КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 1, с. 3-9
УДК 550.385
ПЕРЕМЕЖАЕМОСТЬ ФЛУКТУАЦИЙ ПЛОТНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА И ЕЕ СВЯЗЬ С РЕЗКИМИ СКАЧКАМИ ПЛОТНОСТИ
© 2008 г. М. О. Рязанцева1' 2, Г. Н. Застенкер1
1 Институт космических исследований РАН, г. Москва 2Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ
Поступила в редакцию 27.06.2007 г.
В данной работе проводилось исследование турбулентных свойств плазмы солнечного ветра, а именно, перемежаемости флуктуаций потока ионов солнечного ветра в ранее неисследованной области сравнительно высоких частот (0.01-1 Гц). Особое внимание уделено сопоставлению перемежаемости для интервалов наблюдений солнечного ветра, содержащих резкие (короче 10 мин) и большие по амплитуде (более 20%) скачки потока ионов, и для интервалов, не содержащих такие скачки. Получено, что интервалы наблюдений солнечного ветра, содержащие резкие скачки потока, являются существенно более перемежаемыми, чем интервалы спокойного солнечного ветра. Подобное сопоставление позволяет выявить фундаментальную разницу в турбулентных свойствах солнечного ветра в зависимости от наличия или отсутствия резких границ плазменных структур.
PACS: 52.35.Mw; 96.50.Ci
1. ВВЕДЕНИЕ
Параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля флуктуируют на различных пространственных и временных масштабах, что позволяет рассматривать солнечный ветер в качестве турбулентной среды. Турбулентность является неотъемлемой чертой солнечного ветра [1]. Было показано, что в солнечном ветре существует каскад флуктуаций различных масштабов, и, что флуктуации малых масштабов и малых амплитуд могут быть нестационарными, и являются проявлениями текущей турбулентности солнечного ветра.
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 [2].
Турбулентность в солнечном ветре обладает перемежаемостью [3] и носит фрактальный характер [4-5]. Перемежаемостью называют свойство среды, при котором участки с высокой вариабиль-ностью параметров сменяются спокойными участками, и, как следствие, функция распределения (PDF) амплитуд флуктуаций того или иного параметра имеет негауссову форму (более ярко выражены хвосты распределения).
Вариации параметров солнечного ветра являются самоподобными (Гауссова функция распределения амплитуд флуктуаций) для больших масштабов (часы); а на меньших масштабах (минуты)
PDF амплитуд флуктуаций в солнечном ветре становятся все более и более "острыми" [6-8]. Подобный вид функции распределения ясно свидетельствует о присутствии перемежаемости.
Распределения такого вида имеют более ярко выраженные хвосты, чем в Гауссовом распределении, что означает, что события с большой амплитудой имеют большую вероятность наблюдения, чем в нормальном распределении (просто присутствие вариаций различных масштабов привело бы к нормальному распределению). Таким образом, так как PDF не являются Гауссовыми на всех масштабах, классический спектральный анализ не подходит для полного описания статистики флуктуаций, ибо в его основу положено использование второго момента распределения.
Вследствие этого, для рядов флуктуаций такого типа необходимы оценки моментов более высоких порядков. В работе [9] показано, что негауссово поведение PDF флуктуаций скорости солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на малых масштабах может быть представлено как свертка Гаус-сианов, распределенных по логнормальному закону. В работе [10] авторы использовали метод локальных измерений перемежаемости, основанный на вейвлет- разложении, для выделения из временшго ряда отдельных перемежаемых событий. В работе [6] исследовалась перемежаемость турбулентности во внутренней гелиосфере, с использованием данных наблюдений на спутнике Helios 2. Было показано, что высокоскоростной солнечный ветер, для которого характерен высокий уровень турбулентности, обладает низким уровнем перемежаемости.
Низкоскоростной солнечный ветер [11-12], напротив, обладает высоким уровнем перемежаемости. В работе [11] авторы показали, что наиболее преме-жающиеся структуры в солнечном ветре возникают в областях поворота направления магнитного поля. В работе [13] на большой статистике показано, что уровень перемежаемости флуктуаций скорости и магнитного поля солнечного ветра может заметно меняться в зависимости от фазы солнечного цикла.
В данной работе, в отличие от большинства описанных выше, рассмотрено турбулентное поведение потока, а именно перемежаемость флуктуа-ций потока ионов солнечного ветра, отражающих, в первую очередь, флуктуации плотности плазмы. В связи с использованием данных измерений с высоким временным разрешением мы смогли продвинуться в область меньших временных масштабов (до 1 с), которые ранее для плазменных параметров не были изучены. Также было проведено сравнение степени перемежаемости для интервалов спокойного солнечного ветра, и интервалов содержащих большое количество резких границ его мелко- и средне-масштабных структур.
Наличие подобных границ является важным свойством солнечного ветра, которому до недавнего времени уделялось недостаточное внимание. Резкие границы часто проявляются в наблюдениях на орбите Земли в виде быстрых (короче 10 мин) и больших по амплитуде (более 20%) изменений (возрастаний или спадов) потока ионов солнечного ветра. Толщина таких резких границ обычно составляет несколько тысяч км, а в отдельных случаях может быть столь малой как несколько сотен км. Детальный анализ свойств и основных черт таких резких изменений потока ионов солнечного ветра представлен в наших работах [14-17].
Одной из важных особенностей подобных явлений является то, что резкое изменение потока ионов сопровождается в большинстве случаев лишь небольшим изменением скорости солнечного ветра. Таким образом, эти резкие границы являются, преимущественно, изменениями плотности солнечного ветра, стационарными относительно окружающей плазмы, и этим они отличаются от межпланетных ударных волн.
Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные (более 30°) отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце-Земля. Изменения межпланетного магнитного поля на подобных границах антикоррелируют с изменениями плотности, причем в большинстве случаев баланс давлений (т.е. сумма теплового и магнитного давлений) на границе сохраняется, т.е. они являются хорошо известными тангенциальными разрывами [18]. Однако, в значительном количестве случаев наблюдается нарушение баланса давлений, так что подобные явления нельзя отнести ни к одному из из-
вестных типов магнитогидродинамических разрывов. Природа рассматриваемых резких границ скачков пока не ясна; возможно, что формирование подобных устойчивых границ является результатом возникновения электростатического барьера на разрыве плотности плазмы [19].
Геоэффективность сравнительно медленных изменений плотности солнечного ветра хорошо изучена (например [20]). Резкие изменения динамического давления, наблюдающиеся на указанных выше границах, могут являться причиной подобных им быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере [21].
Исследованные нами резкие границы плазменных структур наблюдаются преимущественно в медленном или среднескоростном солнечном ветре, имеющем высокую плотность [22]. Эти явления неравномерно распределены по шкале времени. Отдельные длительные (часы) интервалы содержат большое количество подобных событий, другие совсем не содержат или содержат очень малое их число. Такая разница может быть связана с различными условиями формирования того или другого участка солнечного ветра. Одним из способов подтвердить эту гипотезу является определение характеристик турбулентности солнечного ветра для участков, содержащих резкие границы и не содержащих таковых.
2. ПЕРЕМЕЖАЕМОСТЬ ФЛУКТУАЦИЙ ПОТОКА ИОНОВ НА РАЗЛИЧНЫХ
ВРЕМЕННЫ Х МАСШТАБАХ
Исследование турбулентных характеристик солнечного ветра, а именно, перемежаемости, проводилось на базе анализа поведения функций распределения вероятностей амплитуд флуктуаций потока ионов на различных временных масштабах. В основу работы легли систематические измерения в 1996-1999 гг. с временным разрешением не менее 1 с потока ионов солнечного ветра. с помощью прибора ВДП [23] на российском высокоапогейном спутнике ИНТЕРБОЛ-1 [24].
На рис.1а представлен пример флуктуаций потока ионов на 4-х часовом временном интервале. Эти флуктуации являются хаотическими с большим разнообразием частот и амплитуд. Как было показано в работе [25] на большой статистике по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 относительное среднеквадратичное отклонение потока ионов солнечного ветра составляет, в среднем, 3-9% в зависимости от временного разрешения измерений.
Для изучения перемежаемости флуктуаций потока ионов солнечного ветра были отобраны интервалы длиной не менее 24 часов. Интервалы отбирались таким образом, чтобы солнечный ветер, наблюдающийся в них, содержал вариации различных временных масштабов, но не содержал резких гра-
Поток, 108 см 2 с 1 14
(a) 28.VII.1998
12
10
8 6
25 г
20
15
10
Т 17.IV.1999
A Z
14.00 15.00 16.00 17.00 18.00 02.00 03.00 04.00 05.00 06.00
ит
Рис. 1. Примеры 4 часовых интервалов флуктуаций потока иоиов солнечного ветра, не содержащих резких скачков (панель а) и содержащих резкие скачки потока ионов солнечного ветра (панель б): (1 - резкие увлечения потока, 2 - резкие уменьшения).
ниц плазменных структур. Ниже для краткости мы будем называть эти интервалы спокойными. Во всех отобранных интервалах скорость солнечного ветра не превышала 450 км/с. Для дальнейшего анализа отобранные интервалы соединялись в непрерывный ряд данных. Для полученного ряда данных были построены временны е ряды флуктуаций потока ионов солнечного ветра вида: 8Flux(t, т) = Flux(t + т) -- Flux(t), соответственно для различных временных масштабов вариаций т равных от 1 с до
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.