КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 1, с. 10-16
УДК 537.591.4
СТАТИСТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ПОТОКОВ ЭНЕРГИЧНЫХ ИОНОВ И СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В ОБЛАСТИ ПЕРЕСЕЧЕНИЯ ФРОНТОВ УДАРНЫХ ВОЛН В ДАЛЬНЕЙ ГЕЛИОСФЕРЕ
© 2008 г. И. С. Веселовский1' 2, М. А. Зельдович1
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ 2Институт космических исследований РАН, г. Москва Поступила в редакцию 22.03.2006 г.
Анализируется характер статистических распределений интенсивности потоков энергичных заряженных частиц, потока солнечного ветра и величины межпланетного магнитного поля по данным космических аппаратов Voyager 1 и Voyager 2 в дальней гелиосфере. Проводится сравнение распределений в области пересечения фронтов ударных волн в 1991 г. и в 2004 г., отмечается их сходство и различие.
PACS: 96.60.Vg
ВВЕДЕНИЕ
Полученная в последнее время информация по потокам частиц на далеких космических аппаратах Voyager-1,-2 (VI, VI) указывает на существование внутри гелиосферы пространственных структур, эффективно ускоряющих протоны вплоть до энергий ~130-240 МэВ [1-3]. Так, по измерениям на VI, находящемся на расстояниях 85-94 а.е. от Солнца, с июля 2002 г. по декабрь 2004 г. наблюдался ряд серий резких возрастаний потоков ионов с энергиями от 0.04 до 30 МэВ/нук-лон. Изучение этого явления показало присущие ему необычные свойства: исключительно большую изменчивость потоков малоэнергичных (40-4000 кэВ) ионов, сильное различие формы спектра последовательных всплесков и их анизотропии, зависимость величины анизотропии потоков ионов от энергии, что позволило связать эти возрастания с ускорением частиц в области границ гелиосферы с межзвездной средой. В течение этого периода времени VI на ~б5-75 а.е. регистрировал потоки частиц, обычные для дальней гелиосферы, при этом максимальная интенсивность протонов с энергиями 0.6-2 МэВ не превышала 10-1 (см2 с ср МэВ)-1. Отметим, что VI и VI находились в далеко разнесенных точках пространства и несоответствие их показаний ожидаемому времени запаздывания между аппаратами говорит о том, что наблюдавшиеся на VI серии возрастаний потоков частиц носили пространственный, а не временной характер.
Этот вывод об ускорении частиц на границе гелиосферы подтверждается результатами изучения зависимости величины радиального градиента протонов с энергиями <10 МэВ от расстояния. Было показано, что в периоды минимумов
солнечной активности в 21-23 циклах значение градиента колеблется от -3 ± 0.7%/а.е. до -1 ± 0.2%/а.е. на расстояниях от Солнца ~20-60 а.е. до +0.5 ± ± 0.1%/а.е. на ~50-80 а.е. (в зависимости от энергии частиц). Полученный результат предполагает присутствие до точки инверсии знака градиента преимущественно частиц солнечного происхождения и/или ускоренных во внутренней гелиосфере, а после изменения знака на отрицательный как преобладание потоков частиц, источник которых находится далеко от Солнца, может быть вблизи границы гелиосферы, в области возможного существования терминальной ударной волны (Т5) [4-6].
В настоящее время VI и VI удаляются от Солнца со скоростями 3.6 и 3.16 а.е./год. Положение гелиосферных границ в пространстве испытывает существенные вариации и, в зависимости от давления солнечного ветра, может приближаться к Солнцу или удаляться от него на десятки астрономических единиц. В середине 2002 года VI оказался в области влияния Т3 (на 85 а.е.) и аппарат зарегистрировал резкие колебания потоков малоэнергичных протонов, возможно постоянно присутствующих в этой возмущенной области пространства на границе гелиосферы. Спустя 7 месяцев регистрируемые потоки протонов уменьшились и стабилизировались. К концу 2003 года потоки протонов снова начали сильно варьировать и в среднем возрастать, что может говорить об очередном подходе гелиосферных границ к VI, достигшему к этому времени уже расстояния в 90 а.е. от Солнца. В свою очередь VI попал в область резких возрастаний частиц в июне 2005 г., ранее, чем можно было ожидать в предположении, что внутренние границы гелиосферы неподвижны и/или симметричны.
I, (см2 c cp МэВ) V2 ■
35.46
V1
47.28
59.10
70.92 R, a. e.
40.65
10
10
10
1990
1992
54.20
67.75
81.30
94.85
1994
1996
1998
2000
2002
2004
2006
Рис. 1. На верхней панели даны расстояния аппаратов от Солнца.
Целью данного сообщения является статистический анализ состояния гелиосферы на расстояниях от Солнца ~40-100 а.е. Изучается характер распределений интенсивности потоков солнечного ветра (S, см-2 c-1), малоэнергичных заряженных частиц и величины магнитного поля по данным V1 и V2 в дальней гелиосфере. Проводится сравнение полученных распределений в области ударных волн в 1991 г. и в 2005 г.
ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
В работе использованы результаты измерений потоков протонов с энергией ~0.5-30 МэВ и ионов с энергией более 0.14 МэВ/нуклон (прибор LECP, [7]) и величины магнитного поля (эксперимент MAG, [8]) на борту V1 и V2, а также результаты измерений параметров солнечного ветра (MIT Space Plasma Group1) на V2. На рис. 1 показаны усредненные за 5 дней значения интенсивности протонов с энергиями 0.57-1.78 МэВ (V1) и 0.52-1.45 МэВ (V2) по данным прибора LECP на расстояниях 34-98 а.е. в 1990-2005 гг.
В табл. 1 даны координаты космических аппаратов в начальные и конечные моменты интервалов времени, информация в течение которых использовалась для построения распределений: радиальные расстояния R аппаратов от Солнца, широты от плоскости эклиптики X и долготы от весеннего восходящего узла ф. Широта V1 на этих расстояниях от Солнца практически не менялась, в то время как широта V2 увеличилась от 5.0S до 30.5S. Видно, что на протяжении всего времени наблюдений долготное положение V1 и V2 не выходило за пределы сектора, ограниченного долготами 244-288 градусов, который составляет мень-
web.mit.edu/afs/athena
ше 1/6 части полного оборота Солнца. Это означает, что при определении распределений за гораздо более краткие промежутки времени, долготной вариацией потоков частиц можно пренебречь.
РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ И ИХ АППРОКСИМАЦИИ
За изучаемый период времени в дальней гелиосфере из всего количества транзиентных ударных волн была выбрана для анализа ударная волна в 1991 г., которая представляла собой наиболее сильную из УВ, входящих в комплекс межпланетных возмущений, связанных с глобальной областью взаимодействия, наблюдавшейся как на Pioneer 10, так и на V1 и V2 [10], несмотря на то, что аппараты были значительно разнесены в пространстве по расстоянию и широте (см. табл. 1). Помимо ударной волны 1991 г., здесь проводились исследования характеристик межпланетной среды в области ударной волны, наблюдавшейся на V1 в декабре 2004 г. [11-13]. В окрестностях выбранных ударных волн в 1991 г. и в 2002-2005 гг. по данным V1 и V2 были построены распределения величин интенсивностей потоков протонов с энергиями 0.6-2 МэВ и ионов с энергиями 0.14-0.22 и 0.55-1.05 МэВ/нуклон, потока солнечного ветра и величины магнитного поля. Затем проводился поиск наилучших функций, аппроксимирующих полученные распределения и удовлетворяющих принятым критериям согласия. Для определения степени расхождения между распределением и функцией аппроксимации применялось правило Романовского [14].
Если величина Kp = |%2 - v|/V(2v) < 3, то расхождение можно считать случайным, если Kp > 3, то
Таблица 1. Координаты космических аппаратов Voyager 1 и Voyager 2 в течение периодов времени, за которые были построены распределения
Годы R, а.е. X, град ф, град
Voyager 1 1991 43.55-47.18 33.1-33.4 243.6-244.9
2002-2003 83.37-90.55 34.6-34.7 252.0-252.7
2005 94.17-97.75 34.7-34.8 253.1-253.4
Voyager 2 1991 33.6-36.25 -5.0...-8.6 282.5-283.2
2005 75.3-78.43 -29.8...-30.5 288.2-288.4
Таблица 2. Функции аппроксимации распределений среднечасовых значений интенсивности протонов и ионов по данным КА Voyager 1 в межпланетном пространстве до и после ударной волны, наблюдавшейся в 1991 г., в 2002-2003 гг. и в 2005 г. (то есть до и после ударной волны, наблюдавшейся в 2004 г.), а также величины магнитного поля В в 1991 г. В скобках даны значения критерия Романовского для последовательных максимумов указанных распределений
Voyager 1 1991 перед УВ 1991 после УВ 2002-2003 перед УВ 2005 после УВ
протоны ~0.6-2 МэВ ионы 0.14-0.22 МэВ/нуклон ионы 0.55-1.05 МэВ/нуклон B (nT) логнорм (>10), норм (>10) логнорм (1.9), норм (>10) логнорм (>10), норм (>10) норм (0.25) норм (1.6, 1.2, 0.8) логнорм (2.8), норм (>10) логнорм (5.2) логнорм [11.12] норм (3.5, 1.7, 0.5) норм (2.5, 0.4, 2.3) норм [11, 12]
расхождение существенное. Здесь V - число степеней свободы, х2 = п] - п-) /п- - критерий
согласия Пирсона, где п - наблюденные, а п- -выравнивающие частоты.
I. Ударная волна 1991 г.
а) Распределения интенсивности энергичных частиц. По данным VI распределение интенсивности ионов с энергиями 0.14-0.22 МэВ/нукл до ударной волны наилучшим образом аппроксимируется логнормальной функцией (см. табл. 2), в то время как после ударной волны распределение становится нормальным, т.е. аппроксимируется функцией Гаусса (рис. 2).
По данным VI до ударной волны получить определенную функцию, аппроксимирующую распределения интенсивности частиц не удалось, так как VI, благодаря своему расположению в это время вблизи плоскости эклиптики, зарегистрировал приход заряженных частиц от родительской вспышки на Солнце, вызвавшей обсуждающуюся здесь ударную волну. Из рис. 3 видно, что после ударной волны 1991, распределение 0.6-2 МэВ протонов имеет 2 максимума - оба гауссовские, так же, как по измерениям на VI, (логнормальные плохие).
б) Распределения величины магнитного поля.
По данным VI перед ударной волной распределение среднечасовых значений величины магнитного поля (В) чисто логнормальное, за УВ распределение, состоящее из 3 максимумов, из которых третий крайне слабый, аппроксимируется тремя функциями Гаусса (рис. 4).
Табл. 3 демонстрирует, что по данным VI перед УВ распределение В имеет 3 максимума - все 3 логнормальные (гауссовские плохие), после УВ распределение В также имеет 3 максимума - в этом случае - гауссовские, (логнормальные плохие
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.