нениями с ММП [Hoeksema and Scherrer, 1986; Obridko and Shelting, 1999a,b]. Многочисленные сопоставления расчетов магнитного поля с циклическими вариациями крупномасштабной активности, с корональными выбросами массы [Ivanov et al., 1999; Ivanov and Obridko, 2001], со структурой и поляризацией короны, положением корональных дыр в областях открытого магнитного поля [Obridko and Shelting, 1999a], знаками магнитного поля в секторной структуре [Obridko and Shelting, 1999b], геомагнитными возмущениями [Obridko and Shelting, 1992] показывают, что в целом система расчетов, опирающаяся на потенциальное приближение и концепцию постоянной сферически-симметричной поверхности источника, пригодна для расчетов структуры поля.
Однако величина BXE, рассчитанная на основе стандартного закона расширения г~2, оказалась гораздо меньше, чем непосредственно измеренная [Obridko et al., 1996]. В работе [Обридко и др., 2004] сделана попытка объяснить это расхождение введением закона расширения с показателем, несколько меньшим, чем 2. Попытки исправить ситуацию с помощью изменений схемы расчетов (концепция радиальности поля в фотосфере, перенос поверхности источника на другую высоту, введение двух поверхностей источника) принципиально не улучшили эту ситуацию. Природу отличия среднего масштаба расчетного и измеренного поля в гелиосфере нужно искать в другом, поэтому пришлось вновь обратиться к достоверности измеренных в фотосфере магнитных полей. При этом в качестве тестов величины можно использовать как ММП, так и вариации галактических космических лучей.
В работе [Обридко и др., 2006] с единой точки зрения проанализированы все общепринятые в настоящее время схемы расчетов и используемые базы исходных данных. Показано, что все эти предположения и ограничения не могут исказить общую структуру и зависимость от цикла как солнечных, так и межпланетных данных. В то же время измеренные на Солнце значения занижены как следствие насыщения сигнала магнитографов. Показано, что поправка должна зависеть как от гелиоцентрической широты наблюдения, так и от фазы солнечного цикла. Предложена методика поправки, которая обеспечивает хорошее согласие рассчитанных и измеренных значений. Созданная база данных позволяет производить количественный расчет магнитных полей в солнечном ветре вблизи Земли.
В дальнейшем, в работе [Белов и др., 2006], на основе данных работы [Обридко и др., 2006] для длительного периода (1976-2004 гг.) за каждый день было рассчитано солнечное магнитное поле BS в геометрической точке проекции Земли на поверхность источника солнечного ветра. Эти дан-
ные сопоставлялись со среднесуточными значениями скорости солнечного ветра и различными компонентами ММП у Земли. Статистический анализ выявил достаточно тесную связь между характеристиками солнечного ветра у Солнца и у Земли в периоды без значительных спорадических солнечных и межпланетных возмущений. Предложены численные эмпирические модели, позволяющие по наблюдениям солнечного магнитного поля вычислять скорость солнечного ветра, напряженность ММП, его продольную и ^-составляющие. Во всех этих моделях главную роль играет величина Б3. Показано, что в спокойные и относительно слабовозмущенные периоды на основе наблюдений солнечного магнитного поля можно прогнозировать изменения Ар-индекса геомагнитной активности на 3-5 дней вперед, причем качество такого прогноза выше, чем у существующих прогнозов, составляемых традиционными методами.
При этом пересчет вычисленных на поверхности источника значений магнитного поля Б3 к значениям в окрестности Земли (ВХЕ) осуществлялся, как и ранее, с помощью закономерности радиального расширения г-2. Согласно этому закону распределение величин магнитного поля вблизи Земли с точностью до постоянного масштабного множителя должно совпадать с распределением на поверхности источника.
Ситуация однако несколько сложнее. С одной стороны, в 84% всех дней знак В8 правильно определяет полярность ММП, а при достаточно больших величинах |В51 соответствие полярностей почти полное. Вместе с тем связь В8 и ВХЕ явно не линейна, а при малых величинах |В5| полярности часто смешиваются. Бросается в глаза, что близкие к нулю напряженности магнитного поля значительно чаще встречаются на поверхности источника, чем у Земли. Если сравнить распределения Б3 и ВХЕ по величине (см. рис. 4 в [Белов и др., 2006]) этот факт становится еще очевиднее. Распределение поля на поверхности источника одновершинное с центром тяжести в нуле, распределение же поля вблизи Земли явно двухвершинное с максимумами вблизи ±2.5 нТл. Из сравнения этих распределений следует, что слабые солнечные поля, как правило, не доходят до Земли. Возможно, частично это различие может быть объяснено меньшей точностью определения магнитного поля на поверхности источника в сравнении с точностью межпланетных измерений, но мы полагаем, что за этим различием стоят и более серьезные физические причины. Как уже не раз отмечалось [Обридко и др., 2004], сферическая поверхность источника со строго радиальным магнитным полем во всех точках - это не более чем абстракция. Реальное магнитное поле не может быть строго радиальным по всей сфере. Оно расширяется ниже поверхности источника и (в некоторых обла-
-20
Ву 20
-10/
2000 г.
20
-20
Рис. 1. Диаграмма соотношения измеренных среднечасовых значений Б^-Бу для 2000 года.
N 1000 900 800 700 600 500 400 300 200 100 0
2000 г.
[Ни.
-20-16-12-8 -4 0 4 8 12 16 20
BL, нТл
Рис. 2. Гистограмма распределения значений BL за 2000 год.
X
2.0
1.5 1.0
0.5 0
N(max1)/N(max2)
Синусоида
Полином
....................................
024680246802468024 777778888899999000
Годы
Рис. 3. График изменения отношений высот пиков гистограммы
1.0
0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0
N(0)/N(max1) N(0)/N(max2) Усредненная
..................................
1970 1974 1978 1982 1986 1990 1994 1998 2002
Годы
Рис. 4. Изменение отношения высоты гистограммы, соответствующей нулевому значению Б^, к высоте пиков гистограммы.
стях, например, над корональными дырами) не остается радиальным и выше этой поверхности. В этом процессе слабые поля могут замещаться более сильными, не всегда сохраняя первоначальную полярность.
Настоящая работа посвящена более подробному изучению этого эффекта. В частности, было интересно проверить не является ли этот эффект просто артефактом усреднения и не исчезает ли он при использовании, скажем, среднечасовых значений. Если же этот эффект существует реально, было интересно проверить как характеристики этого эффекта зависят от времени и фазы солнечного цикла.
2. ДИАГРАММА СООТНОШЕНИЯ ИЗМЕРЕННЫХ СРЕДНЕЧАСОВЫХ ЗНАЧЕНИЙ
В работе используются среднечасовые значения скорости солнечного ветра и характеристики ММП из базы данных OMNI (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/om-
niweb) за 35 лет (1970-2004 гг.). Поскольку в настоящей работе мы не использовали непосредственно солнечные данные, многие из ограничений, указанных в работах [Обридко и др., 2004, 2006; Белов и др., 2006], снимаются.
На рис. 1 показана диаграмма соотношения измеренных среднечасовых значений Бх-Бу для 2000 года. Заметно скопление точек в 1-й и 3-й четверти, что и соответствует традиционной модели с учетом того, что средняя скорость солнечного ветра близка к угловой скорости вращения спирали. Тем не менее довольно много точек находится во 2-й и 4-й четвертях, что вообще говоря, невозможно в рамках модели Паркера при любой скорости распространения. В принципе это возможно только, если допустить, что в основании солнечного ветра существует трансверсальная компонента, которая, к тому же, может поворачиваться в процессе распространения. Очевидно, что эти предположения противоречат классической модели спокойного солнечного ветра, но они могут реализоваться в нестационарных явлениях ти-
ABl, нТл 11 10 9 8 7 6 5
4
777778888899999000 Годы
Рис. 5. Изменение расстояния между пиками (ABL) со временем.
па корональных выбросов массы. Аналогичные отклонения от простой спиральной модели отмечены [Веселовским и Тарсиной, 2001]. Статистические свойства параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля изучались также в [Веселовский и др. 2000, 20006].
Еще одна странность рис. 1 состоит в том, что практически отсутствуют точки, где обе компоненты поля равны нулю, хотя по классической концепции обращение в нуль поля Б3 должно автоматически обращать в нуль обе компоненты ММП.
При отсутствии межпланетного взаимодействия в рамках классической модели радиальная составляющая поля В8 у Земли должно трансформироваться в поле, направленное вдоль спиральной силовой линии под углом у = агС^( ПЯЕ /Уш) к радиусу, где П - частота вращения Солнца, ЯЕ - среднее расстояние от Земли до Солнца, Уш - скорость солнечного ветра у Земли. Вычислим проекцию ММП у Земли на ожидаемую в соответствии с величиной Уш силовую линию: Бь = ВХЕсоз(у) + + БГЕ вт(у), (БХЕ и БГЕ - компоненты поля в плоскости эклиптики) и будем называть ее продольной составляющей ММП. Знаки компоненты БХЕ в последнем выражении выбраны так, чтобы положительным величинам Бь соответствовало направление от Солнца.
Гистограмма распределения вычисленных таким образом значений Бь за 2000 год показана на рис. 2. Видно, что использование среднечасовых значений не устранило двухвершинность гистограммы распределения Бь. Более того гистограмма стала шире и значения максимумов (пиков) на диаграмме среднечасовых значений соответствуют ±4.5 нТл. Важно отметить, что высота этих максимумов (тах1 и тах2) не одинакова, и их соотношение меняется со временем.
Для рассмотрения динамики пиков Бь построена картина изменения этих пиков относительно
друг друга и относительно нулевого значения. График изменения отношения ^(тах1)/ЭД(тах2) показан на рис. 3, здесь также показаны: черной сплошной линией - аппроксимирующий полином 6-й степени и пунктирной линией - синусоида с периодом ~17.25 лет. Очевидно, что в рамках ограниченной реализации период ~17 лет статистически неотличим от 20 лет, что в последние годы и составляет основной хейловский цикл.
Легко видеть, что максимальные
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.