ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 7, с. 523-532

ВЛИЯНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ НА ХАРАКТЕРИСТИКИ

СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В МАКСИМУМЕ ЦИКЛА

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 03.05.2022 г.

После доработки 24.05.2022 г.; принята к публикации 20.06.2022 г.

Активные области (АО) на Солнце обсуждаются как один из возможных источников медленного

солнечного ветра (СВ), происхождение которого все еще является предметом споров. В настоящей

работе представлены экспериментальные свидетельства возможного влияния АО на скорость и

температуру СВ вблизи максимума 23-го солнечного цикла (2000-2002 гг). Изучены отдельно

характеристики СВ, сформированного в периоды, когда АО находились на центральном меридиане

(ЦМ) Солнца (≈40% от всего времени наблюдения), и характеристики СВ, сформированного в

отсутствие АО на ЦМ (≈60% времени). Скорость СВ в первом случае (в присутствии АО) в среднем

оказалась примерно на 1% ниже, чем скорость СВ, сформированного в отсутствие АО (434.06 км/с

против 438.09 км/с при погрешности измерений σ ≈ 0.37 км/с). Для температуры СВ соответствующая

разница составила около 6% (94 600 К против 100 500 К при погрешности σ ≈ 340 К). Этот результат

подтверждает в среднем более низкую скорость и температуру СВ, формирующегося в АО, по

сравнению с компонентой СВ, формирующейся в корональных дырах.

Ключевые слова: солнечный ветер, активные области.

DOI: 10.31857/S0320010822070038

1. ВВЕДЕНИЕ

ионизации элементов СВ “замораживаются” на

расстоянии нескольких радиусов от Солнца, из их

Характеристики солнечного ветра (СВ), изме-

анализа можно сделать выводы о температуре в

ряемые у Земли, являются существенно неодно-

области формирования СВ (см., например, Оуоки и

родными, что позволяет разделить СВ на несколь-

др., 1983). Для быстрого СВ характерны понижен-

ко компонент. Одним из частых способов являет-

ные степени ионизации (Хундхаузен, 1968), что со-

ся разделение СВ на быстрый, со скоростью на

гласуется с представлениями о его формировании

расстоянии 1 а.е. порядка и выше 600-700 км/с,

в КД, хотя существуют и иные сообщения (Юань-

и медленный, со скоростью порядка и ниже 400-

Куэн и др., 1997).

500 км/с (см., например, Фелдман и др., 2005).

Помимо различия в скорости, компоненты име-

Элементный состав медленного СВ имеет более

ют другие различные характеристики, что наводит

высокие степени ионизации (Жао и др., 2009), что

на мысль об их разном происхождении. Источ-

свидетельствует о его формировании в областях с

ником быстрого СВ считаются корональные ды-

более высокой температурой. Также в медленном

ры (КД) — области Солнца с открытыми линия-

СВ (см., например, Гейс и др., 1995) наблюдается

ми магнитного поля, наблюдаемые по пониженной

так называемый FIP-эффект (FIP — first ionization

мере эмиссии в вакуумной ультрафиолетовой и

potential), а именно, повышенное обилие элементов

мягкой рентгеновской областях спектра. Одними

с низким (менее 10 эВ) первым ионизационным по-

из первых идею о связи КД и СВ, по-видимому,

тенциалом. В быстром СВ этот эффект отсутствует

высказали Кригер и др (1977). Аргументом в поль-

или менее выражен (Фу и др., 2017). В короне

зу формирования быстрого СВ в КД является

Солнца FIP-эффект наблюдается в закрытых маг-

заметный рост скорости СВ на орбите Земли при

нитных петлях, связанных с активными областями

появлении вблизи центрального меридиана (ЦМ)

(АО). Скорость и структура медленного СВ пока-

Солнца крупных КД (Накагава и др., 2019; Бори-

зывают также значительные вариации со временем,

сенко, Богачёв, 2020). Кроме того, так как степени

не характерные для быстрого СВ (см., например.,

Бейм и др., 1997). Если следовать предположению

^*Электронный адрес: bogachev.sergey@gmail.com

о формировании медленного СВ в АО, то его ва-

523

524

БОГАЧЁВ и др.

риации могут отражать более сложную структуру

отсутствовавшая АО. Ими была обнаружена суще-

поля и плазмы в АО по сравнению со значительно

ственная разница в структуре СВ и в его элемент-

более однородной структурой КД.

ном составе (в частности, обнаружен FIP-эффект),

что они связали с влиянием АО. Стенсби и др.

Основная сложность при формировании СВ в

(2021) проанализировали карты магнитного поля

АО состоит в том, что для ухода плазмы в межпла-

для четырех циклов солнечной активности и пока-

нетное пространство она должна распространяться

зали, что в максимуме солнечного цикла от 30 до

вдоль открытых силовых линий магнитного поля.

80% магнитного потока, связанного с открытыми

По этой причине для формирования медленного

линиями поля, может формироваться в АО. Исходя

СВ в АО требуются достаточно специфические

из этого, ими было высказано предположение о

механизмы, когда плазма формируется в закры-

значительном влиянии АО на характеристики СВ

тых магнитных структурах, но затем уходит вдоль

в максимуме солнечной активности. В минимуме

открытых линий поля. Такие условия, по видимо-

солнечного цикла они оценили это влияние как

сти, могут формироваться на границах АО. Од-

пренебрежимое.

ним из механизмов формирования медленного СВ

может быть “обменное” магнитное пересоединение

В настоящей работе мы предлагаем иной способ

исследования влияния АО на СВ, основанный на

(interchange reconnection; Крукер и др., 2002), при

котором замкнутые магнитные линии на краях АО

статистическом анализе большого объема данных.

Всего мы обработали данные за три года (с 2000

пересоединяются с открытыми силовыми линиями

по 2002 г.), полученные вблизи максимума 23-го

спокойной короны. Это может объяснить, каким

образом плазма из замкнутых петель попадает

солнечного цикла. Несмотря на сложность струк-

туры солнечной короны и межпланетного магнит-

в открытое пространство. Предположение о воз-

ного поля в максимуме активности, мы полагаем,

можности формирования медленного СВ на грани-

что нам удалось обнаружить экспериментальные

цах АО согласуется с результатами спектральных

свидетельства влияния АО на СВ. В разделе 2

наблюдений, в которых обнаружены направленные

подробно описаны наш метод и использованные

на наблюдателя потоки вещества со скоростями

экспериментальные данные. Полученные нами ре-

до 50 км/с на краях АО (см., например, Брукс,

зультаты приводятся в разделе 3. В разделе 4

Уоррен, 2011).

обсуждаются эти результаты и сделаны выводы.

Получить прямые подтверждения влияния АО

на характеристики СВ достаточно трудно из-за

сложной структуры солнечной короны. При изме-

2. ИСПОЛЬЗОВАННЫЕ ДАННЫЕ

рениях СВ у Земли невозможно однозначно опре-

И МЕТОДЫ ИХ ОБРАБОТКИ

делить, в какой именно области солнечной короны

Источником данных по СВ, использованных в

(в КД или АО) был сформирован данный объем

работе, является прибор SWEPAM (Solar Wind

плазмы. Магнитная структура солнечной короны

Electron Proton Alpha Monitor; Мак Комас и

заметно упрощается в минимуме активности, одна-

др., 1998), работающий на космическом аппарате

ко в этот же период на Солнце снижается число

ACE (Advanced Composition Explorer; Стоун и

АО (до их полного исчезновения), и выделить их

др., 1998). Прибор работает в точке либрации L1

влияние оказывается сложным уже по этой при-

системы Солнце-Земля, расположенной прибли-

чине. Несмотря на это, существуют исследования,

зительно на линии между Землей и Солнцем на

в которых делались попытки обнаружить влияние

расстоянии около 1.5 млн км от Земли. Мы ис-

АО на СВ на основе наблюдений АО на диске

пользовали в работе данные по объемной скорости

Солнца. Нойгебауэр и др. (2002) предположили,

протонов v_p (далее v — скорость СВ), и данные по

что источник СВ на Солнце находится там же, где

температуре протонов T_p (далее T — температура

располагается основание соответствующей сило-

СВ). Для исследования был выбран период с

вой линии межпланетного магнитного поля. Ис-

1 января 2000 г. по 31 декабря 2002 г. Температура

пользуя потенциальное приближение для магнит-

электронов в СВ меняется очень незначительно и

ного поля Солнца (модель PFSS — potential-field

на расстоянии 1 а.е. часто рассматривается как

source-surface), они определили источники СВ для

постоянная величина (Ньюбури, 1996).

четырех оборотов Солнца в период с 1998 по 2001 г.

и показали, что в тех случаях, когда основание

Чтобы упростить вычисления, мы усреднили

силовой линии замыкается на АО, СВ имеет более

данные SWEPAM с шагом 10 мин (исходное вре-

низкие скорости и более высокие степени иониза-

менное разрешение наблюдений составляло 1 мин).

ции. Макнейл и др. (2019) сравнили характеристи-

Также были исключены точки, для которых среднее

ки СВ, связанного с КД, с характеристиками СВ

значение v или T определить не удалось (отсут-

из той же КД, но спустя один керрингтоновский

ствовали все 10 измерений в соответствующем

оборот Солнца, когда здесь сформировалась ранее

10-мин интервале). Полное число измерений за

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

ВЛИЯНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

525

700

600

500

400

300

200

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

2000

2001

2002

2003

Год

Рис. 1. Усредненная динамика скорости (верхняя панель) и температуры (нижняя панель) СВ на уровне орбиты Земли

за 2000-2002 гг. Тонкая пунктирная линия — усреднение с шагом 1 сут; толстая сплошная линия — усреднение с шагом

4 недели.

три года после этого составило N_v = 155 155 для

ной компоненты составила 0.55 × 10⁵ К; быст-

скорости и N_T = 136 258 для температуры.

рой — 2.12 × 10⁵ К.

Метод исследования влияния АО на СВ, ис-

На рис. 1 представлена общая динамика скоро-

пользованный нами, проиллюстрирован на рис. 2

сти и температуры СВ за исследованный 3-летний

(вид сверху на плоскость эклиптики из северного

период: пунктирная линия — данные, усредненные

полюса, при котором Солнце вращается против

с шагом 1 сут; сплошная линия — с шагом 4 нед.

часовой стрелки). Структура межпланетного маг-

Статистическая информация по характеристикам

нитного поля показана без спирали Паркера, что

СВ (средние, максимальные и медианные значения

не существенно для объяснения. Слева приведен

для 10-мин разрешения) приведена в табл. 1. Доля

упрощенный случай. СВ формируется у поверх-

медленного ветра (v < 400 км/с) в исследованный

ности Солнца на центральном меридиане (ЦМ) в

период составляла 40%; доля быстрого ветра (v >

некоторый момент t_S (S — Sun), затем распро-

600 км/с) — 6.5%. Средняя температура медлен-

страняется в радиальном направлении и достигает

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

526

БОГАЧЁВ и др.

Таблица 1. Характеристики СВ с 01.01.2000 г. по 31.12.2002 г.

Число

Среднее

Медианное

Максимальное

Минимальное

Параметры

измерений

значение

V , км/с

155155

436.48

420.00

972.33

255.44

T, 10⁵ К

136258

0.981

0.790

12.071

0.031

орбиты Земли (пунктирная линия) в момент вре-

Мы, однако, полагаем, что даже в этом случае

мени t_E (E — Earth). Времена t_S и t_E связаны

часть силовых линий АО будет проникать в соот-

приблизительной формулой:

ветствующий сектор межпланетного пространства.

Соответственно, при прохождении АО через ЦМ

a(t_E )

t_S = t_E -

(1)

она будет влиять на характеристики СВ, хотя и

v(t_E )

гораздо слабее, чем в идеализированном случае.

Вопрос, таким образом, состоит в реальной вели-

где a — расстояние от Солнца до Земли, для кото-

чине этого влияния и возможности его выделить на

рого мы учитывали изменение со временем, а v —

достаточно достоверном уровне.

скорость СВ, измеренная около Земли в момент

Для исследования характеристик АО мы ис-

времени t_E. Формула является приблизительной,

пользовали данные NOAA (National Oceanic and

так как предполагает, что СВ распространяется

радиально с постоянной скоростью, равной ско-

Atmospheric Administration), размещенные на сай-

рости, измеренной у орбиты Земли. Такое предпо-

те SWPC (Space Weather Prediction Center). Соот-

ветствующие данные предоставляются раз в сутки

ложение, безусловно, не вполне корректно, однако

часто используется при оценке времени транзита

(обычно по состоянию на 24:00 UT каждого дня) и

СВ до Земли (см., например, Макнейл и др., 2019).

содержат номер АО по каталогу, время измерения,

а также дополнительную информацию, из которой

Соответственно, если на Солнце присутствует

мы использовали долготу L центра АО и протяжен-

АО, которая в момент времени tS0 выходит на ЦМ

ность АО по долготе в градусах (ее мы обозначаем

(пересекает его ведущим правым краем), а в момент

как H). Всего с 01.01.2000 г. по 31.12.2002 г. на ви-

tS1 уходит с ЦМ (пересекает его левым краем), то

димой стороне Солнца, согласно каталогу NOAA,

в упрощенном случае СВ, зарегистрированный у

присутствовали 1427 АО с номерами от NOAA

Земли в интервале времени [tE0, tE1], рассчитанном

8815 до NOAA 10239. Из них только 946 областей

по формуле (1), будет сформирован в данной АО.

пересекали ЦМ; остальные либо разрушались до

В действительности, реальная структура маг-

пересечения, либо формировались к западу от ЦМ.

нитного поля существенно отличается от представ-

Некоторая статистическая информация о характе-

ленной на левой панели идеализированной струк-

ристиках АО, наблюдавшихся в этот период, при-

туры. В сектор межпланетного пространства, свя-

ведена в табл. 2 (измерения проводились вблизи

занный с АО, будут проникать силовые линии

ЦМ).

магнитного поля из других АО, а также из рас-

Для всех 946 АО мы определили интервал вре-

положенных рядом КД (правая панель рис. 2).

мени, в течение которого они находились на ЦМ.

Также следует учитывать смещение АО по широте

Соответствующая процедура состояла в следую-

относительно солнечного экватора.

щем. Для каждой АО выбиралось одно измерение

слева непосредственно перед прохождением цен-

тра АО через ЦМ (обозначим соответствующий

Таблица 2. Характеристики АО на ЦМ с 01.01.2000

момент времени и параметры АО в этот момент как

по 31.12.2002 г.

t₁, L₁ и H₁) и первое измерение справа, т.е. сразу

после пересечения ЦМ (обозначения — t₂, L₂

Максимальное Среднее

Характеристика АО

H₂). На основе этих данных определялась угловая

значение

скорость перемещения АО:

Площадь, м.д.с.п.

2240

134

L₂ - L₁

Ω=

(2)

t₂ - t₁

Протяженность

по долготе, град.

где учтено, что L₁ < 0. Фактическая угловая ско-

рость АО может незначительно отличаться от ско-

Число пятен

рости дифференциального вращения Солнца на

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

ВЛИЯНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

527

te0

tS0

tS1

te1

Магнитное поле

Рис. 2. Идеализированная (левая панель) и реалистичная (правая панель) структура межпланетного магнитного

поля. Сплошные линии на обеих панелях — магнитное исследуемой АО. На правой панели: пунктирные линии —

магнитное поле соседней АО; штриховые линии — магнитное поле расположенной рядом КД. Демонстрируется эффект

проникновения магнитного поля от соседних корональных структур в сектор межпланетного пространства, связанный с

изучаемой АО. Времена tS и te объясняются в тексте.

соответствующей широте из-за собственного дви-

наблюдавшейся вблизи ЦМ 1-2 января 2001 г.

жения АО.

Для этой АО были получены: время входа на ЦМ,

Далее определялся момент прохождения центра

tS0, 16:54 UT 01.01.2001 г.; время ухода с ЦМ,

АО через ЦМ (обозначим его t_S ):

tS1, 17:44 UT 02.01.2001 г. Вертикальные линии

на нижней панели рис. 3 показывают соответ-

t_S = t₁ - L₁Ω.

(3)

ствующие долготы, которые хорошо согласуются

Затем рассчитывалась средняя протяженность

с видимыми границами АО. По формуле (1) были

определены соответствующие времена наблюдения

АО по долготе (обозначим ее H_S), так как в тече-

ние суток между двумя измерениями это значение

СВ у Земли: tE0 — 18:15 UT 05.01.2001 г.; tE1 —

могло измениться:

11:35 UT 07.01.2001 г. Этот интервал приведен на

верхней панели рис. 3.

L₁

H_S = H₁ - (H₂ - H₁)

(4)

Интересно, что время выхода АО на ЦМ, со-

L₂ - L₁

гласно рис. 3, примерно совпадало со снижением

Если при обоих измерениях АО находится на оди-

скорости СВ, которое прекратилось в момент ухода

наковом расстоянии от ЦМ (L₂ = -L₁), то значе-

АО с ЦМ. Мы, впрочем, не проводили в работе си-

ние H_S по формуле (4) равно среднему арифме-

стемный визуальный анализ данных, а основывали

тическому. В противном случае с большим весом

исследование только на статистических методах,

учитывается значение, измеренное ближе к ЦМ.

результаты которых представлены в следующем

Отсюда следует, что АО находится на ЦМ в

разделе.

течение времени [tS0, tS1], где

H_S

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

tS0 = t_S - Ω

(5)

Мы использовали метод, описанный в разделе 2,

H_S

чтобы разделить весь набор данных на две группы:

tS1 = t_S + Ω

СВ, сформированный в период нахождения АО на

ЦМ, и СВ, в момент формирования которого АО

Этот интервал времени затем сопоставляется

на ЦМ отсутствовали. Мы полагаем, что если АО

с интервалом наблюдения СВ у Земли, [tE0, tE1],

влияют на СВ, то характеристики СВ для первой

определенным по формуле (1).

группы будут отличаться от характеристик СВ для

На рис. 3 мы иллюстрируем данный метод на

второй группы. Статистическая информация (чис-

примере одной из активных областей, NOAA 9289,

ло измерений в каждой группе и соответствующие

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

528

БОГАЧЁВ и др.

450

400

350

05.01.2001

07.01.2001

18:15 UT

11:35 UT

300

05.01.2001

06.01.2001

07.01.2001

08.01.2001

Дата

02.01.2001

01.01.2001

17:44 UT

16:54 UT

Рис. 3. Иллюстрация к методу обработки данных. Снизу — оптическое изображение АО 9289 (изображение SOHO

MDI 9289) и ее правая и левая границы, определенные методом, описанным в статье. Рядом с границами — времена их

пересеченияс ЦМ. На верхнейпанели — интервал времении фрагментдля скоростиСВ, соответствующиепрохождению

АО 9269 по ЦМ.

средние параметры v и T для каждой группы)

мы исследовали период высокой солнечной актив-

приведена в табл. 3.

ности, когда количество АО на диске Солнца мак-

С активными областями оказались, таким об-

симально, соответствующая оценка, по-видимому,

разом, сопоставлены 40% наблюдений. Поскольку

является верхним пределом. Отметим, что, соглас-

но разделу 1, доля медленного СВ в исследованный

период также составляла 40%. Мы рассматриваем

Таблица 3. Параметры СВ в зависимости от наличия

это, однако, как случайное совпадение.

АО на ЦМ

Соответствующие распределения температуры

Число

Среднее

Скорость СВ, км/с

и скорости СВ приведены на рис. 4. На левых

измерений значение

панелях (A1 для скорости и B1 для температуры)

Всего

155 155

436.48

приведены распределения для СВ без разделения

Группа 1 (есть АО на ЦМ)

61 950

434.06

на группы. На средней панели (A2 для скорости

Группа 2 (нет АО на ЦМ)

93 205

438.09

и B2 для температуры) показаны распределения

для группы 1 (есть АО на ЦМ). На правой панели

Число

Среднее

Температура СВ, 10⁵ К

(A3 для скорости и B3 для температуры) показаны

измерений значение

распределения для группы 2 (нет АО на ЦМ).

Всего

136 258

0.981

Вертикальная штриховая линия на всех панелях

Группа 1 (есть АО на ЦМ)

54 648

0.946

показывает среднее значение; эти значения также

Группа 2 (нет АО на ЦМ)

81 610

1.005

приведены в числовом виде (см. также табл. 3).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

ВЛИЯНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

529

436.48

434.06

438.09

200

400

600

800

200

400

600

800

200

400

600

800

V, км/с

0.981

0.946

1.005

T, 10⁵ K

Рис. 4. Распределения скорости (верхний ряд) и температуры (нижний ряд) СВ с 2000 по 2002 г. для полной выборки

данных (левые панели), а также отдельно для СВ, сформированного в моменты нахождения АО на ЦМ (центральные

панели) и сформированного в отсутствие АО на ЦМ (правые панели). Смотри также объяснения в тексте.

Температура и скорость СВ в группе 1 оказа-

v для данной случайной выборки. Если повто-

лись ниже, чем средние значения за весь период

рить эту операцию много раз, то можно оценить,

2000-2002 гг., а в группе 2 — выше средних за пе-

чему равна вероятность получить значение v =

риод. Соответствующая разница, однако, невели-

= 434.06 км/с случайным образом для имеющегося

ка — около ±0.5% для скорости СВ и около ±3%

фактического набора данных.

для температуры СВ. По этой причине важным

На рис. 5 представлены результаты такого ана-

является вопрос о статистической достоверности

лиза на основе 1000 случайных выборок для каж-

полученного результата.

дой группы. Так как значение v и T при каждой

Чтобы оценить статистическую значимость ре-

случайной выборке отличается от других, то они

зультата, мы использовали следующий метод. В ка-

образуют распределение, показанное на рис. 5:

честве примера рассмотрим среднюю скорость СВ

верхняя панель — распределение случайных ско-

для группы 1. Для нее было получено значение

ростей, нижняя панель — распределение случай-

v = 434.06 км/с, которое определено на основе

ных температур. На каждой из панелей вертикаль-

61950 измерений, выбранных из полного ансам-

ными линиями показаны математическое ожидание

бля, содержащего 155 155 точек. Теперь выберем

(центральная линия; значение очень близко к сред-

из этого же ансамбля такое же количество точек,

нему за период), а также положение фактически

61950, но не по признаку наличия АО на ЦМ, а

измеренных v и T для группы 1 (левая линия) и

случайным образом, и определим среднее значение

группы 2 (правая линия). Для каждой из факти-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

530

БОГАЧЁВ и др.

434.06

436.49

438.09

150

6.6

4.4

100

433

434

435

436

437

438

439

V, км/с

0.946

0.982

1.005

150

10.5

7.0

100

0.94

0.96

0.98

1.00

T, 10⁵ K

Рис. 5. Распределения скорости (верхняя панель) и температуры (нижняя панель) СВ, полученные для 1000 случайных

выборок из ряда наблюдений за 2000-2002 гг. Показаны также фактически измеренные значения средней температуры

и скорости для СВ, ассоциированного с АО (левые значения) и не ассоциированного с АО (правые значения). Указаны

отклонения. Смотри также объяснения в тексте.

чески измеренных величин показано отклонение в

короны, которая состоит из двух основных ти-

стандартных девиациях, σ.

пов объектов — корональных дыр, представляю-

щих собой области с открытым магнитным полем,

Таким образом, получено, что вероятность слу-

и закрытых магнитных структур (петель), присут-

чайного получения фактического значения v для

группы 1 (с АО на ЦМ) отстоит от математиче-

ствующих, в частности, в активных областях.

ского ожидания на 6.6σ; для группы 2 — на 4.4σ.

Хотя источником СВ традиционно считаются

Для температуры (нижняя панель на рис. 5) со-

КД, широко обсуждается возможность формиро-

ответствующие отклонения еще выше: 10.5σ для

вания СВ также в закрытых магнитных структурах,

группы 1 и 7.0σ для группы 2. Иными словами,

в особенности в АО. Предполагается, что с АО

несмотря на относительно незначительную разницу

может быть связана медленная компонента СВ.

в параметрах СВ для групп 1 и 2, оказывается

почти невозможно получить такую же разницу слу-

С целью получить дополнительные аргументы

чайным образом при произвольной выборке точек

за или против такого предположения, мы изучили

из фактического набора измерений.

3-летний период высокой активности Солнца с

2000 по 2002 г. Так как СВ с наибольшей вероят-

ностью достигает Земли при формировании вблизи

4. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

центрального солнечного меридиана, мы раздельно

Солнечный ветер является существенно неод-

изучили периоды, когда при формировании СВ на

нородным по температуре и скорости. Причиной

ЦМ присутствовали АО (около 40% времени), и

этой неоднородности является сложная структура

периоды, когда АО отсутствовали (60% времени).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

ВЛИЯНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

531

По нашим результатам скорость СВ, формирую-

Вопрос о том, понижают или повышают АО

щегося в присутствие АО на ЦМ, в среднем, на

скорость и температуру СВ, в целом, не вполне

1% ниже, чем скорость СВ, сформированного в

тривиален. В частности, над АО часто наблюда-

ются долгоживущие области высокотемпературной

отсутствие АО (434.06 км/с против 438.09 км/с

плазмы с T порядка и более 4-5 млн К (см., на-

при погрешности измерений σ ≈ 0.37 км/с). Для

пример, Гречнев и др., 2006). Согласно некоторым

температуры СВ соответствующая разница соста-

наблюдениям, помимо обменного пересоединения,

вила около 6% (94 600 К против 100 500 К при

при котором плазма уходит преимущественно на

погрешности σ ≈ 340 К).

краях АО, возможен уход плазмы под действием

Так как существует сходство между параметра-

иного механизма — в результате пересоединения

ми плазмы (ионный состав и степень ионизации) в

на больших высотах (Кулхейн и др., 2014). Если

медленной компоненте СВ и в магнитных петлях

над АО присутствует высокотемпературная плаз-

на Солнце, мы считаем весьма вероятным, что

ма, она таким способом может попадать в меж-

как минимум часть медленного СВ формируется

планетное пространство и увеличивать температу-

в АО. По этой причине полученный результат мы

ру СВ. Плазма более высокой температуры при-

оцениваем как достоверный, подтверждающий та-

сутствует и над мелкомасштабными магнитными

кую возможность. Вопрос о том, являются ли АО

петлями, образуясь, в частности, во время микро-

единственным типом закрытых магнитных струк-

вспышек (Бенз, Григиз, 2002; Кириченко, Богачёв,

тур, оказывающим влияние на СВ, остается однако

2013). Кроме того, так как АО являются источ-

открытым. В частности, Фу и др. (2017) сообща-

никами корональных выбросов массы (КВМ), с

ли, что 42.9% медленного СВ связано с АО. Не

АО может быть связана не только повышенная

исключено, что недостающая часть плазмы может

температура, но и повышенная скорость СВ.

также попадать в медленную компоненту СВ во

Несмотря на вышесказанное, мы все же делаем

время микро- и нановспышек (см., например, обзор

вывод, что при усреднении на значительных интер-

Богачёв и др., 2020), а также из мелкомасштабных

валах времени доминирующим воздействием АО на

магнитных петель, наблюдающихся в виде горячих

СВ является понижение температуры и скорости

рентгеновских точек (Голуб и др., 1976; Рева и

СВ. Мы ожидаем, что этот эффект окажется еще

др., 2012). Кириченко и Богачев (2013), в частно-

более выраженным, если впоследствии исключить

сти, сообщали о наблюдательных признаках ухода

из исследования интервалы времени, связанные с

плазмы с Солнца во время микровспышек. Еще

КВМ (всего, согласно каталогу LASCO, с 2000

одним кандидатом на вклад в СВ являются мак-

по 2002 г. было зарегистрировано 171 КВМ типа

роспикулы — плазменные джеты, наблюдающиеся

“гало”), но сами мы не проводили такого исследо-

на краю Солнца в спектральных линиях вакуумного

вания.

УФ-диапазона, для которых также обнаружены

признаки потери вещества (Лоусиф, 1994; Лобода,

Богачёв, 2017, 2019).

Оцененная нами разница в параметрах СВ в

Исследование выполнено за счет гранта Рос-

присутствии и в отсутствие АО невелика (1% для

сийского научного фонда (проект 21-72-10157).

скорости и 6% для температуры). Несмотря на это,

данная оценка, по нашему мнению, может рассмат-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

риваться как указание на влияние АО на парамет-

ры СВ (см. рис. 2). Дополнительную погрешность

1. Ахтемов, Цап (Z.S. Akhtemov and Yu.T. Tsap),

Geomagnetism and Aeronomy 58 (8), 1187 (2018).

вносит неопределенность времени транзита СВ до

2. Бейм и др. (S.J. Bame, J.R. Asbridge, W.C. Feldman,

Земли (формула (1)). Хотя основное ускорение СВ

and J.T. Gosling), J. Geophys. Res. 82, 10 (1977).

происходит на близких расстояниях от Солнца,

3. Бенз, Григис (Arnold O. Benz and Paolo C. Grigis),

после чего его скорость меняется незначительно,

Solar Phys. 210, 1 (2002)

представление о СВ как о радиальном течении с

4. Богачёв и др. (S.A. Bogachev, A.S. Ulyanov,

постоянной скоростью может искажать времена

A.S. Kirichenko, I.P. Loboda, and A.A. Reva), Phys.

транзита на несколько часов. Это вносит искаже-

Uspekhi 63, 8 (2020).

ния и в результаты сравнения параметров СВ с

5. Борисенко А.В., Богачёв С.А., Письма в

расположением солнечных АО. При исследовании

Астрон. журн.

46,

802

(2020)

[A.V. Borisenko

связи СВ с КД иногда используют время пересече-

and S.A. Bogachev, Astron. Lett. 46, 751 (2020)].

ния ЦМ с "центром тяжести" КД (см., например,

6. Брукс, Уоррен (D.H. Brooks and H.P. Warren),

Ахтемов, Цап, 2018). Возможно, некоторое повы-

Astrophys. J. Lett. 727, 1 (2011).

шение точности можно получить таким способом и

7. Гейс и др. (J. Geiss, G. Gloeckler,and R. von Steiger),

для АО.

Space Sci. Rev. 72, 49 (1995).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

532

БОГАЧЁВ и др.

8. Голуб и др. (L. Golub, A.S. Krieger, and G.S. Vaiana),

21.

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

Solar Phys. 50, 2 (1976).

A. Shinbori), Earth, Planets and Space 71, 1 (2019).

9. Гречнев и др. (V.V. Grechnev, S.V. Kuzin,

22.

Нойгебауэр и др. (M. Neugebauer, P.C. Liewer,

A.M. Urnov, I.A. Zhitnik, A.M. Uralov, S.A. Bo-

E.J. Smith, R.M. Skoug, and T.H. Zurbuchen),

gachev, M.A. Livshits, O.I. Bugaenko, et al.), Solar

J. Geophys. Res. (Space Phys.) 107, 1488 (2002).

System Res. 40, 4 (2006).

10. Жао и др. (L. Zhao, T.H. Zurbuchen, and L.A. Fisk),

23.

Ньюбури (J.A. Newbury), EOS Transact. 77, 47

Geophys. Res. Lett. 36, 14 (2009).

(1996).

11. Кириченко А.С., Богачев С.А., Письма в

24.

Оуоки и др. (S.P. Owocki, T.E. Holzer, and

Астрон. журн. 39, 884 (2013) [A.S. Kirichenko and

A.J. Hundhausen), Astrophys. J. 275, 354 (1983).

S.A. Bogachev, Astron. Lett. 39, 797 (2013)].

12. Кириченко, Богачев (A.S. Kirichenko and

25.

Рева и др. (A. Reva, S. Shestov, S. Bogachev, and

S.A. Bogachev), Astrophys. J. 840, 45 (2017).

S. Kuzin), Solar Phys. 276, 97 (2012).

13. Кригер и др. (A.S. Krieger, A.F. Timothy, and

26.

Стенсби и др. (D. Stansby, L.M. Green, L. van Driel-

E.C. Roelof), Solar Phys. 29, 2 (1973).

Gesztelyi, and T.S. Horbury), Solar Phys. 296, 8

14. Крукер и др. (N.U. Crooker, J.T. Gosling, and

(2021).

S.W. Kahler), J. Geophys. Res. (Space Phys.) 107,

1028 (2002).

27.

Стоун и др. (E.C. Stone, A.M. Frandsen,

15. Кулхейн и др. (J.L. Culhane, D.H. Brooks,

R.A. Mewaldt, E.R. Christian, D. Margolies,

L. van Driel-Gesztelyi, D. Baker, M.L. DeRosa,

J.F. Ormes, and F. Snow), Space Sci. Rev. 86, 1

C.H. Mandrini, L. Zhao, et al.), Solar Phys. 289, 10

(1998).

(2014).

28.

Фелдман и др. (U. Feldman, E. Landi, and

16. Лобода, Богачёв (I.P. Loboda and S.A. Bogachev),

N.S. Schwadron), J. Geophys. Res. (Space Phys.)

Astron. Astrophys. 597, A78 (2017).

110, A7 (2005).

17. Лобода, Богачёв (I.P. Loboda and S.A. Bogachev),

Astrophys. J. 871, 2 (2019).

29.

Фу и др. (H. Fu, M.S. Madjarska, L. Xia, B. Li,

18. Лоусиф (M.L. Loucif), Astron. Astrophys. 281, 1

Zh. Huang, and Zh. Wangguan), Astrophys. J. 836,

(1994).

2 (2017).

19. Мак Комас и др. (D.J. McComas, S.J. Bame,

30.

Хундхаузен и др. (A.J. Hundhausen, H.E. Gilbert,

P. Barker, W.C. Feldman, J.L. Phillips, P. Riley, and

and S.J. Bame), Astrophys. J. Lett. 152, L3 (1968).

J.W. Griffee), Space Sci. Rev. 86, 563 (1998).

31.

Юань-Куэн и др. (Ko. Yuan-Kuen, L.A. Fisk,

20. Макнейл и др. (A.R. Macneil, Ch.J. Owen,

J. Geiss, G. Gloeckler, and M. Guhathakurta), Solar

D. Baker, D.H. Brooks, L.K. Harra, D.M. Long, and

R.T. Wicks), Astrophys. J. 887, 2 (2019).

Phys. 171, 2 (1997).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022