ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 11, с. 802-813

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР НА ХАРАКТЕРИСТИКИ

СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В МИНИМУМЕ АКТИВНОСТИ

МЕЖДУ 24 И 25 СОЛНЕЧНЫМИ ЦИКЛАМИ

¹Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 09.20.2020 г.

После доработки 27.10.2020 г.; принята к публикации 27.10.2020 г.

Использованы данные SDO/AIA 193

и ACE/SWEPAM за 2019 г., чтобы сравнить влияние

полярных и экваториальных корональных дыр (КД) на характеристики солнечного ветра (СВ) в

условиях низкой солнечной активности. Как и следовало ожидать, большинство геомагнитных бурь

в этот период были вызваны высокоскоростными потоками солнечного ветра (>500-600 км/c),

происходящими из экваториальных корональных дыр (ЭКД). Вместе с тем показано, что в глубоком

минимуме солнечной активности заметное влияние на характеристики СВ на орбите Земли могут

оказывать полярные КД. Для интегральной площади полярных КД и скорости СВ в исследованный

период обнаружена корреляция с коэффициентом 0.6. Особенно существенное влияние на скорость

СВ оказывала южная полярная КД, для которой весной 2019 г. (в период максимального наклона

к Земле южного полюса Солнца) найдена корреляция со скоростью СВ с коэффициентом 0.82.

Северная полярная КД почти не влияла на скорость СВ. Осенью 2019 г., в период наклона к Земле

северного полюса Солнца, обнаружена антикорреляция площади полярных КД со скоростью СВ на

земной орбите. Обсуждается возможный механизм влияния полярных КД на характеристики СВ, а

также предлагаем интерпретацию полученных результатов.

Ключевые слова: корональные дыры, солнечный ветер, солнечный минимум, геомагнитные бури.

DOI: 10.31857/S0320010820110017

ВВЕДЕНИЕ

ультрафиолетовом диапазонах длин волн. В част-

ности, в 70-е годы XX в. большой объем новых

Корональные дыры (КД) — это протяженные

данных по КД был получен в рамках научной

темные области в солнечной атмосфере, которые

программы орбитальной обсерватории SkyLab, а

характеризуются дефицитом излучения в крайнем

также с поверхности Земли в инфракрасной линии

ультрафиолетовом, рентгеновском и микроволно-

HeI 10830˚A в обсерватории Китт-Пик, США (см.,

вом диапазонах. Относительно невозмущенной ко-

например, Зиркер, 1977).

роны, КД имеют пониженные температуру и плот-

Уже в то время было установлено влияние ко-

ность плазмы. Магнитное поле в КД состоит пре-

рональных дыр (КД) на характеристики солнечного

имущественно из незамкнутых линий, расширяю-

ветра (СВ) — потока ионизованных частиц, рас-

щихся в межпланетное пространство. Впервые ко-

пространяющегося радиально от Солнца в меж-

рональные дыры были описаны 50-е годы XX в. из-

планетное пространство. Солнечный ветер условно

вестным швейцарским астрономом Максом Вальд-

подразделяется на высокоскоростной, приблизи-

майером (Вальдмайер, 1956; Вальдмайер, 1957),

который обнаружил на полученных с помощью

тельно от 400 км/c и выше, и низкоскоростной, от

коронографа изображениях солнечной короны в

250 км/c до 400 км/c, (подробнее см., например,

зеленой оптической линии 5303

A области пони-

Швенн, 1990). Первые сведения о влиянии КД на

женной яркости большой площади. Существенный

характеристики солнечного ветра были получены

прогресс в исследованиях КД связан с началом

в рамках программы Skylab, когда было замечено,

космической эры, когда стали возможными внеат-

что появление экваториальных КД коррелирует с

мосферные наблюдения Солнца в рентгеновском и

регистрацией высокоскоростного солнечного ветра

(например, Крэйгер, Тимоти и Роэлф, 1973). Вли-

^*Электронный адрес: bogachev@lebedev.ru

яния полярных КД на характеристики солнечного

802

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

803

ветра при этом отмечено не было. Однако несколь-

(2002) рассмотрели солнечные источники геомаг-

ко позже в период минимума солнечной активности

нитных возмущений за период, охватывающий че-

в конце 20-го цикла, Вагнер (1976) обнаружил

тыре солнечных цикла (1972-2000 гг.), и показали,

влияние южной полярной КД на структуру меж-

что высокоскоростные потоки СВ обеспечивают до

планетного магнитного поля на земной орбите. В

70 процентов вклада в геомагнитные возмущения

этой работе использовались спектрогелиограммы в

в минимуме солнечной активности. Возможно, что

линии Fe XV 284˚A, зарегистрированные орбиталь-

часть этого роста в минимуме цикла обеспечивают

ной обсерваторией OSO-7.

полярные КД.

Первые достоверные данные о формировании

Несмотря на некоторые косвенные признаки о

высокоскоростного СВ не только в экватори-

возможности влияния полярных КД на высоко-

альных, но и в полярных КД были получены в

скоростной СВ на уровне орбиты Земли, в на-

ходе работы космического аппарата (КА) Ulysses,

стоящее время в качестве фактора, влияющего

проводившего измерения вне плоскости эклиптики.

на геомагнитные индексы, рассматриваются почти

В период солнечного минимума в 1994 г. приборами

исключительно экваториальные КД. Высокоско-

Ulysses при прохождении КА над южным полюсом

ростной СВ из полярных КД, как считается, мо-

Солнца была обнаружена устойчиво высокая ско-

жет быть зарегистрирован преимущественно вне

плоскости эклиптики высокоширотными космиче-

рость СВ ∼780 км/с в течение 100 дней (Ко и др.,

скими аппаратами типа Ulysses. Мы в настоящей

1997). Аналогичные результаты были получены в

работе предполагаем, что некоторое влияние на

1995 г. при прохождении КА в течение трех месяцев

характеристики СВ от полярных КД может быть

над северным полюсом Солнца (Николь, Чапман,

также зарегистрировано на орбите Земли, хотя

Дэнди, 2008). Наблюдения показали, что скорости

для этого и требуются определенные условия. Та-

СВ вблизи полярных КД в этот период достига-

кими условиями мы считаем минимум солнечной

ли ∼800 км/c, тогда как в плоскости эклиптики,

активности и отсутствие низкоширотных КД. Ниже

в среднем, не превышали 400 км/с. Кроме того,

мы представляем и обсуждаем результаты такого

плотность быстрого СВ от полярных КД сохра-

исследования.

няла стабильность в течение длительного времени

(см. Филлипс и др., 1994), а плотность медленного

СВ от экваториальных КД часто менялась в

НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

течение времени измерений.

Как отмечено выше, нашей целью является по-

Указанные наблюдения могут быть объяснены

иск свидетельств возможного влияния полярных

в рамках механизма ускорения СВ альвеновскими

КД на характеристики СВ на орбите Земли. В каче-

волнами. Ускорение в этом случае намного эффек-

стве основного метода для оценки такого влияния

тивнее на солнечных полюсах и других областях

мы выбрали корреляционный анализ, основанный

с открытыми силовыми линиями магнитного поля

на сравнении площади корональных дыр со скоро-

и менее эффективно возле солнечного экватора,

стью солнечного ветра, регистрируемой у Земли.

где закрытые силовые линии образуют стримеры,

являющиеся, по-видимому, источниками медлен-

В качестве периода исследования был выбрал

ного СВ (Воч и др., 1997; МакКомас и др., 2003)

интервал времени с 1 января по 25 октября 2019 г.

(подробнее об ускорении СВ МГД волнами см.,

продолжительностью 300 дней, попадающий на

например, также Офман, 2005 и Кранмер, 2009).

минимум солнечной активности между 24-м и 25-м

солнечными циклами. Как известно, из-за наклона

С точки зрения конкретных зависимостей, ши-

оси вращения Солнца к плоскости эклиптики, при

роко известна квазилинейная зависимость между

взгляде с Земли Солнце раз в год максимально на-

площадью КД и скоростью СВ, что подтверждает-

клоняется к наблюдателю северным полюсом и раз

ся работами многих авторов (Броуссард и др., 1978;

в год — южным. В 2019 г. южный полюс Солнца

Cтепанян и др., 2008; Борисенко, 2019; Накагава

имел максимальный наклон в сторону Земли 7 мар-

и др., 2019, и др.). Площадь полярных и эквато-

та, а северный полюс — 9 сентября. Выбранный

риальных КД зависит от фазы солнечного цикла.

нами интервал времени, таким образом, включает

В частности, в солнечный минимум на Солнце наи-

оба этих периода, которые мы считали наиболее

более выражены полярные КД, тогда как площадь

благоприятными для обнаружения влияния поляр-

экваториальных КД часто уменьшается из-за

ных КД на СВ на орбите Земли.

перераспределения магнитного потока (см., напри-

Для поиска и измерения площади КД мы ис-

мер, Ванг, Шелли мл.,1990а; Ванг, Шелли, 2002).

пользовали изображения с космической обсерва-

Изменения площади КД с солнечным циклом от-

ражаются также в структуре геомагнитных возму-

тории SDO, полученные прибором AIA в канале

щений. В частности, Ричардсон, Кэйн и Кливер

193

A. На соответствующих кадрах КД выглядят

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

804

БОРИСЕНКО, БОГАЧЁВ

как темные протяженные области, характеризу-

где n — число измерений скорости за этот период

ющиеся дефицитом излучения в линиях Fe XII-

(обычно 1440). Так как распространение солнечно-

XXIV. Выбор канала обусловлен тем, что КД здесь

го ветра от Солнца до орбиты Земли, т.е. на рас-

имеют один из наиболее высоких контрастов с

стояние 1 а.е., происходит за несколько суток, фак-

окружающей короной. Поле зрения телескопов

тически измеренная скорость СВ на уровне орбиты

AIA позволяет наблюдать весь диск Солнца; вре-

Земли в момент времени t должна сравниваться с

менное разрешение составляет 12 с. Телескопы

площадью корональных дыр не в текущий момент,

имеют пространственное разрешение в 0.6 угл. сек,

а в предшествующий момент t₀, определяемый по

что соответствует деталям на Солнце размером

формуле

около 500 км. Для наших целей такие временное

1 a.e

и пространственное разрешения являются избы-

t₀ = t -

(2)

V_sw(t)

точными. Исходя из обычной, достаточно мед-

ленной, скорости изменения площади корональ-

Мы, таким образом, пренебрегаем эксцентрисите-

ных дыр, мы обрабатывали изображения AIA c

том земной орбиты и считаем, что отличие фактиче-

шагом одно изображение каждые 2 ч, т.е. всего

ского расстояния до Земли от 1 а.е. несущественно

12 изображений в сутки. Размеры изображений

в рамках общей точности исследования. Характер-

для ускорения обработки уменьшались в 4 раза

ная разница между t и t₀ за этот период составляла

от исходного размера 4096 × 4096 до 1024 × 1024

3-4 сут.

пикселя. Мы использовали для анализа данные

Для того чтобы формализовать, что мы пони-

SDO lev1, которые доступны с помощью сервиса

маем под экваториальными и полярными коро-

JSOC (Joint Science Operations center) по адре-

нальными дырами, мы провели условную границу

су http://jsoc.stanford.edu. Данные SDO lev1, по

между ними по уровню 3/4 солнечных радиуса, что

нашему мнению, наиболее пригодны для научных

соответствует гелиоцентрической широте пример-

исследований, поскольку подвергаются минималь-

но 70^◦(ниже см. правую панель рис. 3). КД и их

ной постобработке и в значительной степени сво-

фрагменты, расположенные выше этой границы,

бодны от фотометрических искажений, вносимых

мы относили к полярным КД, а ниже — к эквато-

программными средствами. Процедура нахожде-

риальным КД. При исследовании экваториальных

ния КД и определения их площади изложена в

КД мы также пренебрегали корональными дырами

Приложении к статье.

и их фрагментами, расположенными около лимба.

Предварительное исследование показало, что КД,

Информация о скорости СВ за указанный пери-

расположенные за пределами гелиоцентрических

од изучалась нами по данным космического аппа-

долгот 60^◦, практически не оказывают влияния на

рата ACE (Advanced Composition Explorer), кото-

скорость СВ на уровне орбиты Земли. По этой

рый был запущен в августе 1997 г. и производит из-

причине соответствующая граница была проведе-

мерения в плоскости эклиптики в точке Лагранжа

на нами на уровне 2/3 солнечного радиуса, что

L1 на расстоянии около 1.5 млн км от орбиты Зем-

приблизительно соответствует данному значению

ли. КА ACE несет на борту девять инструментов,

долготы.

в том числе прибор SWEPAM, предназначенный

для измерения физических параметров солнечного

ветра, в том числе его скорости. Данные измерений

1. РЕЗУЛЬТАТЫ

ACE/SWEPAM мы брали с ftp сервера SWPC

Наши общие представления о возможном ме-

NOAA ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/lists/ace/. Эти

ханизме влияния полярных КД на скорость СВ

данные публикуются с шагом по времени одна

показаны на рис. 1. Крупномасштабная структура

минута, т.е. содержат

1440

отсчетов за сутки.

межпланетного магнитного поля образуется от-

Скорость солнечного ветра, как известно, быстро

крытыми силовыми линиями, которые преимуще-

меняется с характерным временем существенно

ственно формируются в корональных дырах. Топо-

меньше, чем характерное время изменения пло-

логия магнитного поля внутри самих корональных

щади корональных дыр. По этой причине пло-

дыр при этом существенно зависит от расстояния

щадь корональных дыр обычно сравнивается не с

до Солнца. В нижней и средней солнечной ко-

мгновенной, а с усредненной скоростью ветра. В

роне, где существенную роль играют электрические

качестве скорости СВ, соответствующей моменту

токи, силовые линии КД, как правило, являют-

времени t, мы принимали среднюю скорость за

ся нерадиальными, причем обычно расширяются

период времени ±12 ч относительно момента t, т.е.

быстрее, чем это следует из квадратичного закона

уменьшения магнитного поля с расстоянием. Когда

∑

расстояние от Солнца увеличивается до такой сте-

V_sw(t) =

V_i,

(1)

пени, что влиянием корональных токов можно пре-

t-12^h

небречь, структура магнитного поля упрощается

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

805

S₁

S₃

Полярная

Полярная КД

КД

S₀

S₂

Экватори-

Плоскость эклиптики

альная КД

2.5R_sun

Рис. 1. Принципиальная схема формирования межпланетного магнитного поля силовыми линиями из корональных

дыр. Левая панель — совместное действие полярных и экваториальных КД. Правая панель — только полярные КД.

Символами S0, S2, S1 и S3 обозначенысечения магнитныхпотоков в основанияхкорональныхдыр и на условнойгранице,

начиная с которой магнитное поле является потенциальным. Отношение этих сечений определяет значение f-фактора

расширения КД.

до радиальной. Начиная с этой границы, силовые

короны Солнца. Отметим, что при этом должны

линии магнитного поля расширяются вместе с сол-

наблюдаться умеренные (вероятно, в диапазоне 3-

нечным ветром, образуя спираль Паркера. Граница,

10) значения факторов f, которые можно грубо

после которой поле считается потенциальным, при

оценить, исходя из сечений магнитных трубок КД

расчетах обычно принимается равной 2.5 солнеч-

на уровне поверхности Солнца (S₀ и S₂ на рис. 1) и

ных радиуса, как, например, в известной модели

на сфере 2.5 радиуса (S₁ и S₃).

WSA (Ванг, Шелли, 1990а). Отношение магнитных

Однако топология магнитного поля может су-

полей КД на уровне поверхности Солнца (B_sun,

щественно измениться в случае, когда экватори-

R_sun) и на границе 2.5 радиуса (B2.5, R2.5) образует

альные КД отсутствуют (см. правую панель рис. 1).

так называемый f-фактор (фактор расширения),

В этом случае, если иных протяженных областей

который определяется по формуле

открытого магнитного поля на обращенной к Земле

стороне Солнца нет, межпланетное магнитное поле

f =

⁽R_sun)² B_sun.

(3)

может оказаться связанным с силовыми линиями

R2.5

B2.5

из полярных КД не только в области высоких ши-

рот, но и вблизи экватора. Особенно выраженной

При квадратичном законе расширения поля в КД

такая связь может быть в периоды, когда полярные

значение f = 1. В реальных КД, связанных с по-

области Солнца максимально наклонены к Земле.

токами быстрого солнечного ветра, согласно той

Можно оценить значения фактора f для такой

же работе Ванг и Шелли (1990а), значение f

ситуации. Предположим, что полярная КД занима-

может достигать 3.5-18, что свидетельствует о

ет область широт от 70^◦ до 90^◦ и расширяется на

существенном отклонении структуры поля в КД от

уровне 2.5 радиусов до сектора от 0^◦ до 90^◦. Тогда

радиального закона.

сечение S₀ = 2πR2sun(1 - sin(70^◦)) ≈ 0.12πR2sun, а

При наличии вблизи центрального солнечного

сечение S₁ = 2πR22.5. Отношение сечений из закона

меридиана экваториальных КД заметной пло-

сохранения магнитного потока равно отношению

щади открытые силовые линии из этих КД будут

магнитных полей: B_sun/B2.5 = S₁/S₀. Отсюда, из

давать основной вклад в межпланетное магнит-

ное поле в околоземном пространстве. Влияние

формулы (3), f ≈ 16, что, в соответствии с Ванг и

Шелли (1990б), соответствует скоростям солнеч-

экваториальных КД на солнечный ветер вблизи

Земли в такой ситуации (она показана на левой

ного ветра 450-500 км/с. Это находится в хорошем

панели рис. 1) будет доминировать. Cиловые линии

согласии с представленными ниже измерениями.

из полярных КД будут присутствовать лишь на

Исходя из изложенных выше представлений,

высоких широтах. Такая картина, в целом, наибо-

весь объем данных был разделен нами на две груп-

лее характерна для крупномасштабной структуры

пы. Первая группа — данные, полученные в пери-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

806

БОРИСЕНКО, БОГАЧЁВ

800

Площадь КД

Скорость СВ

600

400

200

Янв

Фев

Мар

Апр

Май

Июн Июл

Авг

Сен

Время

Рис. 2. Изменение скорости СВ и интегральной площади КД в исследованный период наблюдений. Временное

разрешение 1 сут.

од, когда на диске Солнца наблюдались совместно

шлось 11 кэррингтоновских оборотов с номерами

полярные и экваториальные КД. Вторая группа —

от 2212 до 2222.

данные за период, когда наблюдались только по-

Основным фактором, понижающим корреля-

лярные КД, а экваториальные КД отсутствовали.

цию, являются суточные изменения скорости СВ

Третий возможный случай — экваториальные КД

и, отчасти, изменения площади КД. С тем, чтобы

без полярных КД — практически не реализовы-

повысить корреляцию и, соответственно, повы-

вался. Обе полярные КД присутствовали в период

сить точность исследования, мы усреднили данные,

наблюдений на Солнце практически постоянно,

представленные на рис. 2 от шага в 1 сут до шага в

что, в целом, характерно для солнечных циклов.

1 кэррингтоновский оборот. Соответствующий гра-

График изменения интегральной площади КД

фик показан на верхней панели рис. 3. Коэффици-

(без разделения на экваториальные и полярные об-

ент корреляции при таком усреднении повышается

ласти) и изменения скорости СВ в исследованный

до 0.83. Отметим, что если скорость СВ сравни-

период показан на рис. 2. Площадь КД в этот пе-

вать не с интегральной площадью КД, а только

риод менялась в диапазоне от 100 до 800 млрд км²

с площадью экваториальных КД, то корреляция

не растет, а снижается (нижняя панель рис. 3).

со средними значениями 200-400 млрд км². Ско-

рость солнечного ветра большую часть времени

Это косвенно подтверждает, что часть корреляции

обеспечивается вкладом от полярных областей.

находилась в диапазоне 300-500 км/с. Коэффи-

циент корреляции между интегральной площадью

Для отдельного исследования полярных КД мы

КД и скоростью СВ за весь период наблюдений

из всего ряда наблюдений выделили только те

составил 0.5. В целом график изменения площади

периоды времени, когда на Солнце наблюдались

КД выглядит характерным для такого рода дан-

только полярные КД. В основном, эти периоды

ных. Главной его особенностью являются выра-

пришлись на весну и осень 2019 г. Результаты

женные 27-дневные вариации, связанные с враще-

(графики для этих периодов) приведены на верхней

нием Солнца. Всего на исследованный период при-

(весна) и нижней (осень) панелях рис. 4. Ось

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№ 11

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

807

600

Площадь КД

Скорость СВ

400

200

2212

2213

2214

2215

2216

2217

2218

2219

2220

2221

2222

Обороты Кэррингтона [номер]

600

Площадь КД

Скорость СВ

400

200

2212

2213

2214

2215

2216

2217

2218

2219

2220

2221

2222

Обороты Кэррингтона [номер]

Рис. 3. Изменение скорости СВ площади КД в исследованный период наблюдений с усреднением по кэррингтоновским

оборотам. Верхняя панель — интегральная площадь КД. Нижняя панель — площадь экваториальных КД.

времени на графиках не является равномерной,

показывает не менее выраженную антикорреляцию

с коэффициентом минус 0.83.

так как выбранные данные (периоды без эквато-

риальных КД), очевидно, распределены по времени

Причины антикорреляция площади в осенний

отрезок наблюдений не вполне очевидны и, как ми-

неравномерно. Из особенностей графика можно

нимум, требуют объяснения. Если отбросить воз-

отметить, что весной 2019 г. площадь полярных КД

можный случайный характер результата, то можно

выраженно коррелирует со скоростью солнечного

предположить следующее. Выше уже отмечалось,

ветра (коэффициент корреляции 0.6), а осенью что скорость солнечного ветра в первую очередь

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

809

Таблица 1. Корональные дыры и геомагнитные бури

Земли оказывают низкоширотные КД. Высокоско-

(Kp > 5) в 2019 г.

ростные потоки СВ из них вызывают возмущения

магнитосфер планет, а на Земле приводят к геомаг-

Прохождение

Скорость

нитным бурям. Хотя традиционно считается, что

Геомагнитная

корональной

солнечного

межпланетное магнитное поле около Земли фор-

буря

дыры

ветра

мируется, в основном, низкоширотным магнитным

полем Солнца, нет фундаментального запрета на

02.01.2019

05.01.2019

504 км/с

проникновение в плоскость эклиптики линий поля

из полярных областей. Вместе с тем для такой

22.01.2019

25.01.2019

567 км/с

не вполне обычной ситуации требуются, конечно,

специфические условия. Одним из них, по нашему

29.01.2019

01.02.2019

591 км/с

мнению, является отсутствие на видимой стороне

Солнца экваториаьных КД заметной площади.

25.02.2019

28.02.2019

557 км/с

По прямым измерениям межпланетного магнит-

02.08.2019

06.08.2019

658 км/с

ного поля в окрестностях Земли невозможно уста-

новить его происхождение — берет ли оно начало

29.08.2019

01.09.2019

695 км/с

на низких или околополярных широтах Солнца.

По этой причине какие-то выводы можно сде-

25.09.2019

28.09.2019

642 км/с

лать косвенными методами, одним из которых мы

считаем возможную корреляцию между площадью

22.10.2019

25.10.2019

603 км/с

полярных корональных дыр и скоростью солнеч-

ного ветра вблизи Земли. Корреляция при этом

не может быть ярко выраженной по ряду причин.

расширения f не возрастал, а уменьшался. Это

Во-первых, это существенные неточности в опре-

должно было привести к наблюдавшейся зависи-

делении площадей полярных КД из-за эффектов

мости. Возможно и иное объяснение. Предполо-

проекции. Во-вторых, если магнитный поток из

жим, что основным источником высокоскорост-

полярной корональной дыры расширяется до плос-

ного солнечного ветра в исследованный период

кости эклиптики, то это приводит к значительному

времени была южная КД. В этом случае весной,

росту уже упоминавшегося f-фактора, и, соответ-

когда данная КД была максимально наклонена

ственно, к малым значениям скорости СВ, на фоне

к Земле, зарегистрирована высокая корреляция

которых трудно обнаружить заметные колебания.

скорости СВ и площади КД. Осенью же, когда к

Чтобы увеличить вероятность обнаружения

Земле наклонена северная КД, ее магнитное поле

корреляции, мы выбрали данные за период, со-

препятствовало влиянию южной КД. Когда же ее

ответствующий минимуму солнечной активности

площадь уменьшалась, то росло влияние южной

2019 г., из которых сделали выборку периодов,

КД, и, соответственно, росла скорость ветра.

когда на Солнце присутствовали только полярные

Можно отметить, что, несмотря на заметную

КД, полагая, что в этом случае их воздействие

корреляцию скорости СВ с полярными КД, основ-

на скорость СВ у Земли может быть наиболее

ной причиной геомагнитных возмущений в иссле-

заметным. Основные такие периоды пришлись на

дованный период были все-таки экваториальные

весну и осень 2019 г.

КД. Тем самым возможность влияния полярных

По нашему мнению, нам удалось обнаружить

областей Солнца на космическую погоду не явля-

корреляцию СВ с полярными КД, которая под-

ется очевидной. В табл. 1 нами приведены усред-

тверждается как косвенными признаками (корре-

ненные данные по геомагнитным бурям за 2019 г.

ляция снижается, если сравнение производится

и рассчитанные с учетом запаздывания средние

только с площадью экваториальных КД), так и

скорости солнечного ветра на земной орбите по

прямыми измерениями.

данным ACE/SWEPAM.

Влияние южной и северной полярных КД на

скорость СВ при этом является существенно

неодинаковым. Мы обнаружили заметную кор-

2. ОБСУЖДЕНИЕ

реляцию скорости СВ с площадью КД весной,

Известно, что так называемые открытые маг-

когда к Земле наклонена южная КД, и, неожиданно

нитные потоки из корональных дыр нарушают ста-

для себя, антикорреляцию в осенний период,

ционарное гидродинамическое течение солнечно-

когда Солнце наклонено к Земле своим северным

го ветра. Наиболее заметно это сказывается на

полюсом. Отдельное исследование южной КД

такой его характеристике, как скорость. Наибо-

(весной) и северной КД (осенью) показало, что

лее сильное влияние на характеристики СВ около

первая из них, в отсутствие экваториальных КД,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

810

БОРИСЕНКО, БОГАЧЁВ

SDO/AIA 193A

2019-08-27

06:04:28

2019-08-27

06:04:28

Рис. 5. Метод обнаружения корональных дыр шаг 1: слева — исходное изображение, справа — результирующее

изображение.

коррелирует со скоростью ветра с коэффициентом

связь со значением f-фактора может быть нару-

0.82

(мы не приводим эти графики в работе

шена.

из-за ограниченного объема). Для северной КД

Отметим, что наши результаты допускают и

индивидуальный коэффициент корреляции со-

иную интерпретацию, при которой полярные КД

ставляет 0.19. Последнее, в частности, означает,

влияют на область эклиптики не за счет физиче-

что в нашем случае антикорреляция формируется

ского проникновения полей, а за счет косвенного

не индивидуально северной КД, а совместным

воздействия на солнечный ветер, регистрирующий-

действием северной и южной КД.

ся на экваториальных широтах.

Мы рассчитываем, что более детальные иссле-

Мы полагаем, что наша работа подтвержда-

дования, которые мы намерены провести на основе

ет уже выдвигавшиеся тезисы, что полярные

большего объема экспериментального материала,

КД могут являться источниками быстрого СВ

смогут дать дополнительные подтверждения этого

(>450 км/c). По крайней мере, это может быть

предположения, а также в целом прояснить роль

справедливо для солнечных минимумов. Так,

полярных КД в формировании характеристик СВ

Нольте и др. (1976) получили самый высокий

на орбите Земли.

коэффициент корреляции 0.96 между площадью

КД и скоростью СВ на орбите Земли за всю

ПРИЛОЖЕНИЕ

историю наблюдений

(10

измерений оборотов

Кэррингтона) в солнечный минимум 20 солнечного

Вопрос об определении границ корональных

цикла во времена полетов SkyLab.

дыр на изображениях Солнца является весьма

Мы также обнаружили некоторые признаки, что

непростым. Как правило, корональные дыры имеют

для полярных КД может не работать зависимость

сложную конфигурацию, а также достаточно раз-

скорости формируемого ими СВ от значения f-

мытые границы с плавным градиентом между пони-

фактора. Эти выводы, впрочем, пока являются

женной яркостью излучения внутри КД и яркостью

исключительно косвенными и неуверенными. Воз-

излучения в окружающей короне. В результате и

можное объяснение может состоять в том, что за-

границы КД, и, как следствие, их площадь суще-

висимость скорости СВ от f-фактора выведена из

ственно зависят от применяемого метода, в особен-

ности от выбора порога яркости, отделяющего КД

наблюдений экваториальных КД, для которых на

от окружающей короны.

Землю замыкаются линии поля преимущественно

из центральных областей. В случае полярных КД

Так как в ходе исследования нам потребовалось

к Земле приходят линии из края КД, для которых обработать более тысячи изображений SDO/AIA

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ВЛИЯНИЕ ПОЛЯРНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР

811

Рис. 6. Метод обнаружения корональных дыр шаг 2: слева — необработанная бинарная маска, справа — маска после

обработки.

193

A, мы решили разработать собственный авто-

солнечного диска извлекался из заголовка (header)

матический алгоритм, обладающий высокой ско-

соответствующего файла FITS. Результат приме-

ростью обработки данных. Отметим, что возмож-

нения соответствующих процедур можно увидеть

ные неточности в определении границ КД, которые

путем сравнения левой (исходное изображение)

свойственны любому методу, были частично усред-

и правой (результирующее изображение) панелей

нены в исследовании именно благодаря большому

рис. 5.

числу обработанных кадров.

2. На втором шаге производится выборка

В основе использованного нами алгоритма ле-

множества пикселей, принадлежащих КД. Для

жит принцип анализа гистограммы изображения,

этого предварительно выделялась часть гисто-

нашедший широкое применение при анализе изоб-

граммы, соответствующая значениям интенсивно-

ражений Солнца (см., например, работу Криста и

сти выше нуля и ниже некоторого значения T (от

Галлагхер, 2009, по обнаружению КД по данным

threshold — порог). Соответствующее пороговое

значение подбиралось эмпирическим методом, в

SOHO/EIT 195˚A). Программное обеспечение ал-

том числе путем сравнения результатов с другими

горитма написано с помощью средств языка про-

известными алгоритмами обнаружения КД, на-

граммирования IDL.

пример CHIMERA (solarmonitor.org) и SPOCA

Процедура нахождения границ и измерения

(helioviewer.org). Далее, пикселям, соответству-

площади КД состояла из следующих шагов,

ющим данной части гистограммы, присваива-

показанных на рис. 5-7.

лось значение

255

(белый цвет), а остальным

1. На первом шаге, показанном на рис. 5, про-

пикселям — значение

0. Тем самым исходное

изводилось выравнивание изображений по гисто-

изображение превращалось в бинарное черно-

грамме, путем изменения их яркости и контраст-

белое изображение, показанное на левой панели

ности. Необходимость процедуры вызвана тем, что

рис. 6. После этого данное изображение улуч-

шалось применением математических операций

FITS файлы SDO уровня 1 изначально подверга-

ются минимальным обработкам и, как следствие,

расширения и сужения, что позволяло убрать

могут сильно различаться по яркости и контрасту,

большинство мелких “шумовых деталей”. После

что затрудняет дальнейшую обработку изображе-

производилась окончательная обработка маски,

из которой убирались оставшиеся мелкие детали,

ний c помощью автоматических алгоритмов. Так-

же на этом шаге производилось вырезание диска

которые не имели отношения к КД. Результат

Солнца путем наложения маски, которая заполня-

показан на правой панели рис. 6.

ет все пространство вне солнечного диска черным

3. На третьем шаге производилось разделение

цветом (значение интенсивности равно 0). Радиус корональных дыр на полярные и экваториальные,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

812

БОРИСЕНКО, БОГАЧЁВ

SDO/AIA 193A

2019-08-27

06:04:28

2019-08-27

06:04:28

Рис. 7. Метод обнаружения корональных дыр шаг 3: слева — диск Солнца с наложенными границами КД, справа —

условные области для деления КД на полярные и экваториальные (подробнее в тексте).

а также исключение из рассмотрения КД, зна-

2. Броуссард и др. (R.M. Broussard, N.R. Sheeley Jr.,

чительно удаленных от центрального солнечного

R. Tousey, and J.H. Underwood), Solar Phys. 56, 161

меридиана, так как они не влияют на параметры

(1978).

солнечного ветра. Для этого найденные на преды-

3. Вагнер (W.J. Wagner), Astrophys. J. 206, 583 (1976).

дущих шагах границы КД накладывались обратно

4. Вальдмайер (M. Waldmeier), Z. Astrophys. 38, 219

на солнечный диск (левая панель рис. 7), и их

(1956).

положение сравнивалось с калибровочной сеткой,

5. Вальдмайер (M. Waldmeier), Die Sonnenkorona

показанной на правой панели. Внутренние квад-

(Birkhauser, Basel, 1957), V. 2.

6. Ванг, Шелли мл. (Y.-M. Wang and N.R. Sheeley, Jr.),

раты сетки имеют размер 2/3 радиуса Солнца по

Astrophys. J. 365, 372 (1990а).

горизонтали и 3/4 радиуса Солнца по вертикали.

7. Ванг, Шелли мл. (Y.-M. Wang and N.R. Sheeley, Jr.),

КД или фрагменты КД, попадающие в эту область,

Astrophys. J. 355, 726 (1990b).

мы считали экваториальными. КД, попадающие в

8. Ванг, Шелли (Y.M. Wang and N.R. Sheeley),

верхнюю и нижнюю области (соответствуют широ-

J. Geophys. Res. 107, 1302 (2002).

там севернее и южнее 70-75^◦ от солнечного эк-

9. Воч и др. (J. Woch, W. I. Axford, U. Mall, B. Wilken,

ватора), мы считали относящимися — к северной

S. Livi, J. Geiss, G. Gloeckler, and R.J. Forsyth),

и южной полярным КД. Области справа и сле-

Geophys. Res. Lett. 24, 2885 (1997).

ва (соответствуют долготам ±60^◦ от центрального

10. Зиркер (J.B. Zirker), Coronal Holes and High-

меридиана) мы исключали из рассмотрения, так

speed Wind Streams (Colorado Assoc. Univ. Press,

как предварительное исследование показало, что

Boulder, 1977).

расположенные здесь КД не влияют на солнечный

11. Ко и др. (Y.-K. Ko, L.A. Fisk, J. Geiss, G. Gloeckler,

ветер.

and M. Guhathakurta), Solar Phys. 171, 345 (1997).

4. На последнем шаге для каждой КД вычисля-

12. Кранмер (S.R. Cranmer), Liv. Rev. Solar Phys. 6, 3

лась ее площадь в кв. км с учетом проекции диска

(2009).

на полусферу. Дополнительно для каждой КД вы-

13. Криста, Галлагхер (L.D. Krista and P.T. Gallagher),

числялось положение “центра масс”. Результаты

Solar Phys. 256, 87 (2009).

измерений площадей и другая информация записы-

14. Крэйгер и др. (A.S. Krieger, A.F. Timothy, and

вались в файлы для дальнейшего анализа.

E.C. Roelof), Solar Phys. 29, 505 (1973).

15. МакКомас и др. (D.J. McComas et al.), Gephys. Res.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Lett. 30, 1517 (2003).

1. Борисенко А.В., Физика авроральных явлений

16. Накагава и др. (Y. Nakagawa, S. Nozawa, and

(Труды. 42 ежегодного семинара, Апатиты, 2019),

A. Shinbori), Earth, Planets, and Space J. 71, 24

с. 115.

(2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020