.nso.edu), глобальной сети солнечных обсерваторий ГОНГ (GONG, http:// gong.nso.edu/). Расчет проводится с использованием потенциальной модели коронального магнитного поля от поверхности Солнца до поверхности источника (обычно 2.5 солнечного радиуса) и эмпирического соотношения скорости потока с фактором расширения магнитного поля. Эти модели дают высокую вероятность предсказания геоэффективных событий, связанных с квазистационарными высокоскоростными потоками, однако, рассчитанные профили скорости СВ во многих случаях расходятся с данными измерений вблизи Земли на спутниках ACE (приборы SWEPAM [4],

51

4*

SWICS и SWIMS [5]) или WIND (прибор SWE [6]) на величину порядка 100 км/с.

Точность моделирования скорости медленной компоненты СВ, которая образует фоновую среду, в которой распространяются спорадические потоки СВ, очень важна для прогнозирования геомагнитных возмущений, связанных с коро-нальными выбросами массы (КВМ). При движении КВМ в гелиосфере происходит разгон или торможение возмущения в зависимости от соотношения начальной скорости КВМ со скоростью фонового СВ. По данным работы [7], указанная выше неопределенность в расчетной скорости фонового СВ приводит к ошибке во времени прихода КВМ к Земле, рассчитываемого с помощью МГД-модели WSA + ENLIL [8], порядка 0.51 дня. Как следует из результатов работы [9], усовершенствование методов расчета распространения СВ в гелиосфере не дает улучшения точности прогноза СВ вблизи Земли по сравнению с простой баллистической моделью, так как основная погрешность определяется точностью расчета магнитного поля в короне.

Существует другой подход к моделированию СВ, основанный на локализации корональных источников СВ по изображениям Солнца в рентгеновском или вакуумно-ультрафиолетовом (ВУФ) диапазоне спектра. В экспериментах на станции СКАЙЛЭБ в 1970-х годах [10, 11] была установлена связь между низкоширотными КД, идентифицируемыми по изображениям в ВУФ и рентгеновском диапазонах длин волн, и высокоскоростными потоками СВ, и было показано, что максимальные скорости рекуррентных потоков СВ, превышающих 420 км/с, находятся в линейной зависимости от площадей низкоширотных КД. В работах [12, 13] был развит метод прогнозирования геомагнитных бурь, вызываемых рекуррентными высокоскоростными потоками СВ, в котором для моделирования параметров СВ использовались площадь и положение КД, определяемые по рентгеновским изображениям солнечного диска в телескопе SXI на спутнике GOES-12 [14, 15] и в ВУФ канале 195 А телескопа SOHO/EIT [16], а также знак магнитного поля в КД. В периоды слабой спорадической активности точность предсказания значений геомагнитного индекса Dst составляла порядка 30%, при этом время начала бури определялось с погрешностью ±2 дня. В работе Обридко и соавторов [17] было найдено, что в периоды умеренной солнечной активности коэффициент корреляции скорости СВ, превышающей 500 км/с, с контрастом КД в ВУФ линии 284 А телескопа SOHO/EIT составляет 0.7-0.89.

Использование ВУФ изображений для моделирования СВ имеет следующие преимущества по сравнению с методами моделирования по маг-

нитному полю. Во-первых, распределение яркости излучения корональных структур дает информацию о геометрии потенциальных источников СВ с более высоким пространственным и временным разрешением. Во-вторых, анализ изображений в разнотемпературных спектральных линиях позволяет использовать для идентификации источников СВ не только их геометрию, но и физические характеристики — плотность, температуру плазмы и обилия ионов, от которых зависит ионный состав СВ (концепция "вмороженного" состояния [18]). Важно отметить, что основная компонента СВ — медленный ветер со скоростью менее 450 км/с, по ионному составу (средний заряд ионов железа, отношение плотностей ионов O7+/O6+ и C6+/C5+) соответствует источникам с температурой порядка 1—3 МК, то есть корональным структурам с максимумом излучения в ВУФ области спектра.

С появлением ВУФ спектрометров высокого разрешения SUMER [19], CDS [20] и UVCS [21] на КА SOHO, а также спектрометра EIS на спутнике Hinode [22], был развит метод доплеровской спектроскопии, с помощью которого были обнаружены потоки плазмы, исходящие из небольших участков на границах активных областей и близлежащих низкоширотных КД [23]. В [24, 25] было показано, что такие потоки создают в короне характерные лучевые структуры, наблюдаемые с помощью широкопольных ВУФ телескопов типа СПИРИТ [26], ТЕСИС [27], SWAP [28], являющиеся признаками формирующихся потоков СВ. Такие структуры образуются из открытых магнитных трубок одинаковой полярности, возникающих над нейтральными линиями, не связанными с гелиосферным токовым слоем (псевдостримеры [29] или "цепочки стримеров" [30]).

Квазистационарные источники в активных областях не могут быть основным типом источников медленного СВ в период солнечного минимума. Обзор данных спектрометра EIS за период 2008-2011 г. (http://solarb.mssl.ucl.ac.uk/SolarB/ SearchArchive.jsp) выявил 15 потенциальных источников. С учетом того, что измерения прибором EIS проводятся выборочно в небольшом поле зрения, их может быть в 2-3 раза больше, т.е. ~10 источников в год. Эта цифра, примерно, соответствует числу активных областей, наблюдавшихся за этот период.

В периоды, когда активные области на диске отсутствуют, СВ генерируется КД и, возможно, другими типами источников в районах спокойных областей Солнца. В работе [31] было высказано утверждение, что в период глубокого солнечного минимума заметную роль в формировании СВ играют участки вне пояса стримеров, распределенные по всей поверхности Солнца. В частности, транзиентные потоки СВ могут производиться

мелкомасштабной солнечной активностью в форме маломощных микровспышек и слабых КВМ. В идеальном случае эти явления должны возникать в виде последовательной временной цепи событий: вспышка—КВМ—межпланетный КВМ (МКВМ), однако возможность их регистрации и локализации зависит от силы события, от чувствительности приборов и метода отождествления.

По данным каталога CACTUS (http:// sidc.oma.be/cactus), в 2010 г. по изображениям с коронографов на КА STEREO-A и B было идентифицировано 1169 КВМ и 356 слабых потоков ("flows"), часть которых может быть остатками от предыдущих КВМ. Общее число вспышек, зафиксированных в каталоге КА STEREO-A и B [32], составило 565. В этот же период приборы на КА STEREO зафиксировали всего 84 МКВМ и 58 МКВМ-подобных (

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Космические исследования»