ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2008, том 48, № 2, с. 147-152
УДК 523.62-726
ЗАВИСИМОСТЬ МЕЖДУ АЗИМУТАЛЬНЫМ УГЛОМ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ И СКОРОСТЬЮ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
© 2008 г. Д. В. Ерофеев
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, с. Горнотаежное (Приморский край)
e-mail: erofeev@utl.ru Поступила в редакцию 14.03.2007 г.
После доработки 17.05.2007 г.
По измерениям параметров межпланетной среды на околоземных орбитах в 1964—1996 гг. исследована зависимость между азимутальным углом ММП и скоростью плазмы, отдельно для трех типов течений солнечного ветра: рекуррентных и транзиентных высокоскоростных потоков и низкоскоростного фонового ветра. У всех типов течений зависимости между котангенсом азимутального угла ММП и скоростью плазмы близки к линейным, но заметно отличаются друг от друга и от теоретической зависимости. Причиной этих различий является возмущенность магнитного поля на временных масштабах менее суток, эффект которой исследован количественно. Из соотношений между котангенсом азимутального угла ММП и скоростью плазмы получены эффективные периоды вращения источников ММП на Солнце в зависимости от фазы солнечного цикла. В течение большей части солнечного цикла периоды вращения источников ММП близки к периоду вращения солнечного экватора, однако в годы минимумов активности они резко возрастают до значений, характерных для приполярных зон Солнца.
PACS: 96.50.Bh
1. ВВЕДЕНИЕ
Гидродинамическая теория солнечного ветра (СВ) предсказывает, что на больших гелиоцентрических расстояниях г азимутальный угол А межпланетного магнитного поля (ММП) связан со скоростью течения, V и периодом вращения источника ММП на Солнце, Р простым соотношением
ctgA =
2пrcosf
V,
(1)
где / — гелиоширота [Паркер, 1965]. Если применяется координатная система с осью X, направленной от точки наблюдения к Солнцу, и осью У направленной параллельно солнечному экватору против вращения Солнца (как в геоцентрической солнечно-экваториальной системе С8БР), то значение котангенса азимутального угла определяется соотношением компонент Вх и Ву магнитного поля:
ctgA = -7Г .
By
(2)
Длительные измерения параметров межпланетной среды на околоземных орбитах (где r и cosf практически постоянны) показали, что соотношение (1) приблизительно выполняется, если исключить кратковременные флуктуации направления вектора ММП [Smith and Biber, 1991; Веселовский и Тарсина, 2001]. При этом экспери-
ментальные значения А оказались в среднем несколько больше теоретических. Приблизительное согласие с (1) найдено также по данным космического аппарата Ulysses, которые охватывают большой диапазон гелиоширот [Forsyth et al., 1996, 2002]. Однако эти выводы основаны на сравнении средних значений азимутальных углов со значениями, вычисленными по формуле (1), тогда как точный вид экспериментальной зависимости между
ctg^ и Кне был исследован. Неизвестно, действительно ли эта зависимость строго линейна, как следует из (1), одинакова ли она у разных видов квазистационарных течений СВ, и изменяется ли она в ходе цикла солнечной активности. Следует также заметить, что на статистику азимутальных углов ММП значительное влияние оказывают флуктуации магнитного поля на малых временных масштабах, в частности присутствие нестационарных потоков СВ [Forsyth et al., 2002; Smith and Phillips, 1997].
В настоящей работе исследуется зависимость между котангенсом азимутального угла ММП и скоростью СВ по измерениям на околоземных орбитах в 1964—1996 гг. Большой объем выборки данных дает возможность рассмотреть эту зависимость по отдельности для трех разных типов течений СВ, исследовать ее вариации в ходе солнечного цикла и влияние, которое оказывают на нее мелкомасштабные флуктуации ММП.
N 1000 500 0
1000 500
0
1000 500
300 400 500 600
700 800 V, км/с
Рис. 1. Распределения выборок данных по скоростям СВ: а — фоновый ветер; б — рекуррентные высокоскоростные потоки; в — транзиентные высокоскоростные потоки.
2. ДАННЫЕ И МЕТОД АНАЛИЗА
Среднесуточные значения компонент магнитного поля и скорости солнечного ветра взяты из хорошо известной базы данных NSSDC OMNI (ftp://nssdcftp.gsfc.nasa.gov/spacecraft-data/omni) и приведены в солнечно-экваториальную систему отсчета (GSEQ). Усреднение данных за время порядка суток оптимально для устранения быстрых флуктуаций направления магнитного поля [Веселовский и Тарсина, 2001].
Для разделения данных по типам течений СВ использовались каталоги высокоскоростных потоков (ВП), которые среди прочего содержат дату начала, длительность и тип каждого из потоков, наблюдавшихся в период с 1964 г. по 1996 г. [Lind-blad and Lundstedt, 1981; Mavromichalaki et al., 1988; Mavromichalaki and Vassilaki, 1998]. ВП в каталогах разделены на рекуррентные (или "коротирую-щие") и транзиентные (или "вспышечные") по характерным вариациям параметров плазмы, но без сопоставления с ситуацией на Солнце. Использование этих каталогов позволило распределить имеющиеся у нас данные по трем выборкам, две из которых соответствуют ВП рекуррентного и транзиентного типов, а к третьему типу, который назовем "фоновым ветром", отнесены данные за те дни, когда высокоскоростные потоки не наблюдались. Последний тип включает в себя в ос-
новном низкоскоростной СВ, но фактически содержит и некоторое количество кратковременных возмущений со сравнительно высокими скоростями. Распределения полученных выборок данных по скоростям СВ показаны на рис. 1.
При выборе методики обработки данных учитывалось, что измеренные значения обеих компонент магнитного поля, Bx и By, имеют довольно большие и сравнимые по величине случайные флуктуации. Непосредственное вычисление котангенсов по формуле (2) с последующим усреднением не вполне корректно, поскольку флуктуации Bx и By будут влиять на результат несимметричным образом, особенно при малых значениях знаменателя в (2). Более подходящий метод вычисления среднего по выборке значения ctgA состоит в определении коэффициента наклона прямой, аппроксимирующей линейную зависимость между компонентами магнитного поля Bx и By. Однако "классический" метод наименьших квадратов минимизирует отклонения экспериментальных точек только по одной координате, т.е. флуктуации компонент ММП будут учитываться также несимметричным образом. Поэтому был применен "метод перпендикулярных расстояний", который минимизирует сумму квадратов отклонений экспериментальных точек, измеряемых вдоль перпендикуляров к аппроксимирующей прямой.
Зависимость между ctgA и V рассчитывалась посредством разбиения диапазона скоростей на сравнительно узкие интервалы и расчета значений ctgA по выборкам данных, соответствующих каждому из этих интервалов. При этом длины интервалов скорости выбирались неравными, с тем расчетом, чтобы объемы соответствующих им выборок данных получались приблизительно одинаковыми.
ctg A
3. ЗАВИСИМОСТЬ МЕЖДУ И СКОРОСТЬЮ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
Рис. 2а демонстрирует зависимость между котангенсом азимутального угла ММП и скоростью СВ, рассчитанную без разделения данных по типам течений СВ и по фазам солнечного цикла. Как можно видеть на графике, эта зависимость является линейной только в грубом приближении. Она имеет заметное отклонение от линейности при скоростях плазмы более 600 км/с и хорошо выраженную особенность в виде "ступеньки" около значения V ~ 470 км/с, которое примерно соответствует границе между теми диапазонами скоростей, в пределах которых преобладают фоновый ветер либо высокоскоростные потоки СВ. Вероятно, отмеченные особенности связаны с присутствием разных типов течений СВ.
в
0
ЗАВИСИМОСТЬ МЕЖДУ АЗИМУТАЛЬНЫМ УГЛОМ
149
ctg(A)
1.5
1.0
0.5
{ .
30°
300 400 500 600 700 V, км/с
ctg(A)
1.5
40°
50°
60°
1.0
0.5
1И
f
30°
40°
50°
60°
300 400 500 600 700 V, км/с
Рис. 2. а — зависимость между котангенсом азимутального угла ММП и скоростью солнечного ветра, рассчитанная по данным за 1964—1996 гг.; б — то же по данным, полученным только в годы минимумов солнечной активности.
Расчет зависимости между ctg A и Vдля разных фаз солнечного цикла дает сравнительно невысокую точность оценок ввиду небольших объемов выборок данных. В пределах этой точности исследуемая зависимость более или менее стабильна на протяжении цикла активности, однако существенное исключение составляет фаза минимума цикла. На рис. 2б представлена зависимость
между ctgA и V, рассчитанная по данным, полученным в периоды минимумов активности (1965, 1976, 1986 и 1996 гг.). Сравнение двух графиков на рис. 2 показывает, что в минимуме цикла возрастание ctgA с ростом скорости СВ происходит значительно быстрее. Причиной этого может быть более медленное вращение источников ММП на Солнце в периоды низкой активности.
Учитывая описанные выше результаты, мы рассмотрим зависимости между ctgA и V по отдельности для трех типов течений СВ, используя при расчетах все данные за исключением тех, которые получены в годы минимумов активности. В случае фонового ветра (рис. 3а) зависимость
между ctgA и V оказывается практически линейной, однако экспериментальные значения лежат на графике ниже прямой, заданной уравнением (1) при значении P = 25.4 сут, которое соответствует периоду вращения фотосферы на экваторе Солнца. В среднем это различие составляет около 10%. Формально согласовать теоретические зна-
чения ctgA с экспериментальными можно соответствующим уменьшением значения P в формуле (1), однако для этого нет никакого физического обоснования, поскольку использованное при расчетах значение P = 25.4 сут уже соответствует наименьшему периоду вращения на поверхности Солнца.
У рекуррентных высокоскоростных потоков (рис. 3б) зависимость между ctgA и Vтакже близка к линейной. Значения ctgA несколько больше, чем у фонового ветра при равных значениях скорости, но все же в среднем они на 5% ниже, чем следует из соотношения (1) при P = 25.4 сут. Наибольшие отклонения от теоретических значений наблюдаются при самых больших скоростях СВ
(V > 550 км/с), где зависимость между ctgA и V, возможно, слегка отклоняется от линейной.
Высокоскоростные потоки СВ транзиентного типа нельзя отнести к квази
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.