АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2013, том 47, № 2, с. 141-155
УДК 523
СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ВЛИЯНИЯ РЕКУРРЕНТНЫХ ВЫСОКОСКОРОСТНЫХ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА НА РАДИАЦИОННОЕ СОСТОЯНИЕ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА В АПРЕЛЕ-ИЮЛЕ 2010 ГОДА1 © 2013 г. И. Н. Мягкова1, Ю. С. Шугай1, И. С. Веселовский1, 2, О. С. Яковчук1
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ, Москва 2Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 25.09.2012 г.
В работе проанализированы вариации потоков релятивистских и субрелятивистских электронов во внешнем радиационном поясе Земли, вызванные приходом рекуррентных высокоскоростных потоков солнечного ветра в течение трех последовательных оборотов Солнца. Рассматривался период с апреля по июль 2010 г., который связан с ростом потоков релятивистских электронов после того, как они достигали минимума в ноябре 2009 г.—январе 2010 г. Источником высокоскоростных потоков солнечного ветра были две корональные дыры различной полярности, геометрии и расположения относительно солнечного экватора. Подтверждена связь эффективности ускорения электронов до релятивистских энергий с амплитудой и длительностью высокоскоростных потоков солнечного ветра и геомагнитных возмущений, а также с волновой активностью в диапазоне 2—7 мГц, характеризуемой ИЬБ-индексом. Значимые возрастания потока релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли наблюдались для рассмотренного интервала времени при среднечасовой скорости потоков солнечного ветра выше 550 км/с и длительностью более 7 суток. Получено, что спектр электронов внешнего радиационного пояса Земли в рассматриваемый период времени был менее жестким при прохождении потоков солнечного ветра, источником которого была корональная дыра положительной полярности даже при амплитуде скорости солнечного ветра выше 550 км/с.
Б01: 10.7868/80320930X13020060
ВВЕДЕНИЕ
Одним из наиболее принципиальных вопросов в исследованиях, связанных с космической погодой (и солнечно-земной физики в целом), является вопрос о геоэффективности того или иного события. Геоэффективными принято называть события, оказывающие непосредственное влияние на радиационную, геомагнитную и электромагнитную обстановку в околоземном космическом пространстве (ОКП). Источники таких событий — это явления и процессы, происходящие на Солнце и в гелиосфере (см, например, статью Ьуа18ку и др., 2007 и ссылки в ней).
Одним из ярких примеров источников геоэффективных событий для квазистацинарных потоков высокоскоростного солнечного ветра, ответственных за рекуррентные геомагнитные возмущения и последующие вариации потоков и
1 Исследование выполнено при поддержке Министерства об-
разования и науки Российской Федерации, проект № 20121.2.2-12-000-1012-003 соглашение № 8705 "Разработка системы оперативного мониторинга радиационных условий в высокоширотных областях околоземного космического пространства".
спектров релятивистских электронов (РЭ) внешнего радиационного пояса Земли (ВРПЗ), являются корональные дыры (КД) (Nolte и др., 1976).
КД принято определять как области открытого униполярного магнитного поля (Levine, 1982, Wang и др., 1996). На изображениях диска Солнца в УФ- и рентгеновском диапазонах длин волн КД видны как темные области пониженной интенсивности, что объясняется низкими плотностью и температурой плазмы.
Известно, что существует устойчивая связь между прохождением низкоширотных КД по диску Солнца и регистрацией рекуррентных высокоскоростных потоков солнечного ветра (ВСП СВ) на околоземной орбите (Wang и др., 1990), поэтому наиболее перспективным видится прогноз рекуррентных потоков ВСП СВ, осуществляемый на основе наблюдений КД (Cranmer, 2002).
Что касается РЭ ВРПЗ, то исследования вариаций их потоков и спектров во время любых геомагнитных возмущений (не только экстремально сильных, но и слабых) на сегодняшний день остаются весьма актуальной задачей космической погоды. Данная проблема носит как фундаментальный, так
и прикладной характер, поскольку до сегодняшнего дня нет общепринятой теории ускорения электронов до релятивистских энергий в магнитосфере Земли, полностью описывающей основные экспериментально обнаруженные особенности вариаций потоков электронов ВРПЗ. С другой стороны, мониторинг радиационных условий в ОКП необходим для обеспечения безопасности пилотируемых космических аппаратов (КА) и искусственных спутников Земли (ИСЗ), в частности для предотвращения сбоев электронной аппаратуры на борту КА и ИСЗ при возрастании потоков РЭ ВРПЗ во время магнитных возмущений (Романова и др., 2005; Fennell и др., 2001).
Естественно, что более пристальное внимание к себе привлекают вариации ВРПЗ, возникающие в результате экстремальных магнитных бурь, связанных с корональными выбросами массы (см., например, Кузнецов и др., 2007; Ермолаев и др., 2005). Но следует подчеркнуть, что слабые геомагнитные возмущения от ВСП СВ с амплитудой Dst-вариации около —30 нТл становятся основным фактором, влияющим на радиационную обстановку в ОКП во время минимумов солнечной активности, когда частота вспышечных процессов на Солнце, а вместе с нею и корональных выбросов массы резко падет. Измерения на КА КОРОНАС-Фотон в 2009 г. показали, что после рекуррентных магнитных возмущений даже малой амплитуды, причиной которых являются квазистационарные ВСП СВ из КД, во ВРПЗ наблюдаются резкие (на два порядка и более) возрастания потоков РЭ (Денисов и др., 2011; Myagkova и др., 2011; Баринова и др., 2011).
Цель настоящей работы — рассмотрение влияния ВСП СВ, источником которых были проходившие по диску Солнца рекуррентные КД различной полярности, на вариации потоков и спектров электронов ВРПЗ в апреле—июле 2010 г. Состояние ВРПЗ в этот период времени являлось основным фактором, формировавшим радиационные условия в ОКП.
В работе были использованы ежедневные изображения Солнца, полученные с КА SDO/AIA (Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly) и PROBA2/SWAP (PRoject for OnBoard Autonomy/Sun Watcher with Active Pixels and Image Processing). Среднечасовые и среднесуточные значения параметров межпланетного магнитного поля (ММП) и солнечного ветра (СВ), измеренные на КА АСЕ (Advanced Composition Explorer) с приборами MAG, SWEPAM (Magnetic Field Experiment; Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor), а также вариации геомагнитных индексов — среднечасовые вариации Dst-, Kp- и АЕ-индексов — были взяты из базы данных Годдар-довского космического центра http://cdaweb.gsfc. nasa.gov. Информация о потоках электронов с
энергиями >600 кэВ и >2 МэВ брались по данным ИСЗ GOES-13 (The Geostationary Operational Environmental Satellite) — http://www.swpc.noaa.gov/ Data/goes.html.
КОРОНАЛЬНЫЕ ДЫРЫ, ИСТОЧНИКИ РЕКУРРЕНТНЫХ ВЫСОКОСКОРОСТНЫХ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ЗА ПЕРИОД С АПРЕЛЯ ПО ИЮЛЬ 2010 ГОДА
С апреля по июль 2010 г. на Солнце за один оборот существовали две КД различной полярности, которые были источником рекуррентных высокоскоростных потоков СВ с максимальными скоростями от 450 до 700 км/с на протяжении трех последовательных оборотов Солнца. Рассматриваемые нами две группы КД хорошо видны на рис. 1 на изображениях, полученных с космической обсерватории SDO/AIA в спектральном диапазоне с центром на длине волны 193 Ä (http:// sdowww.lmsal.com/suntoday/).
На рис. 1 слева представлены изображения КД отрицательной полярности, протянувшейся от северного полюса Солнца почти до экватора, за три последовательных оборота. Эту КД в дальнейшем мы будем обозначать СКД — "северная КД". Справа на рис. 1 расположены изображения с КД, протянувшейся от южного полюса через экватор в северное полушарие. Эту КД положительной полярности мы будем называть ЮЭКД — "южно-экваториальная КД". Для обозначения рассматриваемого оборота, из представленных трех, мы будем использовать номера от 1 до 3 (верхние изображения на рис. 1 получены для оборота 1, центральные — для оборота 2, а нижние — для оборота 3).
Для отслеживания прохождения КД по диску Солнца были рассчитаны значения площади КД по изображениям, полученным в УФ-диапазоне длин волн. Обычно для нахождения и расчета параметров КД берутся изображения на длинах волны 193, 195 Ä или 284, 211 Ä, где КД хорошо видны как самые темные области, и их интенсивность обычно отличается от интенсивности каналов волокон. Однако изображений, доступных для обработки с КА SOHO/EIT (SOlar and Heliospheric Observatory/Extreme ultraviolet Imaging Telescope) и с SDO/AIA, во время прохождения СКД1 через центральный меридиан, нет: fits-файлы "synoptic" с SDO/AIA, используемые нами для расчета площади КД, есть только с 13.05.2010 г., а данные с SOHO/EIT отсутствуют за период с 22.04.2010 г. по 03.05.2010 г.
Для получения необходимой информации было решено использовать изображения Солнца, полученные с КА PROBA2/SWAP в спектральном диапазоне с центром на длине волны 174 Ä (Berghmans и др., 2006; Halain и др., 2010). Эти
(а)
(б)
Рис. 1. Изображения, полученные с КА SDO/AIA на длине волны 193А. Верхний ряд слева — рекуррентная "северная" КД отрицательной полярности (а) и справа — "южно-экваториальная" КД положительной полярности (б), наблюдавшиеся 30.04.2010 г. и 16.05.2010 г. соответственно. Средний ряд — КД, наблюдавшиеся 27.05.2010 г. (в) и 12.06.2010 г. (г), а нижний ряд - 24.06.2010 г. (д) и 10.07.2010 г. (е).
данные есть в наличии для всего интервала наших исследований и уже использовались нами в работе (Шугай и др., 2011) для расчета площади КД. Также мы работали с данными, полученными с космической обсерватории SDO (Ниг1Ьш1 и др., 2010) для периода с 13.05.2010 г. по 23.07.2010 г.
Использовались изображения, полученные прибором А1А с центром на длине волны 193 А.
Для расчета площадей КД был применен алгоритм, основанный на пороговой интенсивности изображений и подробно описанный в работе (Шугай и др., 2011). Для прогнозирования пара-
700 600
g 500 400
300 1.E+10
1.E+09 -
1.E+08 -
1.E+07 -
1.E+06
■ Гкорогть СВ (АСЕ)
Ппптттядь КД (SDO/ATA)
Пппшядь КД (PRORA9/SWAP)
0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
4. 5. 5. 5. 5. 6.
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.