CC BY
27
УДК 523.9
ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ВЫСОКОСКОРОСТНОГО И ТРАНЗИЕНТНОГО ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В МАКСИМУМЕ 24-ГО СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА
Д. Г. Родькин1, Ю.С. Шугай2, В. А. Слемзин1, И. С. Веселовский2
Рассмотрено взаимодействие межпланетного коро-нального выброса массы (МКВМ) и высокоскоростного потока солнечного ветра (ВСП СВ), связанного с коро-нальной дырой (КД). На примерах двух событий в максимуме 24-го цикла с 4 по 16 июня и с 30 июня по 10 июля 2012 года показано, что в случае, когда источник МКВМ находится вблизи границы КД, вследствие смешивания потоков в короне температурно-зависимые параметры ионного состава СВ оказываются ближе к значениям в ВСП СВ, чем в МКВМ.
Ключевые слова: Солнце, солнечный ветер, корональный выброс массы, корональная дыра, активная область.
Наиболее геоэффективными (вызывающими магнитные бури) являются высокоскоростные рекуррентные потоки солнечного ветра (ВСП СВ) и межпланетные корональ-ные выбросы массы (МКВМ). Источниками ВСП СВ являются корональные дыры (КД), которые ассоциируются с униполярными областями открытых линий магнитного поля. МКВМ являются продолжением корональных выбросов массы (КВМ), которые часто связаны со спорадическими процессами в активных областях (АО). Существует ряд моделей, которые используются для прогнозирования параметров потоков СВ на околоземной орбите с учетом распространения КВМ, например, WSA-ENLIL [1]. Однако они не учитывают возможного взаимодействия потоков СВ в короне, которое может привести к изменениям параметров солнечного ветра (СВ) у Земли и повлиять на геоэффективность СВ. Влияние КД на распространение МКВМ было рассмотрено в ряде работ [2-5]. Взаимодействие потоков СВ зависит от взаимного расположения корональных источников - КД и АО, с которой связан КВМ. Как будет показано ниже, в
1 ФИАН, 119991 Россия, Москва, Ленинский пр-т, 53; e-mail: [email protected].
2 НИИЯФ МГУ, 119991 Россия, ГСП-1, Москва, Ленинские горы, 1с2.
результате такого взаимодействия могут измениться такие параметры СВ как скорость и плотность протонов, магнитное поле и ионный состав МКВМ (отношение числа ионов C6+/C5+, O7+/O6+, Fe/O и средний заряд ионов железа).
В данной работе рассмотрено влияние взаимного расположения и характеристик КД и АО на параметры СВ в области взаимодействия ВСП СВ и МКВМ на примере 2-х событий 24-го солнечного цикла, которые были зафиксированы у Земли, согласно каталогу МКВМ [6], в периоды: 1) 08.06.2012-10.06.2012 (Кэррингтоновский оборот КО 2124) и 2) 05.07.2012-06.07.2012 (КО 2125). Критерии выделения ВСП и МКВМ в СВ представлены в табл. 1. Параметры СВ в указанные периоды по 2-х-часовым данным спутника ACE приведены на рис. 1.
Таблица 1
Типичные параметры потоков СВ по сравнению с фоновыми значениями [7-9]
Параметры СВ Фоновый СВ ВСП СВ из КД МКВМ
Vp, км/сек 360 >450 360-490
Tp, 104К 6 >11 2.9-4.9
С6+/С5+ 0.7 «0.4 3-12
O7+/O6+ 0.1 0.09-0.2 0.6-1.2
Fe/O 0.1 0.05-0.07 >0.2
<Q)Fe 9 9.5-10.5 >12
|B|, нТл 4 1-5 >10
В обоих случаях МКВМ проявились на хвосте ВСП СВ и практически не выделялись в профиле скорости протонов. Зная время прихода МКВМ к Земле, расстояние от Земли до Солнца и среднюю скорость потока СВ на околоземной орбите (табл. 2), можно найти временную задержку Аt от момента возникновения КВМ у Солнца до момента регистрации МКВМ у Земли и определить возможный источник КВМ. При средней скорости МКВМ 470 км/с Аt ~ 3.7 ± 0.5 дня. Было получено, что наиболее вероятные источники МКВМ находились на Солнце в период: для первого события с 04.06.2012 до 05.06.2012 включительно, для второго - с 30.06.2012 до 01.07.2012.
Для полученных данных о КВМ, которые были направлены в сторону Земли, а также установления связи с их корональными источниками использовались изображения, получаемые с космических аппаратов (КА): STEREO-A, STEREO-B, SDO(AIA), SOHO(LASCO) [10-12]. КА SDO(AIA) и SOHO(LASCO) находятся на околоземной орбите и в точке либрации L1, а КА STEREO-A и STEREO-B в рассматриваемые периоды
находились на орбите Земли в положении ^^ 117° и -117° по долготе относительно линии Солнце-Земля и получали "боковые" изображения Солнца. КВМ, направленные в сторону Земли определялись по их одновременному появлению в коронографах COR-2 STEREO-A на восточном лимбе и COR-2 STEREO-B на западном лимбе. При этом выделялись КВМ, движущиеся вблизи экваториальной плоскости (с учетом угловой ширины выброса).
Для первого МКВМ наиболее вероятным источником был КВМ 5 июня 2012 в 20:54 [13], который, скорее всего, был связан с АО 1493 (рис. 1(a)), расположенной вблизи КД, причем направление магнитного поля (МП) в прилегающей части АО противоположно полю в КД. Для второго события - КВМ 1 июля 2012 в 6:24 [13], скорее всего связанный с АО 1514, находящейся на значительном удалении от КД (рис. 1(в)).
1аблица 2
Параметры рассмотренных в данной работе МКВМ (средние, максимальные и минимальные значения), полученные по данным спутника АСЕ [15]
Дата C6+/C5+ O7+/O6+ <Q)Fe Fe/O Np, см-3 Tp, 104 K Vp, км/сек |B|, нТл
08.06.201210.06.2012 среднее 0.67 0.39 10 0.25 1.88 2.6 473 4.69
макс. 1.42 0.70 11 0.40 2.79 5.9 573 5.95
мин. 0.29 0.19 9 0.14 1.07 1.2 404 3.70
05.07.201206.07.2012 среднее 0.51 0.57 12 0.34 4.27 2.6 465 7.67
макс. 1.26 0.98 13 0.42 8.36 7.0 496 9.99
мин. 0.11 0.22 11 0.27 1.19 0.7 430 5.57
В настоящей работе анализируется влияние взаимодействия ВСП СВ и КВМ в короне на ионный состав СВ. Начальный ионный состав плазмы, образующей КВМ, формируется в короне во время вспышек, сопровождающихся эрупцией, и соответствует температурам в несколько миллионов градусов Кельвина (МК). При движении в плотной нижней части короны, в которой скорости процессов ионизации и рекомбинации достаточно велики, плазма охлаждается за счет столкновительной теплопроводности, излучения и адиабатического расширения. На расстоянии нескольких солнечных радиусов (от 1.5 до 4К& в зависимости от сорта иона и уровня активности [14]) времена ионизации и рекомбинации оказываются сравнимыми с временем прохождения плазмы до Земли, поэтому ионное состояние плазмы "замораживается" и не изменяется при движении в гелиосфере до Земли.
Рис. 1: Слева: графики скорости, плотности и температуры протонов, магнитного поля, отношения числа ионов C6+ / C5+, O7+/ O6+, Fe/O и среднего заряда железа СВ по данным КА ACE за период: (a) с 1 по 21 июня 2012 года, (в) с 26 июня по 17 июля 2012 года (рамками выделены рассматриваемые события); справа: (б), (г) изображения Солнца в линии 211А для этих событий с указанием их источников.
В табл. 2 представлены средние, минимальные и максимальные параметры СВ для рассмотренных выше событий. В первом рассмотренном случае (МКВМ 08.06.2012 -10.06.2012) (рис. 1(a)) наблюдаются пониженные значения напряженности магнитного поля, кинетической температуры и плотности протонов, в то время как параметры ионного состава - отношения числа ионов O7+/O6+, C6+/C5+ и средний заряд ионов железа (Q)Fe - почти не отличаются от фоновых значений, что соответствует температуре источника, близкой к температуре короны T ~ 1.5 MK. Отношение плотностей ионов Fe/O > 0.2, что свидетельствует о происхождении плазмы из замкнутой магнитной структуры АО [16]. Во втором случае (МКВМ 05.07.2012 - 06.07.2012) (рис. 1(в)) наблюдаются более высокие значения напряженности магнитного поля и плотности протонов, чем в первом случае, но эти величины меньше значению типичных для МКВМ (табл. 1). Отношение O7+/O6+ > 0.6, Fe/O > 0.2 и средний заряд (Q)Fe ~ 13, что соответствует T ~ 2 - 3 MK.
Таким образом, в первом случае взаимодействие МКВМ с ВСП СВ привело к тому, что ионные параметры МКВМ стали больше похожи на ионный состав, характерный для ВСП СВ. Во втором случае - эти параметры больше соответствуют типичному МКВМ. Это различие может быть связано с расположением источников КВМ относительно КД в КО 2124 и 2125. В первом случае источник - АО 1493 - примыкает к КД, и полярность магнитного поля ближайшего к КД пятна АО противоположна полярности КД. В этих условиях взаимодействие КВМ с ВСП СВ было сильным и очень вероятно, что произошло слияние потоков в результате пересоединения части линий магнитного поля в нижней области короны, где состояние плазмы определяется столкновениями. В результате перемешивания с более холодным потоком плазмы из КД (T ~ 1 MK), степени ионизации ионов плазмы КВМ существенно понизились до величин, соответствующих температуре ВСП СВ из КД. Во втором случае расстояние между источниками было большим, ВСП находился на спаде, и взаимодействия в короне, скорее всего, не было, поэтому степень ионизации СВ была типичной для МКВМ. Таким образом, взаимодействие КВМ и ВСП СВ из КД может приводить к изменению ионного состава СВ в зависимости от взаимного расположения источников потоков -АО и КД - и их магнитной конфигурации.
Авторы выражают глубокую благодарность научным коллективам проектов SDO(AIA), STEREO, SOHO(LASCO) и ACE за предоставление доступа к данным. Исследование выполнено за счет гранта Российского научного фонда (проект № 16-17-00098).
ЛИТЕРАТУРА
[1] ENLIL Solar Wind Prediction-URL: http: helioweather.net.
[2] A. A. Mohamed, N. Gopalswamy, S. Yashiro, et al., J. Geophys. Res. 117, A01103 (2012).
[3] B. E. Wood, C.-C. Wu, A. P. Rouillard, et al., The Astrophysical Journal 755, 43 (2012).
[4] N. Gopalswamy, P. Mäkelä, H. Xie, S. Akiyama, and S. Yashiro, J. Geophys. Res. 114, A00A22 (2009).
[5] P. Mäkelä, N. Gopalswamy, H. Xie, et al., Solar Phys. 284, 59 (2013).
[6] Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections Since January 1996, compiled by Ian Richardson and Hilary Cane - URL: http: www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/DATA/level3/icmetable2.htm.
[7] H. V. Cane, I. G. Richardson, J. Geophys. Res. 108, SSH 6-1 (2003).
[8] I. G. Richardson, H. V. Cane, Solar Phys. 264, 189 (2010).
[9] N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, et al., Solar Phys. 284, 17 (2013).
[10] CDAW Data Center. SOHO LASCO CME CATALOG - URL: http: cdaw.gsfc.nasa.gov/CME-list.
[11] George Mason University Space Weather Lab. Solar Eruptive Event Detection System - URL: http://helio.gmu.edu/seeds/secchi.php.
[12] Solar Dynamics Observatory. AIA/HMI Browse Data - URL: http: sdo.gsfc.nasa.gov.
[13] A software package for "Computer Aided CME Tracking" (CACTUS) - URL: http: sidc.oma.be/cactus.
[14] U. Feldman, E. Landi, N. A. Schwadron, Journal of Geophysical Research: Space Phys. 110, A07109 (2005).
[15] The ACE Science Center (ASC). ACE Level 2 (Verified) Data - URL: http: www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/level2/index.html.
[16] U. Feldman, Phys. Scr. 46, 201 (1992).
Поступила в редакцию 6 апреля 2016 г.
