УДК 523.942-337
ЗАВИСИМОСТЬ СКОРОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ОТ МАГНИТНОГО
ПОЛЯ КОРОНЫ В ХОДЕ 23 ЦИКЛА
© 2013 г. Н. А. Лотова*, В. Н. Обридко
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН им. Н. В. Пушкова,
Москва
Поступила в редакцию 10.12.2012 г.
Изучена зависимость положения звуковой точки солнечного ветра от магнитного поля в солнечной короне в течение 23 цикла. Показано, что эта зависимость является довольно сильной на восходящей фазе и в максимуме цикла. С ростом магнитного поля в короне расстояние до звуковой точки падает. Поскольку ранее было показано, что расстояние до звуковой точки находится в антикорреляции со скоростью солнечного ветра, полученный результат указывает на сильную положительную связь магнитного поля короны и скорости солнечного ветра. Ситуация резко меняется через 2 года после календарной даты максимума цикла. Начиная с 2004 г., скорость солнечного ветра перестает зависеть от магнитного поля, вплоть до минимума цикла в декабре 2008 г. В 2009 г. сильная зависимость скорости от магнитного поля короны восстанавливается. Высказаны соображения о связи этого эффекта с двумя различными механизмами нагрева короны, относительная эффективность которых, в свою очередь, определяется соотношением магнитных полей разных масштабов.
Ключевые слова: солнечное магнитное поле, солнечный ветер, метод просвечивания радиоисточниками.
DOI: 10.7868/80320010813070127
НОВЫЕ МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
В последние годы в изучении солнечного ветра возникли новые возможности, которые позволяют изучать циклы солнечной активности по солнечному ветру, поскольку солнечный ветер является продолжением магнитных полей солнечной короны в межпланетное пространство. В экспериментальном изучении солнечного ветра была разработана новая, современная модификация метода просвечивания, которая основана на совместном использовании двух ранее известных модификаций метода в изучении одной и той же области межпланетной среды (Лотова и др., 2010, 2011). В прежних исследованиях (Коджима и др., 1998; Швенн, 2006) такой подход не использовался.
Процесс ускорения солнечного ветра не является одномоментным. Вблизи Солнца на расстоянии К ~ (10—30) происходит ускорение потока солнечного ветра на волнах звукового диапазона. В результате солнечный ветер становится сверхзвуковым. Затем по мере удаления в межпланетное пространство в области радиальных расстояний К ~ (30—60)К© происходит повторное ускорение
Электронный адрес: lotova@izmiran.ru
уже сверхзвукового потока на магнито-звуковых волнах и далее в области расстояний К > 60К© возникает дополнительное ускорение солнечного ветра на волнах альвеновского диапазона. Поскольку основной целью работы является изучение взаимосвязи сверхзвукового потока с магнитными полями солнечной короны, мы остановились на наиболее близкой к Солнцу области ускорения, трансзвуковой области солнечного ветра.
В новой модификации метод просвечивания используется на радиальных расстояниях от Солнца К к> (2.5—70)К©, включающих область формирования сверхзвукового солнечного ветра. Изучаются одновременно два режима — сильного и слабого рассеяния радиоволн (Лотова и др., 2010, 2011). В первом случае наблюдения проводятся на радиотелескопе ДКР-1000 РАО РАН, г. Пущино, длина волны Л ~ 3 м, где в качестве просвечивающих источников используются квазары. При этом в режиме сильного рассеяния радиоволн изучается радиальная зависимость угла рассеяния 2©(К). Во втором случае используется радиотелескоп РТ-22, длина волны Л = 1.35 см, а в качестве просвечивающих — мазерные источники линии водяного пара. В этом случае в режиме слабого рассеяния изучается радиальная зависимость индекса
мерцаний т(К). Независимое использование двух модификаций метода просвечивания одновременно или в близкие сроки позволило значительно расширить статистику просвечивающих источников, сближающихся с Солнцем на малых угловых расстояниях, и на этой основе перейти к масштабным радиоастрономическим экспериментам по зондированию околосолнечной межпланетной плазмы. Данные экспериментов позволяют локализовать в межпланетном пространстве положение границ переходной, трансзвуковой области солнечного ветра: внутренней Кп и внешней границы Внутренняя граница имеет особое значение, поскольку именно в этой точке скорость солнечного ветра начинает превышать локальную скорость звука. Поэтому эту точку на одномерных диаграммах часто называют звуковой точкой. По этим данным можно построить радиокарты гелиоширотной структуры солнечного ветра.
В другом новом методе изучаются процессы перестройки радиальных магнитных полей в верхней солнечной короне на поверхности источника К ~ ~ 2.5К©, формирующие неоднородную, струйную структуру течения солнечного ветра. Этот метод основан на изучении корреляционной зависимости положения звуковой точки солнечного ветра Кш(^>), где <р — гелиоширота, от напряженности магнитного поля в солнечной короне, в точке, сопряженной с положением звуковой точки К-т\
Кш = F (\Бп\), К = 2.5Ке. (1)
Корреляционная диаграмма этой зависимости распадается на дискретные ветви — типы потоков солнечного ветра, которые различаются на различных годовых этапах солнечного цикла (Лото-ва и др., 2010, 2011). В дополнение к данным, приведенным в работах Коджимы (1998), Швенна (2006), нами были проведены теоретические расчеты магнитных полей в солнечной короне (Обридко, Ермаков,1989; Обридко, Шельтинг, 1992), которые позволили выделить в 23 солнечном цикле потоки одиннадцати типов.
Конечно, если скорость солнечного ветра считать чисто радиальной, то зависимость ее от радиальной составляющей магнитного поля короны кажется странной, поскольку при параллельности скорости и магнитного поля магнитное поле не действует на плазму.
Дело в том, что ускорение солнечного ветра начинается на значительно меньших высотах. Солнечный ветер выдувается как из сопла или дымовой трубы. И хотя непосредственно на поверхности источника поле радиально, его величина определяется всей структурой поля в сферическом слое от фотосферы до поверхности источника. Таким образом и возникает корреляция между величиной поля на поверхности источника и радиальным истечением плазмы.
ЭВОЛЮЦИЯ КОМПОНЕНТЫ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ОТ СТРИМЕРОВ В ХОДЕ 23 СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА
Для одного из типов потоков, связанного со стримерами, обнаруживается интересная особенность.
Зависимость Rin от \B\ для стримеров может быть выражена следующей зависимостью:
Rin = Ro х \BR\-a, (2)
которая в в log—log системе координат представляет собой прямую линию.
Смысл входящих в выражение (2) характеристик следующий. Величина R0 соответствует условному положению границы переходной области в случае \B\ w 1^Т. Параметр а указывает на степень связи между полем и скоростью потока, поскольку Rin ~ v-1. Вообще говоря, расстояние до "звуковой точки" зависит не только от скорости солнечного ветра, но и от его температуры и магнитного поля. В данном случае мы просто опирались на экспериментальные работы. Существование обратной взаимосвязи между положением внутренней границы трансзвуковой области и скоростью солнечного ветра Rin ~ v-1 было установлено в работах Лотовой и др. (1992, 2002). В первом случае эта взаимосвязь была найдена по данным радиоастрономических экспериментов, во втором случае привлекались данные о скорости солнечного ветра, полученные с использованием космических аппаратов. Вероятно, прочие связи неявно входят в общую зависимость расстояния до звуковой точки от скорости.
В дальнейшем изучении процесса формирования сверхзвукового потока солнечного ветра следует учитывать, что рис. 1, 2 получены на основе экспериментально изученных радиальных зависимостей характеристик рассеяния радиоволн: угла рассеяния 2©(R) и индекса мерцаний m(R). Совпадающие в этих характеристиках структурные особенности радиального профиля 2©(R) и m(R) позволяют определить положение критической точки солнечного ветра Rin на шкале радиальных расстояний от Солнца. Полученный таким образом комплект данных о пространственном положении звуковой точки солнечного ветра Rin был использован в рис. 1, 2. Другой использованный на рис. 1, 2 параметр Br — напряженность магнитного поля в солнечной короне в точке R, сопряженной с положением критической точки Rin, вычислялся на основе метода, разработанного ранее в работах Обридко и др. (2012), Обридко, Ермаков (1989), Обридко, Шельтинг (1992).
С ростом а при фиксированном значении поля величина Rin уменьшается, что и означает увеличение скорости потока.
1 0 I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_1_
-0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
Рис. 1. Зависимость ^ Ят от величины магнитного поля ^ \Бп\ на восходящей ветви 23 цикла.
1.6
1.4
1.2
1.0
_ 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 ' 1 ' 1 ' 1 ' _ 2003 :
: 2007 2006 \ * I
___ с \ * - ~
— — _о_ _
:2008 ° ° ^ — \ :
А :
Л :
" 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 2004 ^ : 1 1 1 1 1 1 1 1 ~
-1.0-0.8-0.6-0.4-0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
18 |В*1
Рис. 2. Зависимость lg Ят от величины магнитного поля ^ \Бя\ на нисходящей ветви 23 цикла.
Эта связь обнаруживает интересную вариацию со временем. На возрастающей ветви цикла (рис. 1) устанавливается довольно строгая линейная зависимость:
^ Ят = ^ Яо - а ^ \Бк
(3)
При этом показатель степенной зависимости а меняется мало, слабо уменьшаясь к максимуму цикла, но год от года увеличиваются диапазоны значений ^ Я0 и ^ \Бл\. При этом внутри каждого года сохраняется убывающая зависимость ^ Ят от ^ \Бл\, т.е. в малых временных масштабах скорость солнечного ветра растет с ростом \Бл\.
Это означает, что в течение всего этого времени на восходящей ветви 23 цикла механизм ускорения солнечного ветра мало меняет свои параметры. Однако при этом уменьшаются эффективные характерные размеры ускоряющей области за счет
усиления локальных полей. Это приводит к увеличению эффективного значения Яо, т.е. свидетельствует опять-таки об увеличении скорости потока.
Так продолжается до 2003 г., в котором значения \Бл\ заключены в столь узком диапазоне, что линейная аппроксимация (3) становится бессмысленной. После 20
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.